Fusão nuclear

 

A fusão nuclear pode ocorrer no núcleo do sol devido à temperatura e densidade deste. Como os núcleos têm uma carga positiva, eles tendem a repelir um a ou outro. Mas a temperatura do núcleo e sua densidade são altas o bastante para mantê-los juntos.

 

O processo de fusão mais comum no sol é chamado de cadeia próton-próton. Este processo começa quando os núcleos da forma mais simples de hidrogênio – prótons únicos – são forçados a se agruparem um a um. Primeiro, um núcleo com duas partículas se forma. Depois, um núcleo com três partículas e, finalmente, um núcleo com quatro partículas. O processo também produz uma partícula eletricamente neutra chamada neutrino.

 

O núcleo final compõe-se de dois prótons e dois nêutrons, um núcleo da forma mais comum de hélio. A massa deste núcleo é ligeiramente menor que a massa dos quatro prótons dos quais ele se forma. A massa perdida é convertida em energia. A quantidade de energia pode ser calculada pela famosa equação do físico alemão Albert Einstein (E=mc²). Nesta equação, o símbolo E representa a energia, m a massa e c ao quadrado (c²) a velocidade da luz multiplicada por si mesma.

Comparação com outras Estrelas

 

Menos de 5 por cento das estrelas da Via Láctea são mais brilhantes ou mais maciças que o sol. Mas algumas estrelas são mais de 100,000 vezes mais brilhantes que o sol, e algumas têm até 100 vezes a massa do sol. Em outro extremo, algumas estrelas são menos do que 1/10,000 menos brilhantes que o sol, e uma estrela pode ter chegar a 7/100 da massa do sol. Há estrelas mais quentes, que são muito mais azuis do que o sol; e as estrelas menos quentes, que são muito mais vermelhas.

 

O sol é uma estrela relativamente jovem, um membro de uma geração de estrelas conhecidas como estrelas de população I. Uma geração mais velha de estrelas é chamada de estrelas de população II. É possível que exista uma geração mais antiga, chamada estrelas de população III. Contudo, nenhum membro desta geração é conhecido. O resto desta seção refere-se às três gerações de estrelas citadas.

 

As três gerações diferenciam-se no conteúdo de elementos químicos mais pesados do que o hélio. As estrelas da primeira geração têm a porcentagem mais baixa desses elementos, enquanto as estrelas da segunda geração têm uma porcentagem um pouco mais alta. O sol e outras estrelas de terceira geração têm a porcentagem mais alta de elementos mais pesados do que o hélio.

 

As porcentagens diferenciam-se desta maneira porque estrelas da primeira e segunda gerações que “morreram” passaram adiante os seus elementos mais pesados. Muitas dessas estrelas produziram elementos sucessivamente mais pesados por meio da fusão em e perto dos seus núcleos. Os elementos mais pesados foram criados quando as estrelas mais massivas explodiram como supernovas. As supernovas enriquecem as nuvens de gás e pó do qual outras estrelas se formam. Outras fontes de enriquecimento são nebulosas planetárias, o refugo de camadas exteriores de estrelas menos massivas.

 

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