Fusão Termonuclear no Sol

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Fusão Termonuclear no Sol
	
  
  Dizemos que uma estrela está "viva" quando ocorrem reações de fusão termonucleares no seu núcleo. Em estrelas como o Sol, as reações mais importantes são as que produzem, como resultado líquido, a transformação de quatro núcleos de hidrogênio (quatro prótons) em um núcleo de hélio (partícula alfa).
    Nessa transformação, existe uma diferença de massa entre a massa que entrou na reação (maior) e a massa que saiu (menor). Essa massa "desaparecida" é transformada em energia.
    Onde: mp - massa do próton, m - massa da partícula alfa e u - unidade de massa atômica = 1,66 x 10-27 kg.
 A diferença de massa (m) é:
    Portanto 0,7% da massa que entra na reação é transformada em energia. A massa que entra nessa reação é apenas a massa que se encontra no núcleo da estrela, pois apenas no núcleo a estrela atinge temperaturas suficientemente altas para permitir as reações termonucleares. A massa da estrela contida em seu núcleo é aproximadamente 10% da massa total da estrela. Isso significa que, de toda a massa da estrela, apenas 10% contribui para a geração de energia durante a maior parte de sua "vida", a parte em que ela está sintetizando o Hélio a partir do Hidrogênio no seu núcleo.
    No caso do Sol essa energia vale:
E = 0,007 x 0,1 x M x c2
E = 0,007 x 0,1 x (1,99 x 1030 kg) x (3 x 108 m/s)2 = 1,26 x 1044 J
     O tempo de vida do Sol nessa fase (t) é igual à energia nuclear disponível dividida pela luminosidade do Sol durante essa fase (que pode ser obtida experimentalmente):
t = (1,26 x 1044 J) / (3,9 x 1026 W) = 3,29 x 1017 s = 1010 anos
    Seria interessante sugerir ao estudante uma pesquisa sobre o que ocorrerá com o Sol depois desse tempo.