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| Estrutura Solar |
A energia produzida no Sol que chega
à Terra é tão grande que equivale à aproximadamente 14 lâmpadas de 100W
iluminando 1 m² (constante solar = 1367,5 W/m²), energia tamanha que seriam
necessários 2 x 1020 galões de
gasolina por minuto para ser equivalente à gerada no Sol. Mas qual a
fonte de tanta energia? Inicialmente se achava que o Sol era movido à
combustível tradicional, porém todas a reservas que caberiam dentro do Sol
retornavam um tempo de queima entre 6.000 e 10.000 anos. Outra hipótese era a
de que a gravidade agia comprimindo a estrela nela mesma, transformando energia
gravitacional em térmica e luminosa. Essa teoria retornava um tempo de 20 a 100
milhões de anos, muito maior que a do combustível tradicional, porém
insuficiente frente aos dados geológicos e evolucionistas já conhecidos na
época. Em 1920, Arthur Eddington fundou a teoria moderna da estrutura estelar,
onde diz que há uma pressão interna que contrabalança o peso das camadas
superiores, o que deixa a estrela estabilizada por vários bilhões de anos.
Ganhador do prêmio Nobel em 1967,
pelo seu trabalho sobre a energia nas estrelas, Hans A. Bethe mostrou em
detalhes como quatro prótons poderiam ser unidos e transformados em um núcleo
de Hélio, liberando a energia sugerida por Eddington.
O núcleo de uma estrela tem energia
suficiente para manter a fusão de elementos leves, onde a energia é liberada
pela diferença de massa entre os núcleos envolvidos. No caso do Sol, com
temperaturas de 10 MK em seu interior, o ciclo próton-próton é dominante. Nesse
caso, a energia liberada pela reação é igual a diferença de massa dos quatro
núcleos iniciais e a massa total do núcleo de Hélio, ou partícula Alfa, que é o
resultado final da reação. A diferença na energia de ligação é ∆ mc² = 26, 371
MeV, o que corresponde a uma diminuição de 0,71% da massa inicial. A energia
total por reação, onde Q = ∆ mc² - ѵe,(0,263 MeV), para ѵe
sendo o neutrino do elétron, é Q = 26,20 MeV.
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| Esquema do Ciclo PP |
Para estrelas com temperatura
interna de 18 x 106 K o ciclo CNO é dominante. Nesse tipo de reação,
a queima de Hidrogênio se dá usando Carbono e Nitrogênio como catalisadores. A
energia média liberada por essa reação é de Q = 25,02 MeV. Outro tipo de
reação, agora para temperaturas acima de 108 K, é a reação Triplo-α.
Nessa reação são fundidos três núcleos de Hélio em um núcleo de Carbono,
liberando uma energia Q = 7,367 MeV. Quando temos estrelas com mais de 10
massas solares, a temperatura interior chega a 5 – 10 x108 K, temos
a queima do carbono, onde são gerados Neônio, Silício, Oxigênio e Magnésio.
Essas reações continuam conforme o tamanho da estrela e, conseqüentemente, sua
temperatura aumenta. Neônio reage e transmuta em O e Mg, em T = 1,2 x 109
K. Oxigênio queima e produz Si, S e P em temperaturas de 1,5 x 109
K. Silício produz os elementos entre o Níquel e o Ferro, para temperaturas de
2,7 x 109 K. Após sintetizar
Fe em seu núcleo, as estrelas pode ter diferentes fins. Podem comprimir-se em
Anãs Brancas, explodir em Supernovas e, se tiverem massa suficiente, virarem
Buracos Negros.
Imagens retiradas de:
http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_sol/bigsol23.htm
http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm
http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm
http://ecologicalview.blogspot.com.br/2010/09/nuclear-energy-is-it-worth-it.html
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