O Sol: Um Reator Nuclear

Por Sergio Freitas

Uma grande parte das fontes naturais de energia com que contamos deriva da energia que recebemos do Sol. É este o responsável pelas energias eólica e hidráulica, para citar alguns exemplos.

Mas, afinal, o que é que o nosso planeta recebe do Sol? Recebe, basicamente, radiação eletromagnética, além de um influxo de partículas (principalmente prótons) que pouco tem a ver com o tema em questão.

A superfície da Terra, contudo, não recebe toda a radiação que o Sol nos envia, pois a nossa atmosfera absorve boa parte dela. A camada atmosférica bloqueia raios-X, parte dos raios ultravioleta, e partes diversas da radiação infravermelha. Não fosse esta absorção, particularmente a dos raios-X e ultravioletas, o Sol, fonte da vida, seria a fonte da morte…

A radiação que o Sol emite sai da sua “superfície”; sai de uma fina camada periférica com poucas dezenas de quilômetros de espessura. Sai, mas não nasce ali; ela resulta de processos altamente complexos que se desenvolvem no seu interior.

O Sol é uma imensa massa esférica gasosa, com cerca de dois octilhões de toneladas, e com um diâmetro de 1.391.000 quilômetros. Uma vez que, devido à gravitação, todas as partícluas constituintes de uma massa são atraidas para o centro desta, é óbvio que a densidade do Sol cresce com a proximidade ao centro.

Com efeito, nas regiões centrais, a densidade chega a cerca de 160 ou 180 gramas por centímetro cúbico (a densidade do chumbo é cerca de 11, nas mesmas unidades). Apesar deste alto valor, a matéria continua a ser gasosa; se,por milagre, desaparecescem as camadas exteriores (e o seu respectivo peso), a expansão da matéria central seria intantânea. ocorreria uma explosào inimaginável.

Ora, como é sabido, à medida que um gás vai sendo comprimido, a sua temperatura sobe. Assim, a temperatura nas regiões centrais do Sol deve ser altíssima. De fato é: atinge cerca de 14 milhões de graus. A temperaturas desta ordem, os átomos são completamente ionizados e perdem os seus elétrons, pois a imensíssima maioria dos átomos presentes é de hidrogênio (que, normalmente, só tem um próton).

Por outro lado, à medida que um gás é aquecido, suas partículas agitam-se cada vez mais. Daí que o gás exerce uma pressão para fora, cada vez maior. Estamos, pois, diante de uma tendência ao equilíbrio: a gravitação atraindo para o centro, e a pressão, agindo ao contrário, isto é, “empurrando” o gás para fora.

A movimentação das partículas é cada vez mais rápida, à medida que a temperatura aumenta. Porém, a densidade é enorme, como vimos. Deste modo, embora a velocidade das partículas seja altíssima, o espaço a percorrer é infimo. É tudo muito “apertado”…

Ora, em tais condições, é de se esperar que ocorram algumas colisões entre as partículas. Há, porém, um importantíssimo aspecto a considerar: quase todas as partículas são prótons, e, como é sabido, prótons repelem prótons (são de carga elétrica positiva).

Por aí podemos ver que as colisões entre prótons só podem ocorrer quando as velocidades são altíssimas, e estas só ocorrem onde as temperaturas também são altíssimas, ou seja, nas regiões próximas ao centro do Sol.

Além de colidirem ocasionalmente, os prótons ainda mais raramente interagem entre si. As reações termonucleares, às quais a estrela deve a geração de sua energia, processam a interação de quatro prótons (núcleos de átomos de hidrogênio), convertendo-os em um núcleo de átomo de hélio (composto de dois prótons e dois neutrons, e chamado de partícula alfa).

A massa desta nova partícula formada (alfa) é menor do que a soma das massas dos quatro prótons que interagiram. Esta massa que “desapareceu” foi convertida em energia (de acordo com a Relatividade de Einstein). É interessante observar que nesta conversão de matéria em energia, o Sol aniquila 4 milhões de toneladas de matéria, em cada segundo!

Toda energia é emitida pelas regiões centrais em forma de radiação eletromagnética: são os raios-gama, altíssimamente energéticos.

As reações nucleares, portanto, são realmente as responsáveis pela produção desta incrível energia. E agora, o que acontece? Os raios-gama têm que atravessar o Sol, do centro à “superficie”.

Este processo, por incrível que possa parecer, leva alguns milhões de anos. A radiação colide com elétrons, interfere com radiações térmicas locais e vai se degradando – vai perdendo energia. Depois de percorrer, acidentalmente, e não em linha reta, cerca de oito décimos do raio, a energia já degradada é transportada até a fotosfera (a superfície aparente) juntamente com as próprias massas gasosas (como um vento quente transporta a energia térmica com o próprio deslocamento de ar).

A este tipo de transporte de energia damos o nome de convecção. Em cerca de dois ou três meses, a convecção leva a energia até a fotosfera, percorrendo os dois décimos finais do raio.

O que chega à fotosfera é justamente o que ela emite; é a radiação a que nos referimos no início. É a que chega ao topo da atmosfera da Terra.

Assim, a energia efetivamente produzida é nuclear (raios-gama), e todo o resto é degradação.