Por que o Sol continua brilhando?

   Você já parou para pensar ou se perguntou como o Sol funciona, o que faz ele brilhar ou de onde vem sua energia? Hoje sabemos que a fonte de energia do Sol vem da fusão nuclear, onde átomos leves se juntam para formar átomos mais pesados. Mas isso só ficou bem estabelecido na primeira metade do século XX, e teve a contribuição de vários nomes importantes da ciência. Aqui, vamos explorar um pouco sobre esse assunto, contando um pouco de sua história [1]. 

   Com o estabelecimento das leis da termodinâmica, em meados do século XIX, tinha-se a concepção de que o Sol era uma grande máquina térmica. Com isso, surgiram as primeiras hipóteses de qual seria sua fonte de energia [2]. 

   Por volta de 1841, o físico alemão Julius Robert Mayer considerou algumas ideias, como a combustão química e até mesmo a queima de carvão. Mas Mayer chegou a conclusão de que meteoros e asteroides que caíam no Sol seriam responsáveis pela sua energia e estimou ser necessário que uma massa total da ordem de 10¹² kg caísse no Sol a cada minuto para que mantivesse seu brilho. Porém, essa teoria não teve muito sucesso e foi logo abandonada [2]. 

   Pouco tempo depois, outra teoria, baseada na conservação da energia, foi proposta por Hermann von Helmholtz, na qual a energia do Sol seria proveniente da contração gravitacional. O Sol estaria gradualmente encolhendo e a energia potencial gravitacional estaria sendo convertida em energia cinética, levando a um aumento na temperatura. Lord Kelvin também teve um papel importante nessa teoria, ele calculou por quanto tempo a contração do Sol poderia manter sua produção de energia. O resultado encontrado foi que  o Sol encolheria cerca de 36,9 metros por ano e, a essa taxa, levaria 18,9 milhões de anos até “desaparecer” [1]. 

   Essa teoria permaneceu aceita durante 40 anos com um status de autoridade, pois se baseava na mecânica e usava conceitos simples e elegantes. Entretanto, não era diretamente verificável e foi se perdendo confiança nela no final do século XIX, com as primeiras concepções sobre a física nuclear [2]. O desenvolvimento da datação por decaimento radioativo mostrou que a Terra tem a idade de bilhões de anos, uma escala de tempo muito maior do que a teoria de Helmholtz e Kelvin poderia explicar [1]. 

   No início do século XX, sucederam-se várias descobertas que ajudaram a resolver esse problema. Em 1905, Einstein mostrou que a massa está relacionada com energia pela equação E = mc², ao desenvolver a Teoria da Relatividade Restrita. Pouco tempo depois, no laboratório Cavendish, na Universidade de Cambridge, Ernest Rutherford descobriu que o núcleo de todos os átomos é constituído por prótons. No mesmo laboratório, em 1919, Francis Aston, utilizando um espectrômetro de massa, mostrou que a massa de um átomo de hélio era 0,7% menor do que a soma da massa de seus constituintes, prótons, nêutrons e elétrons, medidos separadamente [1]. 

   Já na década de 1920, Cecilia Payne descobriu que o Sol e todas as estrelas são constituídas principalmente de hidrogênio [3].  A partir dali, os pontos começaram a ser ligados.  

   Arthur Stanley Eddington sugeriu que, no núcleo do Sol, as condições de temperatura e pressão seriam suficientes para que dois prótons se aproximassem a tal ponto que a repulsão elétrica entre eles, a barreira de Coulomb, fosse superada, ocorrendo uma reação de fusão nuclear [1]. A reação que ocorre no Sol é chamada de cadeia próton-próton. Esse é um processo que acontece em três partes e o resultado final dita que 4 prótons (núcleos de hidrogênio ionizado, ou seja, átomos de hidrogênio com um elétron a menos) são consumidos para formar um núcleo de hélio. Acontece que a diferença de massa que existe nessa reação nuclear é transformada em energia, de acordo com a equação de Einstein e, assim, estava explicado de onde vem a energia do Sol [1,4]. 

   Mas existiria ainda outro problema a ser contornado. A temperatura no núcleo do Sol é de cerca de 1,5×10⁷ K (15 milhões de kelvin) e, pela física clássica, a temperatura necessária para que a barreira de Coulomb seja superada é de 10¹⁰ K (10 bilhões de kelvin), logo a fusão nuclear não poderia acontecer. O físico russo George Gamow deu uma explicação para isso por meio do fenômeno do tunelamento quântico. Basicamente, no tunelamento uma partícula não precisa ter energia cinética suficiente para atravessar uma barreira de potencial, ela tem uma probabilidade finita de atravessá-la [1,4]. 

   Com o problema da temperatura resolvido, tudo estava explicado. Mas quem de fato comprovou que a teoria de Eddington estava correta foi Hans Bethe, em 1939, quando publicou o artigo intitulado “Energy Production in Stars”, no qual explicava como acontece a fusão do hidrogênio em hélio e como essa reação libera energia e faz o Sol brilhar. Bethe foi laureado com o Prêmio Nobel em 1967 por esse trabalho [1,4]. 

Autor: Cristhian Gean Batista Guimarães.

Referências

[1] LANG, Kenneth. Essential Astrophysics. Berlin: Springer-Verlag, 2013. 

[2] KRAGH, Helge. The source of solar energy, ca. 1840–1910: From meteoric hypothesis to radioactive speculations. The European Physical Journal H, Copenhagen, vol. 41, p. 365–394, 2016. 

[3] PERKOWITZ, Sidney. Cecilia Payne-Gaposchkin: the woman who found hydrogen in the stars. PHYSICS WORLD, 2022. Disponível em: <https://physicsworld.com/a/cecilia-payne-gaposchkin-the-woman-who-found-hydrogen-in-the-stars/>. Acesso em: 1 de maio de 2022. 

[4] KEETON, Charles. Principles of Astrophysics: Using Gravity and Stellar Physics to Explore the Cosmos. New York: Springer, 2014.