Última atualização em 15 de julho de 2021

De onde vem a energia do Sol?

Camadas do Sol — As diferentes camadas do Sol, o núcleo, a zona radiativa, a zona de convecção, a fotosfera, a cromosfera e finalmente a coroa solar. No centro, a fusão de um grama de hidrogênio libera tanta energia quanto 300 toneladas de petróleo.

A energia está concentrada no centro do Sol

O Sol é uma enorme estrela com um diâmetro igual a 109 vezes o da Terra, ou seja, 3,6 vezes a distância Terra-Lua. Seu volume é igual a 1,3 milhão de vezes o da Terra.
A força gravitacional na superfície (274 m/s², 28 vezes a da Terra) dessa massa gigantesca (1,989×10³⁰ kg) contrai a matéria em seu centro. Embora seu núcleo tenha um diâmetro igual à distância Terra-Lua, o volume do núcleo representa apenas 1,5% do volume total. É lá, em seu núcleo a aproximadamente 15 milhões de kelvins ou graus Celsius (1 k=-273,15 °C), que a cada segundo, 627 milhões de toneladas de hidrogênio se fundem para produzir 622,7 milhões de toneladas de hélio. A diferença de massa (4,3 milhões de toneladas) é convertida em energia, 4×10²⁶ joules, ou aproximadamente 1,5×10¹⁹ kilowatt-hora (10 bilhões de bilhões de kw/h).
Há 4,57 bilhões de anos, o Sol consome 4 milhões de toneladas de hidrogênio por segundo.

A pressão gravitacional no centro do Sol é de 26 petapascals (26×10¹⁵ Pa), ou seja, 260 bilhões de vezes a pressão atmosférica na superfície da Terra. A essa pressão, 1 m³ de hidrogênio pesa 150 toneladas. 1 m³ de hidrogênio na Terra pesa 90 gramas. Portanto, há 1,6 milhão de vezes mais átomos de hidrogênio em 1 m³ no centro do Sol do que em 1 m³ de hidrogênio na Terra (não é tão enorme assim).
A essa pressão e a essa temperatura (15 milhões de kelvins), a fusão nuclear pode começar.
Os núcleos de hidrogênio vão se fundir e formar um núcleo de hélio, liberando uma enorme quantidade de energia (15 vezes mais do que a fissão nuclear desencadeada em nossas usinas).

Probabilidade de fusão de partículas — O tamanho ou a posição de um próton é uma densidade de probabilidade representada por uma curva. Quanto mais nos afastamos do pico da curva, menor a probabilidade de encontrar o próton ou a sua presença. No fundo da curva, a probabilidade de ter 2 prótons se fundindo é baixa, mas não nula. Para que a reação nuclear "comece", os prótons (núcleos de hidrogênio) devem entrar em contato. Então, um dos dois prótons se transforma em nêutron. Sem a radioatividade, essa transformação seria impossível. Dois prótons, mesmo em contato, não conseguem superar a barreira coulombiana, eles se repelem. Mas o próton pode se transformar temporariamente em nêutron emitindo uma partícula (boson W). Esse boson W é imediatamente reabsorvido, com o nêutron retornando a ser próton. Muito raramente, o boson W se desintegra em um positrão e um neutrino e, nesse momento, o nêutron permanece nêutron. Ele pode então se fundir com o outro próton para formar um núcleo de deutério e iniciar a "cadeia próton-próton".

Como fundir dois prótons?

Para que dois prótons se fundam, a distância que os separa deve ser muito pequena, do tamanho do núcleo (10⁻¹⁵ metro). Para isso, é necessário superar a barreira coulombiana (força da interação elétrica entre dois prótons carregados positivamente). Essa força é proporcional ao produto das duas cargas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre as duas cargas (o que exige uma energia considerável para "colar" dois prótons). Quanto mais os prótons se aproximam, mais energia é necessária para "colá-los". Mesmo a 15 milhões de kelvins, a energia não é suficiente para superar a barreira coulombiana. As colisões violentas entre prótons não esmagam suficientemente as bolhas de interação nuclear forte para "colar" dois prótons juntos.
Teoricamente, os prótons deveriam se mover a 20.000 km/s para alcançar uma temperatura de 5 bilhões de kelvins. A 15 milhões de kelvins, os prótons se movem a 600 km/s.
No entanto, a temperatura de 15 milhões de kelvins é uma temperatura média. De acordo com a curva de distribuição de partículas em função da temperatura de Maxwell-Boltzmann, os prótons estão longe de atingir os 20.000 km/s e, portanto, a fusão é impossível.
Para alcançar a fusão, é necessário invocar a física quântica.
O tamanho ou a posição de um próton é uma densidade de probabilidade representada por uma curva. Quanto mais nos afastamos do pico da curva, menor a probabilidade de encontrar o próton ou a sua presença. No fundo da curva, a probabilidade de ter 2 prótons se fundindo é muito baixa, mas não nula.
A propriedade que um objeto quântico possui de superar uma barreira de potencial mesmo que sua energia seja inferior à energia mínima necessária para superar essa barreira é chamada de efeito túnel.

Atravessar a barreira de Coulomb

A superação da barreira coulombiana é impossível a baixa temperatura, mas com uma média de 15 milhões de kelvins, isso é suficiente para que o efeito túnel se torne provável sem precisar atingir 5 bilhões de kelvins.
A cada segundo, um próton sofre 2×10¹⁵ colisões e o efeito túnel ocorre uma vez a cada 10⁸ colisões. Portanto, cada próton tem 20 milhões de oportunidades de se fundir.
Então, por que todos os prótons do Sol não se fundem em um segundo?
Porque dois prótons, embora unidos pela interação nuclear forte, não podem coexistir devido ao princípio de exclusão de Wolfgang Ernst Pauli (1900 – 1958). Assim, cada próton se funde com outro próton 20 milhões de vezes por segundo devido ao efeito túnel e se separa instantaneamente (10⁻²¹ segundos).
Para formar um núcleo de hélio, é necessário fundir 2 prótons e 2 nêutrons.
De onde vêm os nêutrons?
A interação nuclear fraca (radioatividade) entra em ação na nossa fusão. A interação nuclear fraca (100.000 vezes mais fraca que a interação nuclear forte) permite que um próton, com uma probabilidade extremamente baixa (1 em 10²⁴), se transforme em nêutron quando está em contato com outro próton. Quando isso acontece, um núcleo de deutério aparece, emitindo um neutrino e um positrão que se aniquila imediatamente com um elétron ao redor, transformando a matéria em energia pura (E=mc²).
O deutério se transforma em hélio 3, emitindo energia pura (raio gama) segundo o mesmo princípio. Sempre com uma probabilidade baixa, dois núcleos de hélio 3 formam dois núcleos de hélio 4.
Esse processo, chamado de "cadeia próton-próton", mantém-se há 4,6 bilhões de anos devido a uma probabilidade muito baixa de fusão.