16.2: Massa, Energia e a Teoria da Relatividade
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Explique como a matéria pode ser convertida em energia
- Descreva as partículas que compõem os átomos
- Descreva o núcleo de um átomo
- Entenda as forças nucleares que mantêm os átomos juntos
- Rastreie as reações nucleares no interior solar
Como vimos, a energia não pode ser criada ou destruída, mas apenas convertida de uma forma para outra. Uma das conclusões notáveis derivadas por Albert Einstein (veja a caixa de Albert Einstein abaixo) quando ele desenvolveu sua teoria da relatividade é que a matéria também pode ser considerada uma forma de energia e pode ser convertida em energia. Além disso, a energia também pode ser convertida em matéria. Isso parecia contradizer o que os humanos aprenderam ao longo de milhares de anos estudando a natureza. A matéria é algo que podemos ver e tocar, enquanto a energia é algo que os objetos têm quando fazem coisas como se mover ou esquentar. A ideia de que matéria ou energia podem ser convertidas uma na outra parecia tão ultrajante quanto dizer que você poderia acelerar um carro girando o para-choque em mais velocidade, ou que você poderia criar um banco dianteiro maior diminuindo a velocidade do carro. Isso seria muito difícil de acreditar; no entanto, o universo realmente funciona de forma mais ou menos assim.
Convertendo matéria em energia
A notável equivalência entre matéria e energia é dada em uma das equações mais famosas:
\[E=mc^2\label{Eq1}\]
Nessa equação, E significa energia,\(m\) massa e\(c\), a constante que relaciona os dois, é a velocidade da luz (\(3 × 10^8\)metros por segundo). Observe que a massa é uma medida da quantidade de matéria, então o significado dessa equação é que a matéria pode ser convertida em energia e a energia pode ser convertida em matéria. Vamos comparar essa equação de conversão de matéria e energia com algumas equações de conversão comuns que têm a mesma forma:
\[\text{inches }= \text{ feet} \times 12 \nonumber\]
ou
\[\text{cents }= \text{ dollars} \times 100 \nonumber\]
Assim como cada fórmula de conversão permite calcular a conversão de uma coisa em outra, quando convertemos matéria em energia, consideramos a quantidade de massa que a matéria tem. O fator de conversão nesse caso acaba não sendo 12 ou 100, como em nossos exemplos, mas outra quantidade constante: a velocidade da luz ao quadrado. Observe que a matéria não precisa viajar na velocidade da luz (ou na velocidade da luz ao quadrado) para que essa conversão ocorra. O fator de\(c^2\) é apenas o número que Einstein mostrou que deve ser usado para relacionar massa e energia.
Observe que essa fórmula não nos diz como converter massa em energia, assim como a fórmula dos centavos não nos diz onde trocar moedas por uma nota de dólar. As fórmulas simplesmente nos dizem quais são os valores equivalentes se conseguirmos fazer a conversão. Quando Einstein derivou sua fórmula pela primeira vez em 1905, ninguém tinha a menor ideia de como converter massa em energia de forma prática. O próprio Einstein tentou desencorajar a especulação de que a conversão em grande escala da massa atômica em energia seria viável em um futuro próximo. Hoje, como resultado do desenvolvimento da física nuclear, convertemos regularmente massa em energia em usinas de energia, armas nucleares e experimentos de física de alta energia em aceleradores de partículas.
Como a velocidade da luz ao quadrado (\(c^2\)) é uma quantidade muito grande, a conversão de até mesmo uma pequena quantidade de massa resulta em uma quantidade muito grande de energia. Por exemplo, a conversão completa de 1 grama de matéria (cerca de 1/28 de onça, ou aproximadamente 1 clipe de papel) produziria tanta energia quanto a queima de 15.000 barris de óleo.
Os cientistas logo perceberam que a conversão de massa em energia é a fonte do calor e da luz do Sol. Com a\(E = mc^2\) equação de Einstein, podemos calcular que a quantidade de energia irradiada pelo Sol poderia ser produzida pela conversão completa de cerca de 4 milhões de toneladas de matéria em energia dentro do Sol a cada segundo. Destruir 4 milhões de toneladas por segundo parece muito quando comparado às coisas terrenas, mas lembre-se de que o Sol é um grande reservatório de matéria. Na verdade, veremos que o Sol contém massa mais do que suficiente para destruir quantidades tão grandes de matéria e ainda continuar brilhando em seu ritmo atual por bilhões de anos.
Mas saber tudo isso ainda não nos diz como a massa pode ser convertida em energia. Para entender o processo que realmente ocorre no Sol, precisamos explorar a estrutura do átomo um pouco mais.
ALBERT EINSTEIN
Durante grande parte de sua vida, Albert Einstein (Figura\(\PageIndex{1}\)) foi uma das celebridades mais reconhecidas de sua época. Estranhos o pararam na rua e pessoas de todo o mundo pediram apoio, conselhos e assistência. Na verdade, quando Einstein e o grande astro de cinema Charlie Chaplin se conheceram na Califórnia, eles descobriram que compartilhavam sentimentos semelhantes sobre a perda de privacidade que veio com a fama. O nome de Einstein era uma palavra familiar, apesar do fato de que a maioria das pessoas não entendia as ideias que o tornaram famoso.
Einstein nasceu em 1879 em Ulm, Alemanha. Diz a lenda que ele não se saiu bem na escola (mesmo em aritmética) e, desde então, milhares de estudantes tentaram justificar uma nota ruim referindo-se a essa história. Infelizmente, como muitas lendas, essa não é verdade. Registros indicam que, embora ele tendesse a se rebelar contra o estilo autoritário de ensino em voga na Alemanha na época, Einstein era um bom aluno.
Depois de se formar no Instituto Politécnico Federal em Zurique, Suíça, Einstein teve problemas para conseguir um emprego (mesmo como professor do ensino médio), mas acabou se tornando examinador no Escritório Suíço de Patentes. Trabalhando em seu tempo livre, sem o benefício de um ambiente universitário, mas usando sua excelente intuição física, ele escreveu quatro artigos em 1905 que acabariam por transformar a maneira como os físicos olhavam para o mundo.
Uma delas, que rendeu a Einstein o Prêmio Nobel em 1921, estabeleceu parte da base da mecânica quântica — a rica, intrigante e notável teoria do reino subatômico. Mas seu artigo mais importante apresentou a teoria especial da relatividade, um reexame do espaço, tempo e movimento que adicionou um nível totalmente novo de sofisticação à nossa compreensão desses conceitos. A famosa equação E = mc 2 foi na verdade uma parte relativamente pequena dessa teoria, adicionada em um artigo posterior.
Em 1916, Einstein publicou sua teoria geral da relatividade, que era, entre outras coisas, uma descrição fundamentalmente nova da gravidade (veja Buracos Negros e Espaço-Tempo Curvo). Quando essa teoria foi confirmada pelas medições da “curvatura da luz das estrelas” durante um eclipse de 1919 (a manchete do The New York Times dizia: “Luzes todas tortas nos céus”), Einstein se tornou mundialmente famoso.
Em 1933, para escapar da perseguição nazista, Einstein deixou seu cargo de professor em Berlim e se estabeleceu nos Estados Unidos no recém-criado Instituto de Estudos Avançados de Princeton. Ele permaneceu lá até sua morte em 1955, escrevendo, dando palestras e defendendo uma variedade de causas intelectuais e políticas. Por exemplo, ele concordou em assinar uma carta escrita por Leo Szilard e outros cientistas em 1939, alertando o presidente Roosevelt sobre os perigos de permitir que a Alemanha nazista desenvolvesse primeiro a bomba atômica. E em 1952, foi oferecida a Einstein a segunda presidência de Israel. Ao recusar a posição, ele disse: “Eu sei um pouco sobre a natureza e quase nada sobre os homens.
partículas elementares
Os componentes fundamentais dos átomos são o próton, o nêutron e o elétron (veja A Estrutura do Átomo).
Prótons, nêutrons e elétrons não são de forma alguma todas as partículas que existem. Primeiro, para cada tipo de partícula, existe uma antipartícula correspondente, mas oposta. Se a partícula carrega uma carga, sua antipartícula tem a carga oposta. O antielétron é o pósitron, que tem a mesma massa do elétron, mas tem carga positiva. Da mesma forma, o antipróton tem uma carga negativa. A coisa mais notável sobre essa antimatéria é que quando uma partícula entra em contato com sua antipartícula, as partículas originais são aniquiladas e quantidades substanciais de energia na forma de fótons são produzidas.
Como nosso mundo é feito exclusivamente de partículas comuns de matéria, a antimatéria não pode sobreviver por muito tempo. Mas antipartículas individuais são encontradas nos raios cósmicos (partículas que chegam do espaço ao topo da atmosfera da Terra) e podem ser criadas em aceleradores de partículas. E, como veremos daqui a pouco, a antimatéria é criada no núcleo do Sol e de outras estrelas.
Os fãs de ficção científica podem estar familiarizados com a antimatéria da série de televisão e filmes de Star Trek. A Starship Enterprise é impulsionada pela combinação cuidadosa de matéria e antimatéria na sala de máquinas da nave. De acordo com\(E=mc^2\), a aniquilação da matéria e da antimatéria pode produzir uma grande quantidade de energia, mas impedir que o combustível antimatéria toque na nave antes de ser necessário deve ser um grande problema. Não é de admirar que Scotty, engenheiro-chefe do programa de TV original, sempre parecesse preocupado!
Em 1933, o físico Wolfgang Pauli (Figura) sugeriu que poderia haver outro tipo de partícula elementar. A energia parecia desaparecer quando certos tipos de reações nucleares ocorreram, violando a lei de conservação de energia. Pauli estava relutante em aceitar a ideia de que uma das leis básicas da física estava errada e sugeriu um “remédio desesperado”. Talvez uma partícula até agora não detectada, que recebeu o nome de neutrino (“pequeno neutro”), tenha levado embora a energia “ausente”. Ele sugeriu que os neutrinos eram partículas com massa zero e que, como os fótons, eles se moviam com a velocidade da luz.
O neutrino indescritível não foi detectado até 1956. A razão pela qual foi tão difícil de encontrar é que os neutrinos interagem muito fracamente com outras matérias e, portanto, são muito difíceis de detectar. A Terra é mais transparente para um neutrino do que o painel de vidro mais fino e limpo é para um fóton de luz. Na verdade, a maioria dos neutrinos pode passar completamente por uma estrela ou planeta sem ser absorvida. Como veremos, esse comportamento dos neutrinos os torna uma ferramenta muito importante para estudar o Sol. Desde a previsão de Pauli, os cientistas aprenderam muito mais sobre o neutrino. Agora sabemos que existem três tipos diferentes de neutrinos e, em 1998, descobriu-se que os neutrinos tinham uma pequena quantidade de massa. De fato, é tão pequeno que os elétrons são pelo menos 500.000 vezes mais massivos. A pesquisa em andamento está focada em determinar a massa dos neutrinos com mais precisão, e ainda pode acontecer que um dos três tipos não tenha massa. Voltaremos ao assunto dos neutrinos mais adiante neste capítulo.
Algumas das propriedades do próton, elétron, nêutron e neutrino estão resumidas na Tabela\(\PageIndex{1}\). (Outras partículas subatômicas foram produzidas por experimentos com aceleradores de partículas, mas elas não desempenham um papel na geração de energia solar.)
| Partícula | Massa (kg) | Cobrança |
|---|---|---|
| Próton | 1,67265 × 10 −27 | +1 |
| Nêutron | 1,67495 × 10 −27 | 0 |
| Elétron | 9,11 × 10 −31 | −1 |
| Neutrino | <2 × 10 −36 (incerto) | 0 |
O Núcleo Atômico
O núcleo de um átomo não é apenas uma coleção solta de partículas elementares. Dentro do núcleo, as partículas são mantidas unidas por uma força muito poderosa chamada força nuclear forte. Essa é uma força de curto alcance, capaz apenas de atuar em distâncias aproximadamente do tamanho do núcleo atômico. Um rápido experimento mental mostra a importância dessa força. Dê uma olhada em seu dedo e considere os átomos que o compõem. Entre eles está o carbono, um dos elementos básicos da vida. Concentre sua imaginação no núcleo de um de seus átomos de carbono. Ele contém seis prótons, que têm carga positiva, e seis nêutrons, que são neutros. Assim, o núcleo tem uma carga líquida de seis positivos. Se apenas a força elétrica estivesse atuando, os prótons neste e em cada átomo de carbono se achariam muito repulsivos e se separariam.
A força nuclear forte é uma força atrativa, mais forte que a força elétrica, e mantém as partículas do núcleo fortemente unidas. Vimos anteriormente que, se sob a força da gravidade uma estrela “encolhe”, aproximando seus átomos, a energia gravitacional é liberada. Da mesma forma, se as partículas se juntarem sob a forte força nuclear e se unirem para formar um núcleo atômico, parte da energia nuclear é liberada. A energia liberada em tal processo é chamada de energia de ligação do núcleo.
Quando essa energia de ligação é liberada, o núcleo resultante tem um pouco menos de massa do que a soma das massas das partículas que se uniram para formá-lo. Em outras palavras, a energia vem da perda de massa. Esse pequeno déficit de massa é apenas uma pequena fração da massa de um próton. Mas como cada pedacinho de massa perdida pode fornecer muita energia (lembre-se, E = mc 2), essa liberação de energia nuclear pode ser bastante substancial.
As medições mostram que a energia de ligação é maior para átomos com uma massa próxima à do núcleo de ferro (com um número combinado de prótons e nêutrons igual a 56) e menor para os núcleos mais leves e pesados. O ferro, portanto, é o elemento mais estável: como ele libera mais energia quando se forma, seria necessário mais energia para dividi-lo novamente em suas partículas componentes.
O que isso significa é que, em geral, quando núcleos atômicos leves se juntam para formar um mais pesado (até ferro), a massa é perdida e a energia é liberada. Essa união de núcleos atômicos é chamada de fusão nuclear.
A energia também pode ser produzida dividindo núcleos atômicos pesados em núcleos mais leves (até ferro); esse processo é chamado de fissão nuclear. A fissão nuclear foi o processo que aprendemos a usar primeiro — em bombas atômicas e em reatores nucleares usados para gerar energia elétrica — e, portanto, pode ser mais familiar para você. Às vezes, a fissão também ocorre espontaneamente em alguns núcleos instáveis por meio do processo de radioatividade natural. Mas a fissão requer núcleos grandes e complexos, enquanto sabemos que as estrelas são constituídas predominantemente por núcleos pequenos e simples. Portanto, devemos olhar primeiro para a fusão para explicar a energia do Sol e das estrelas (Figura\(\PageIndex{3}\)).
Atração nuclear versus repulsão elétrica
Até agora, parece que temos uma receita muito atraente para produzir a energia emitida pelo Sol: “enrole” alguns núcleos juntos e os une por meio da fusão nuclear. Isso fará com que eles percam parte de sua massa, que então se transforma em energia. No entanto, todo núcleo, mesmo o hidrogênio simples, tem prótons — e todos os prótons têm cargas positivas. Como cargas semelhantes se repelem pela força elétrica, quanto mais próximos chegamos dois núcleos um do outro, mais eles se repelem. É verdade que, se conseguirmos colocá-los a uma “distância de ataque” da força nuclear, eles se juntarão a uma atração muito mais forte. Mas essa distância impressionante é muito pequena, aproximadamente do tamanho de um núcleo. Como podemos aproximar os núcleos o suficiente para participar da fusão?
A resposta acaba sendo o calor - um calor tremendo - que acelera os prótons o suficiente para superar as forças elétricas que tentam manter os prótons separados. Dentro do Sol, como vimos, o elemento mais comum é o hidrogênio, cujo núcleo contém apenas um único próton. Dois prótons podem se fundir somente em regiões onde a temperatura é superior a cerca de 12 milhões de K e a velocidade dos prótons em média em torno de 1000 quilômetros por segundo ou mais. (Em unidades antiquadas, são mais de 2 milhões de milhas por hora!)
Em nosso Sol, essas temperaturas extremas são alcançadas apenas nas regiões próximas ao seu centro, que tem uma temperatura de 15 milhões de K. Os cálculos mostram que quase toda a energia do Sol é gerada a cerca de 150.000 quilômetros de seu núcleo, ou a menos de 10% de seu volume total.
Mesmo nessas altas temperaturas, é extremamente difícil forçar dois prótons a se combinarem. Em média, um próton se recuperará de outros prótons no núcleo lotado do Sol por cerca de 14 bilhões de anos, a uma taxa de 100 milhões de colisões por segundo, antes de se fundir com um segundo próton. Esse é, no entanto, apenas o tempo médio de espera. Alguns dos enormes números de prótons na região interna do Sol são “sortudos” e sofrem apenas algumas colisões para conseguir uma reação de fusão: eles são os prótons responsáveis por produzir a energia irradiada pelo Sol. Como o Sol tem cerca de 4,5 bilhões de anos, a maioria de seus prótons ainda não se envolveu em reações de fusão.
Reações nucleares no interior do sol
O Sol, então, aproveita a energia contida nos núcleos dos átomos por meio da fusão nuclear. Vamos ver o que acontece com mais detalhes. Nas profundezas do Sol, um processo de três etapas pega quatro núcleos de hidrogênio e os funde para formar um único núcleo de hélio. O núcleo de hélio é um pouco menos massivo do que os quatro núcleos de hidrogênio que se combinam para formá-lo, e essa massa é convertida em energia.
A etapa inicial necessária para formar um núcleo de hélio a partir de quatro núcleos de hidrogênio é mostrada na Figura\(\PageIndex{4}\). Nas altas temperaturas dentro do núcleo do Sol, dois prótons se combinam para formar um núcleo de deutério, que é um isótopo (ou versão) de hidrogênio que contém um próton e um nêutron. Na verdade, um dos prótons originais foi convertido em nêutron na reação de fusão. A carga elétrica tem que ser conservada em reações nucleares e é conservada nesta. Um pósitron (elétron de antimatéria) emerge da reação e carrega a carga positiva originalmente associada a um dos prótons.
Por ser antimatéria, esse pósitron colidirá instantaneamente com um elétron próximo e ambos serão aniquilados, produzindo energia eletromagnética na forma de fótons de raios gama. Esse raio gama, que foi criado no centro do Sol, encontra-se em um mundo repleto de núcleos e elétrons em movimento rápido. O raio gama colide com partículas de matéria e transfere sua energia para uma delas. Posteriormente, a partícula emite outro fóton de raios gama, mas geralmente o fóton emitido tem um pouco menos de energia do que aquele que foi absorvido.
Essas interações acontecem com os raios gama repetidamente, à medida que eles caminham lentamente em direção às camadas externas do Sol, até que sua energia se torne tão reduzida que eles não são mais raios gama, mas raios X (lembre-se do que você aprendeu em O Espectro Eletromagnético). Mais tarde, à medida que os fótons perdem ainda mais energia por meio de colisões no centro lotado do Sol, eles se tornam fótons ultravioleta.
Quando atingem a superfície do Sol, a maioria dos fótons já liberou energia suficiente para ser luz comum — e eles são a luz do sol que vemos vindo de nossa estrela. (Para ser mais preciso, cada fóton de raios gama é finalmente convertido em muitos fótons separados de luz solar de baixa energia.) Então, a luz solar emitida pelo Sol hoje teve sua origem como um raio gama produzido por reações nucleares nas profundezas do núcleo do Sol. O tempo que os fótons precisam para alcançar a superfície depende da distância média que um fóton viaja entre as colisões, e o tempo de viagem depende do modelo do complicado interior solar que aceitamos. As estimativas são um tanto incertas, mas indicam que a emissão de energia da superfície do Sol pode atrasar sua produção no interior em 100.000 anos para até 1.000.000 de anos.
Além do pósitron, a fusão de dois átomos de hidrogênio para formar deutério resulta na emissão de um neutrino. Como os neutrinos interagem tão pouco com a matéria comum, aqueles produzidos por reações de fusão próximas ao centro do Sol viajam diretamente para a superfície do Sol e depois para o espaço, em todas as direções. Os neutrinos se movem quase à velocidade da luz e escapam do Sol cerca de dois segundos depois de serem criados.
A segunda etapa na formação de hélio a partir do hidrogênio é adicionar outro próton ao núcleo do deutério para criar um núcleo de hélio que contém dois prótons e um nêutron (Figura\(\PageIndex{5}\)). No processo, parte da massa é novamente perdida e mais radiação gama é emitida. Esse núcleo é hélio porque um elemento é definido por seu número de prótons; qualquer núcleo com dois prótons é chamado de hélio. Mas essa forma de hélio, que chamamos de hélio-3 (e escrevemos em forma abreviada como\(^3 \text{He}\)) não é o isótopo que vemos na atmosfera do Sol ou na Terra. Esse hélio tem dois nêutrons e dois prótons e, portanto, é chamado de hélio-4 (\(^4 \text{He}\)).
Para chegar ao hélio-4 no Sol, o hélio-3 deve se combinar com outro hélio-3 na terceira etapa da fusão (ilustrada na Figura\(\PageIndex{6}\)). Observe que dois prótons energéticos sobraram dessa etapa; cada um deles sai da reação pronto para colidir com outros prótons e começar a etapa 1 na cadeia de reações novamente.
Essas animações de reações próton-próton mostram as etapas necessárias para a fusão do hidrogênio em hélio no Sol.
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A cadeia próton-próton
As reações nucleares no Sol que estamos discutindo podem ser descritas sucintamente por meio das seguintes fórmulas nucleares:
\[\begin{aligned} ^1 \text{H}+ ~ ^1 \text{H} \rightarrow ~ ^2 \text{H}+ \text{e}^++v \\ ^2 \text{H}+ ~ ^1 \text{H} \rightarrow ~ ^3 \text{He}+ \gamma \\ ~ ^3 \text{He}+ ~ ^3 \text{He} \rightarrow ~ ^4 \text{He}+ ~ ^1 \text{H}+ ~ ^1 \text{H} \end{aligned} \nonumber\]
Aqui, os sobrescritos indicam o número total de nêutrons mais prótons no núcleo,\(\text{e}^+\) é o pósitron,\(v\) é o neutrino e\(\gamma\) indica que os raios gama são emitidos. Observe que a terceira etapa requer dois núcleos de hélio-3 para começar; as duas primeiras etapas devem acontecer duas vezes antes que a terceira etapa possa ocorrer.
Embora, como discutimos, a primeira etapa dessa cadeia de reações seja muito difícil e geralmente leve muito tempo, as outras etapas acontecem mais rapidamente. Depois que o núcleo de deutério é formado, ele sobrevive em média apenas cerca de 6 segundos antes de ser convertido em\(^3 \text{He}\). Cerca de um milhão de anos depois disso (em média), o\(^3 \text{He}\) núcleo se combinará com outro para se formar\(^4 \text{He}\).
Podemos calcular a quantidade de energia que essas reações geram calculando a diferença nas massas inicial e final. As massas de átomos de hidrogênio e hélio nas unidades normalmente usadas pelos cientistas são\(1.007825u\) e\(4.00268u\), respectivamente. (A unidade de massa,\(u\), é definida como sendo 1/12 da massa de um átomo de carbono, ou aproximadamente a massa de um próton.) Aqui, incluímos a massa do átomo inteiro, não apenas do núcleo, porque os elétrons também estão envolvidos. Quando o hidrogênio é convertido em hélio, dois pósitrons são criados (lembre-se, a primeira etapa acontece duas vezes), e estes são aniquilados com dois elétrons livres, aumentando a energia produzida.
\[ \begin{aligned} 4 \times 1.007825 & =4.03130u \text{ (mass of initial hydrogen atoms)} \\ ~ & −4.00268u \text{ (mass of final helium atoms)} \\ ~ & =0.02862u \text{ (mass lost in the transformation)} \end{aligned} \nonumber\]
A massa perdida,\(0.02862u\), é 0,71% da massa do hidrogênio inicial. Assim, se 1 kg de hidrogênio for convertido em hélio, a massa do hélio será de apenas 0,9929 kg e 0,0071 kg de material será convertido em energia. A velocidade da luz (\(c\)) é de 3 × 108 metros por segundo, então a energia liberada pela conversão de apenas 1 kg de hidrogênio em hélio é:
\[\begin{array}{l} E=mc^2 \\ E=0.0071 \text{ kg} \times \left( 3 \times 10^8 \text{ m/s} \right)^2=6.4 \times 10^{14} \text{ J} \end{array} \nonumber\]
Essa quantidade, a energia liberada quando um único quilo (2,2 libras) de hidrogênio sofre fusão, forneceria toda a eletricidade usada pela família típica dos EUA por cerca de 17.000 anos.
Para produzir a luminosidade do Sol de 4 × 10 26 watts, cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio devem ser convertidas em hélio a cada segundo, das quais cerca de 4 milhões de toneladas são convertidas de matéria em energia. Por maiores que sejam esses números, o estoque de hidrogênio (e, portanto, de energia nuclear) no Sol ainda é maior e pode durar muito tempo — bilhões de anos, na verdade.
Nas temperaturas dentro das estrelas com massas menores que cerca de 1,2 vezes a massa do nosso Sol (uma categoria que inclui o próprio Sol), a maior parte da energia é produzida pelas reações que acabamos de descrever, e esse conjunto de reações é chamado de cadeia próton-próton (ou às vezes, p-p cadeia). Na cadeia próton-próton, os prótons colidem diretamente com outros prótons para formar núcleos de hélio.
Em estrelas mais quentes, outro conjunto de reações, chamado ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO), obtém o mesmo resultado líquido. No ciclo CNO, os núcleos de carbono e hidrogênio colidem para iniciar uma série de reações que formam nitrogênio, oxigênio e, finalmente, hélio. Os núcleos de nitrogênio e oxigênio não sobrevivem, mas interagem para formar carbono novamente. Portanto, o resultado é o mesmo da cadeia próton-próton: quatro átomos de hidrogênio desaparecem e, em seu lugar, um único átomo de hélio é criado. O ciclo CNO desempenha apenas um papel menor no Sol, mas é a principal fonte de energia para estrelas com massas maiores do que a massa do Sol.
Então você pode ver que resolvemos o quebra-cabeça que tanto preocupava os cientistas no final do século XIX. O Sol pode manter sua alta temperatura e produção de energia por bilhões de anos por meio da fusão do elemento mais simples do universo, o hidrogênio. Como a maior parte do Sol (e das outras estrelas) é feita de hidrogênio, é um “combustível” ideal para alimentar uma estrela. Como será discutido nos próximos capítulos, podemos definir uma estrela como uma bola de gás capaz de aquecer seu núcleo o suficiente para iniciar a fusão do hidrogênio. Há bolas de gás que não têm a massa necessária para fazer isso (Júpiter é um exemplo local); como tantos esperançosos em Hollywood, eles nunca serão estrelas.
Fusão na Terra
Não seria maravilhoso se pudéssemos duplicar o mecanismo de energia do Sol de forma controlada na Terra? (Já o duplicamos de forma descontrolada em bombas de hidrogênio, mas esperamos que nossos armazéns delas nunca sejam usados.) A energia de fusão teria muitas vantagens: usaria hidrogênio (ou deutério, que é hidrogênio pesado) como combustível, e há hidrogênio abundante nos lagos e oceanos da Terra. A água é distribuída de forma muito mais uniforme em todo o mundo do que o petróleo ou o urânio, o que significa que alguns países não teriam mais uma vantagem energética sobre os outros. E ao contrário da fissão, que deixa subprodutos perigosos, os núcleos que resultam da fusão são perfeitamente seguros.
O problema é que, como vimos, são necessárias temperaturas extremamente altas para que os núcleos superem sua repulsão elétrica e sofram fusão. Quando as primeiras bombas de hidrogênio explodiram em testes na década de 1950, os “fusíveis” para aquecê-las o suficiente eram bombas de fissão. As interações em tais temperaturas são difíceis de sustentar e controlar. Para produzir energia de fusão na Terra, afinal, temos que fazer o que o Sol faz: produzir temperaturas e pressões altas o suficiente para obter núcleos de hidrogênio em termos íntimos uns com os outros.
A União Europeia, os Estados Unidos, a Coreia do Sul, o Japão, a China, a Rússia, a Suíça e a Índia estão colaborando no Reator Experimental Termonuclear Internacional (ITER), um projeto para demonstrar a viabilidade da fusão controlada (Figura). A instalação está sendo construída na França. A construção exigirá mais de 10.000.000 de componentes e 2.000 trabalhadores para montagem. A data para o início das operações ainda não foi determinada.
O ITER é baseado no design Tokamak, no qual um grande recipiente em forma de donut é cercado por ímãs supercondutores para confinar e controlar os núcleos de hidrogênio em um forte campo magnético. Experimentos anteriores de fusão produziram cerca de 15 milhões de watts de energia, mas apenas por um ou dois segundos, e precisaram de 100 milhões de watts para produzir as condições necessárias para alcançar a fusão. O objetivo do ITER é construir o primeiro dispositivo de fusão capaz de produzir 500 milhões de watts de energia de fusão por até 1000 segundos. O desafio é manter o deutério e o trítio, que participarão das reações de fusão, quentes o suficiente e densos o suficiente, por um tempo suficiente para produzir energia.
Conceitos principais e resumo
A energia solar é produzida por interações de partículas, ou seja, prótons, nêutrons, elétrons, pósitrons e neutrinos. Especificamente, a fonte da energia do Sol é a fusão do hidrogênio para formar hélio. A série de reações necessárias para converter hidrogênio em hélio é chamada de cadeia próton-próton. Um átomo de hélio é cerca de 0,71% menos massivo do que os quatro átomos de hidrogênio que se combinam para formá-lo, e essa massa perdida é convertida em energia (com a quantidade de energia dada pela fórmula\(E = mc^2\)).
Glossário
- fissão
- divisão de núcleos atômicos mais pesados em núcleos mais leves
- fusão
- construção de núcleos atômicos mais pesados a partir de núcleos mais leves
- neutrino
- partícula fundamental que não tem carga e uma massa pequena em relação a um elétron; ela raramente interage com a matéria comum e vem em três tipos diferentes
- pósitron
- partícula com a mesma massa de um elétron, mas com carga positiva
- cadeia próton-próton
- série de reações termonucleares pelas quais núcleos de hidrogênio são construídos em núcleos de hélio