De onde vem a energia do Sol?

Dois dos princípios mais importantes da física clássica são o princípio da conservação das massas e o princípio da conservação da energia.

O primeiro, também conhecido como Lei de Lavoisier, em homenagem ao francês Antoine-Laurent Lavoisier, diz que, numa transformação, a massa total de matéria envolvida na transformação não se altera. Por exemplo, se 2g de gás hidrogênio reagirem com 16g de gás oxigênio para formar água, a massa de água formada será 18g.

O segundo princípio, o da conservação da energia, diz que numa transformação qualquer, a energia total de um sistema isolado (que não troque energia com a vizinhança) permanece inalterada, ou seja, Se tomarmos um veículo e seu combustível como nosso sistema, a energia de movimento que uma pedrinha adquire ao entrar em movimento quando impulsionada pelo elástico de um estilingue não veio do nada, mas estava armazenada no elástico.

Talvez todos já tenhamos ouvido que nada se cria nem se perde, mas tudo se transforma. No contexto da física clássica, referimo-nos com esta máxima ao conceito de massa, que não se cria nem se perde, e igualmente ao conceito de energia.

Mas então, de onde é que vem a energia emitida pelo Sol (e pelas estrelas em geral)?

A resposta a esta complexa questão não é completamente oferecida pela física clássica. A física moderna, mais especificamente a Teoria da Relatividade Especial, de A. Einstein, nos oferece uma resposta mais rica.

Para entender de onde vem a energia emitida por ume estrela é conveniente entendermos como elas surgem no Universo.

Imensas nuvens de gás e poeira encontram-se espalhadas pelo Universo. Por atração gravitacional, em algumas regiões dessas nuvens, onde a densidade for mais alta, pode se iniciar um colapso de matéria, ou seja, uma aglomeração de partículas e gás que, caso se inicie, tende a crescer rapidamente. Este acúmulo de matéria colapsada é uma proto-estrela, e será, no futuro, o núcleo da estrela.

Conforme a proto-estrela adquire mais massa, a pressão sobre si própria e a temperatura tornam-se mais e mais elevadas.

Caso a quantidade de matéria em torno da proto-estrela seja suficiente, ela pode adquirir temperatura e pressão altas o suficiente, à medida que aglutina mais matéria, para que se inicie em seu núcleo o processo de fusão nuclear, reação na qual dois ou mais núcleos atômicos se unem para originar um núcleo maior. Se este processo chegar a ocorrer, a proto-estrela se tornou uma estrela. Caso não, o processo de formação estelar fracassou.

Assim, define-se como estrela todo corpo celeste em cujo núcleo ocorram reações de fusão nuclear.

Mas será que a energia contida nas moléculas que a estrela aglutinou tinham tanta energia assim, a ponto de fazê-la emitir quantidades tão exorbitantes de energia?

Na verdade, o processo de fusão nuclear, que ocorre no núcleo de uma estrela, é um processo que viola os princípios clássicos de conservação de massa e energia. Esta 'violação', por assim dizer, foi prevista por Einstein, em sua célebre equação E = m . c², onde E é energia, m é massa e c é a velocidade da luz no vácuo (300.000km/s ou 300.000.000m/s). No processo de fusão nuclear, a massa dos núcleos que se formam é ligeiramente menor do que a massa dos núcleos que se fundiram. Essa diferença se transformou em energia! Mas quanta energia. Bem, se aplicarmos a equação acima, veremos que 1g de massa que 'desaparece" no interior estelar (multiplicado por c², que é um valor extremamente grande) dá uma quantidade de energia de 10 trilhões de Joules! (1 Joule é, aproximadamente, a energia necessária para erguem uma massa de 100 gramas a uma altura de 1m)

Assim, o grande segredo da 'geração' de energia nas estrelas é a conversão de massa em energia! Entretanto, a massa convertida é uma fração muito, mas muito pequena mesmo.

De acordo com a Teoria da Relatividade Especial, então, os conceitos de massa e energia são fundidos num só, uma vez que uma coisa pode se converter na outra.

O combustível das reações de fusão nuclear de uma estrela é o hidrogênio atômico (as elevadas temperaturas não permitem que os átomos de hidrogênios estabeleçam ligações moleculares). Na principal seqüência de reações que ocorre no núcleo de uma estrela, 4 núcleos de hidrogênio (4 prótons) se fundem originando um núcleo de hélio (2 prótons e 2 nêutrons) e liberando uma quantidade muito grande de energia, uma vez que a massa do produto é ligeiramente menor do que dos reagentes.

Pode-se concluir então que a vida de uma estrela se aproxima de seu fim quando a quantidade de hidrogênio em seu núcleo está perto de se esgotar. O que acontece a partir daí fica para outro post.

Para saber mais sobre evolução estelar, clique aqui.

Para saber mais sobre o conceito relativístico de massa-energia, clique aqui.