De onde vem a energia do Sol?

A energia se concentra no centro do Sol

Um gigante de dimensões colossais

O Sol é uma estrela enorme cujo diâmetro é 109 vezes o da Terra, ou seja, 3,6 vezes a distância Terra/Lua. Seu volume é 1,3 milhão de vezes o da Terra.

Uma gravidade esmagadora e um núcleo extremamente denso

A força gravitacional na superfície (274 m/s², 28 vezes a da Terra) dessa massa enorme (1,989×10³⁰ kg) comprime 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.

A fusão nuclear: 627 milhões de toneladas de hidrogênio por segundo

No entanto, é lá, em seu núcleo 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 trilhões de trilhões de kWh).

Há 4,57 bilhões de anos, o Sol consome 4 milhões de toneladas de hidrogênio por segundo.

Condições de pressão e temperatura extremas

A pressão gravitacional no centro do Sol é de 26 petapascais (26×10¹⁵ Pa), ou seja, 260 bilhões de vezes a pressão atmosférica na superfície da Terra. Nessa pressão, 1 m³ de hidrogênio pesa 150 toneladas. 1 m³ de hidrogênio na Terra pesa 90 gramas. Há, portanto, 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).

O desencadeamento da fusão e seu poder descomunal

Nessa pressão e temperatura (15 milhões de kelvins), a fusão nuclear pode começar.
Os núcleos de hidrogênio irão se fundir e formar um núcleo de hélio, liberando uma quantidade enorme de energia (15 vezes mais do que a fissão nuclear desencadeada em nossas usinas).

A probabilidade quântica no coração da fusão nuclear

Probabilidade de fusão de partículas

A natureza probabilística do próton

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, menos provável é a presença ou o tamanho do próton. No entanto, na base da curva, a probabilidade de ter dois prótons que se fundem é baixa, mas não nula.

A condição necessária: contato entre prótons

Para que a reação nuclear "acenda", 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, são incapazes de ultrapassar a barreira de Coulomb; eles se repelem.

O evento raro que desencadeia a fusão

Mas o próton pode se transformar transitoriamente em nêutron emitindo uma partícula (bóson W). Esse bóson W é imediatamente reabsorvido, e o nêutron volta a ser próton.

Muito raramente, o bóson W se desintegra em um pósitron e um neutrino, e nesse momento, o nêutron permanece como nêutron. Ele pode então se fundir com o outro próton para formar um núcleo de deutério e acionar a "cadeia próton-próton".

Como fundir dois prótons?

A barreira de Coulomb: um obstáculo elétrico

Para que dois prótons se fundam, a distância que os separa deve ser muito pequena, da ordem do núcleo (10⁻¹⁵ metros). Para isso, é necessário ultrapassar a barreira de Coulomb (força de 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).

A insuficiência da temperatura solar

Quanto mais próximos os prótons estão, mais energia é necessária para "colá-los". Mesmo a 15 milhões de kelvins, a energia não é suficiente para ultrapassar a barreira de Coulomb. Colisões violentas entre prótons não comprimem o suficiente as bolhas de interação nuclear forte para "colar" dois prótons juntos.
Teoricamente, os prótons teriam que se mover a 20.000 km/s para atingir uma temperatura de 5 bilhões de kelvins. A 15 milhões de kelvins, os prótons se movem a 600 km/s.

A física clássica condena a fusão

No entanto, 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 20.000 km/s, e, portanto, a fusão é impossível.

A física quântica: o efeito túnel

Para atingir 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, menos provável é a presença ou o tamanho do próton. Na base da curva, a probabilidade de ter dois prótons que se fundem é muito baixa, mas não nula.
A propriedade que permite a um objeto quântico ultrapassar uma barreira de potencial, mesmo se sua energia for menor do que a energia mínima necessária para ultrapassar essa barreira, é chamada de efeito túnel.

Ultrapassagem da barreira de Coulomb

O efeito túnel: uma probabilidade suficiente a 15 milhões de kelvins

Ultrapassar a barreira de Coulomb é impossível em baixas temperaturas, 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.

Colisões incessantes e oportunidades de fusão

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.

O princípio de exclusão: por que nem tudo se funde

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 graças ao efeito túnel e se separa instantaneamente (10⁻²¹ segundo).

Fabricação de um núcleo de hélio: nêutrons necessários

Para fabricar um núcleo de hélio, é necessário fundir 2 prótons e 2 nêutrons.
De onde vêm os nêutrons?

A interação nuclear fraca: a transformação próton → nêutron

A interação nuclear fraca (radioatividade) irá intervir em nossa fusão. A interação nuclear fraca (100.000 vezes mais fraca do 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 pósitron que se aniquila imediatamente com um elétron circundante, transformando a matéria em energia pura (E=mc²).

A cadeia próton-próton: do hélio-3 ao hélio-4

O deutério se transformará em hélio-3, emitindo energia pura (raios gama) de acordo com o mesmo princípio. Ainda com uma baixa probabilidade, depois 2 núcleos de hélio-3 darão 2 núcleos de hélio-4.

Um equilíbrio frágil mantido há 4,6 bilhões de anos

Esse processo, chamado de "cadeia próton-próton", graças a uma probabilidade de fusão muito baixa, tem sido mantido há 4,6 bilhões de anos.

FAQ: Tudo o que você precisa saber sobre a energia do Sol