De onde vem a energia do Sol?

O Sol é uma estrela enorme com um diâmetro igual a 109 vezes o da Terra, ou 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) desta massa gigantesca (1,989 × 10³⁰ kg) contrai a matéria em seu centro. Embora seu coração tenha um diâmetro igual à distância Terra / Lua, o volume do núcleo representa apenas 1,5% do volume total.
Ainda assim, está lá, em seu coração a cerca de 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 cerca de 1,5 × 10¹⁹ quilowatts-hora (10 bilhões de bilhões de kw/h).
Por 4,57 bilhões de anos, o Sol consumiu 4 milhões de toneladas de hidrogênio por segundo.

A pressão gravitacional no centro do Sol é de 26 petapascais (26 × 10¹⁵ Pa), ou 260 bilhões de vezes a pressão atmosférica na superfície da Terra. Nesta 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 grande).
Nessa pressão (260 bilhões de vezes a pressão atmosférica) e nessa temperatura (15 milhões de Kelvin) a fusão nuclear pode começar.
Os núcleos de hidrogênio se fundirão e formarão um núcleo de hélio, liberando muita energia (15 vezes mais do que a fissão nuclear desencadeada em nossas usinas).

Para que 2 prótons se fundam, a distância entre eles deve ser muito pequena, o tamanho do núcleo (10^-15 metros). Para isso, é necessário cruzar a barreira de Coulomb (força de a 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 requer energia considerável para “ ligar ” dois prótons). Quanto mais os prótons se aproximam, mais energia é necessária para mantê-los juntos. Mesmo em 15 milhões de Kelvin, a energia não é suficiente para cruzar a barreira de Coulomb. Choques de prótons fortes não esmagam bolhas de interação nuclear forte o suficiente para “ ligar ” 2 prótons juntos.
Teoricamente, os prótons teriam que viajar a 20.000 km/s para atingir uma temperatura de 5 bilhões de Kelvin. A 15 milhões de Kelvin, os prótons se movem a 600 km/s.
No entanto, a temperatura de 15 milhões de Kelvin é uma temperatura média. De acordo com a curva de distribuição das partículas em função da temperatura de Maxwell-Boltzmann, os prótons estão longe de atingir 20.000 km/s e, portanto, a fusão é impossível.
Para conseguir a fusão é necessário invocar a física quântica.
O tamanho ou posição de um próton é uma densidade de probabilidade representada por uma curva. Quanto mais longe do topo da curva, menos provável será a presença do próton ou o tamanho do próton. Na parte inferior da curva, a probabilidade de ter 2 prótons essa fusão é muito pequena, mas não zero.
A propriedade que um objeto quântico tem de cruzar uma barreira de potencial, mesmo que sua energia seja menor do que a energia mínima necessária para cruzar essa barreira é chamado de efeito túnel.

Cruzar a barreira de Coulomb é impossível em baixa temperatura, mas com uma média de 15 milhões Kelvin, isso é o suficiente para que o efeito túnel se torne provável sem ter que atingir 5 bilhões de Kelvin.
A cada segundo um próton sofre 2x10¹⁵ colisões e o efeito túnel ocorre uma vez a cada 10⁸ colisões. Portanto, cada próton tem 20 milhões de oportunidades fundir.
Então, por que todos os prótons do Sol não se fundem em um segundo?
Porque 2 prótons, embora unidos pela forte interação nuclear, não podem coexistir porque do princípio de exclusão de Wolfgang Ernst Pauli (1900 - 1958). Assim, cada próton se funde com outro próton 20 milhões de vezes por segundo graças ao efeito de túnel e se separa instantaneamente (10^-21 segundo).
Para fazer um núcleo de hélio é necessário fundir 2 prótons e 2 nêutrons.
De onde vêm os nêutrons?
Interação nuclear fraca (radioatividade) irá intervir em nossa fusão. Interação nuclear fraco (100.000 vezes mais fraco do que a interação nuclear forte) permite que um próton, com uma probabilidade extremamente baixa (1 em 10²⁴) se transforme em um nêutron quando é em contato com outro próton. Quando isso acontece, um núcleo de deutério aparece emitindo um neutrino e um pósitron que imediatamente se aniquila com um elétron ao redor, transformando matéria em energia pura (E = mc²).
O deutério se transformará em hélio 3, emitindo de acordo com o mesmo princípio de energia pura (raios gama). Sempre com uma probabilidade baixa, então 2 núcleos hélio 3 dará 2 núcleos de hélio 4.
Este processo denominado « cadeia próton-próton  » graças a uma probabilidade muito baixa de fusão foi mantida por 4,6 bilhões de anos.