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O sol só brilha por causa da física quântica

O Sol é a fonte da maioria esmagadora de luz, calor e energia na superfície da Terra, e é alimentado por fusão nuclear. Mas sem as regras quânticas que governam o Universo em um nível fundamental, a fusão não seria possível. (DOMÍNIO PÚBLICO)

Sem a física quântica, o Sol não brilharia.

A Terra, como a conhecemos, só está repleta de vida por causa da influência do nosso Sol. Sua luz e calor fornecem a cada metro quadrado da Terra – quando está sob luz solar direta – uma potência constante de ~ 1500 W, suficiente para manter nosso planeta em uma temperatura confortável para que a água líquida exista continuamente em sua superfície. Assim como as centenas de bilhões de estrelas em nossa galáxia em meio aos trilhões de galáxias no Universo, nosso Sol brilha continuamente, variando apenas um pouco ao longo do tempo.

Mas sem a física quântica, o Sol não brilharia. Mesmo nas condições extremas encontradas no núcleo de uma estrela massiva como o nosso Sol, as reações nucleares que a alimentam não poderiam ocorrer sem as propriedades bizarras que nosso Universo quântico exige. Felizmente, nosso Universo é de natureza quântica, permitindo que o Sol e todas as outras estrelas brilhem como eles. Aqui está a ciência de como isso funciona.

Um berçário estelar na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea. Este novo sistema próximo que é rico em formação de estrelas nos dá uma região com uma grande variedade de cores e massas de estrelas, mas todas elas estão passando por reações de fusão nuclear em seu núcleo. (NASA, ESA E A EQUIPE HUBBLE HERITAGE (STSCI/AURA)-ESA/HUBBLE COLABORAÇÃO)

A luz das estrelas é a maior fonte de energia do Universo ao longo de toda a sua história de 13,8 bilhões de anos, após o Big Bang quente. Essas grandes e maciças concentrações de hidrogênio e hélio se contraem sob sua própria gravidade quando se formam, fazendo com que seus núcleos se tornem cada vez mais densos enquanto aquecem. Eventualmente, um limiar crítico é alcançado - em temperaturas de ~ 4 milhões de kelvin e densidades superiores à do chumbo sólido - onde a fusão nuclear começa no núcleo da estrela.

Mas aqui está o quebra-cabeça: você pode determinar exatamente quanta energia as partículas do Sol devem ter e calcular como essas energias são distribuídas. Você pode calcular que tipos de colisões ocorrem entre prótons no núcleo do Sol e comparar isso com a quantidade de energia necessária para realmente colocar dois prótons em contato físico: superando a repulsão elétrica entre eles.

E quando você faz seus cálculos, você encontra uma conclusão chocante: há zero colisões acontecendo lá com energia suficiente para levar à fusão nuclear. Zero. Nenhum mesmo.

Uma erupção solar do nosso Sol, que ejeta matéria para longe de nossa estrela-mãe e para o Sistema Solar, é diminuída em termos de 'perda de massa' por fusão nuclear, que reduziu a massa do Sol em um total de 0,03% de sua massa inicial. valor: uma perda equivalente à massa de Saturno. E=mc², quando você pensa sobre isso, mostra como isso é energético, pois a massa de Saturno multiplicada pela velocidade da luz (uma grande constante) ao quadrado leva a uma tremenda quantidade de energia produzida. (OBSERVATÓRIO DE DINÂMICA SOLAR DA NASA / GSFC)

À primeira vista, isso parece tornar a fusão nuclear – e, portanto, a capacidade do Sol de brilhar – completamente impossível. E, no entanto, com base na energia que observamos vindo do Sol, sabemos que ela, de fato, brilha.

Nas profundezas do Sol, nas regiões mais internas, onde a temperatura varia entre 4 milhões até 15 milhões de kelvin, o núcleo de quatro átomos iniciais de hidrogênio (ou seja, prótons individuais) se fundirá em uma reação em cadeia, com o resultado final produzindo um núcleo de hélio (feito de dois prótons e dois nêutrons), juntamente com a liberação de uma quantidade significativa de energia.

Essa energia é transportada na forma de neutrinos e fótons e, embora os fótons possam passar mais de 100.000 anos antes de chegar à fotosfera do Sol e irradiar para o espaço, os neutrinos saem do Sol em meros segundos, onde nós os detectamos na Terra desde a década de 1960 .

Experimentos como o Super-Kamiokande, que contêm enormes tanques de água (ricos em prótons) cercados por matrizes de detectores, são as ferramentas mais sensíveis que a humanidade tem para detectar neutrinos do Sol. A partir do início de 2020, temos apenas restrições ao potencial decaimento de prótons, mas estamos detectando continuamente neutrinos solares, dia ou noite. (OBSERVATÓRIO DE KAMIOKA, ICRR (INSTITUTE FOR COSMIC RAY RESEARCH), UNIVERSIDADE DE TÓQUIO)

Você pode pensar sobre esse cenário e ficar um pouco confuso, pois não é óbvio como a energia é liberada dessas reações. Os nêutrons, você vê, são ligeiramente mais massivos que os prótons: cerca de 0,1%. Quando você funde quatro prótons em um núcleo contendo dois prótons e dois nêutrons, você pode pensar que a reação exigiria energia em vez de emiti-la.

Se todas essas partículas fossem livres e não ligadas, isso seria verdade. Mas quando nêutrons e prótons são unidos em um núcleo como o hélio, eles acabam sendo unidos com tanta força que são, na verdade, significativamente menos massivos do que seus constituintes individuais não ligados. Enquanto dois nêutrons têm cerca de 2 MeV (onde um MeV é um milhão de elétron-volts, uma medida de energia), mais energia do que dois prótons - via Einstein E = mc² — um núcleo de hélio é o equivalente a 28 MeV mais leve que quatro prótons não ligados.

Em outras palavras, o processo de fusão nuclear libera energia: cerca de 0,7% de qualquer próton que se funde é convertido em energia, transportada por neutrinos e fótons.

A versão mais direta e de menor energia da cadeia próton-próton, que produz hélio-4 a partir do combustível inicial de hidrogênio. Observe que apenas a fusão de deutério e um próton produz hélio a partir do hidrogênio; todas as outras reações produzem hidrogênio ou fazem hélio a partir de outros isótopos de hélio. (SARANG / WIKIMEDIA COMMONS)

Observamos o Sol emitindo, em toda a sua superfície, uma potência contínua de 4 × 10²⁶ Watts. Essa quantidade de energia se traduz em um enorme número de prótons – algo acima de 10³⁸ deles – se fundindo nessa reação em cadeia a cada segundo. Isso está espalhado por um enorme volume de espaço, é claro, já que o interior do Sol é enorme; o ser humano médio que metaboliza sua comida diária produz mais energia do que um volume equivalente do tamanho humano do Sol.

Mas com todas essas reações ocorrendo no interior do Sol, você pode começar a se perguntar quão eficientes são essas reações. Será que realmente temos o suficiente para gerar toda a energia que o Sol cria? Isso pode realmente levar a uma enorme produção de energia e explicar como o Sol brilha?

É uma questão complexa e, se você começar a pensar quantitativamente, aqui estão os números a que você chega.

A anatomia do Sol, incluindo o núcleo interno, que é o único local onde ocorre a fusão. Mesmo nas incríveis temperaturas de 15 milhões de K, o máximo alcançado no Sol, o Sol produz menos energia por unidade de volume do que um corpo humano típico. O volume do Sol, no entanto, é grande o suficiente para conter mais de 1⁰²⁸ humanos adultos, e é por isso que mesmo uma baixa taxa de produção de energia pode levar a uma produção total de energia tão astronômica. (NASA/JENNY MOTTAR)

O Sol é muito maior e mais massivo do que qualquer coisa que experimentamos em nossas vidas. Se você pegar todo o planeta Terra e alinhar uma série deles ao longo do diâmetro do Sol, seriam necessárias 109 Terras para percorrê-lo. Se você pegasse toda a massa contida no planeta Terra, teria que acumular mais de 300.000 deles para igualar a massa do nosso Sol.

Ao todo, existem cerca de 10⁵⁷ partículas que compõem o Sol, com cerca de 10% dessas partículas presentes na região de fusão que define o núcleo do Sol. Dentro do núcleo, veja o que está acontecendo:

• Os prótons individuais atingem velocidades tremendas, até ~500 km/s no núcleo central do Sol, onde as temperaturas chegam a 15 milhões de K.
• Essas partículas em movimento rápido são tão numerosas que cada próton experimenta bilhões de colisões a cada segundo.
• E apenas uma pequena fração dessas colisões precisa criar deutério – apenas 1 em 10²⁸ – em uma reação de fusão para produzir a energia necessária.

Este recorte mostra as várias regiões da superfície e do interior do Sol, incluindo o núcleo, que é o único local onde ocorre a fusão nuclear. Com o passar do tempo, a região que contém hélio no núcleo se expande e a temperatura máxima aumenta, fazendo com que a produção de energia do Sol aumente. (USUÁRIO DO WIKIMEDIA COMMONS KELVINSONG)

Isso soa razoável, certo? Certamente, dado o enorme número de colisões de prótons que ocorrem, a rapidez com que estão se movendo e o fato de que apenas uma fração minúscula e quase imperceptível delas precisaria realmente se fundir, isso poderia ser possível.

Então fazemos as contas. Calculamos, com base em como as partículas se comportam e se movem quando você tem muitas delas sob um determinado conjunto de energias e velocidades, quantas colisões próton-próton têm energia suficiente para iniciar a fusão nuclear nessas reações.

Para chegar lá, todos os dois prótons precisam se aproximar o suficiente para se tocarem fisicamente, superando o fato de que ambos têm cargas elétricas positivas e que cargas semelhantes se repelem.

Então, quantos dos ~10⁵⁶ prótons no núcleo do Sol, colidindo bilhões de vezes por segundo, realmente têm energia suficiente para causar uma reação de fusão?

Exatamente zero.

Quando dois prótons se sobrepõem, é possível que eles possam se fundir em um estado composto, dependendo de suas propriedades. A possibilidade mais comum e estável é produzir um deutério, feito de um próton e um nêutron, que requer a emissão de um neutrino, um pósitron e possivelmente um fóton também. (LINFOXMAN / WIKIMEDIA COMMONS)

E, no entanto, de alguma forma, isso acontece. Não apenas a fusão nuclear alimenta com sucesso o Sol, mas estrelas muito menos massivas – e com temperaturas centrais muito mais baixas – do que as nossas. O hidrogênio é convertido em hélio; ocorre fusão; a luz das estrelas é criada; planetas tornam-se potencialmente habitáveis.

Então qual é o segredo?

Este é o lugar-chave onde a física quântica entra em jogo. Em um nível subatômico, os núcleos atômicos não se comportam apenas como partículas, mas como ondas. Claro, você pode medir o tamanho físico de um próton, mas isso torna seu momento inerentemente incerto. Você também pode medir o momento de um próton - essencialmente o que fizemos quando calculamos qual é sua velocidade - mas isso torna sua posição mais inerentemente incerta.

Cada próton, em vez disso, é uma partícula quântica, onde sua localização física é melhor descrita por uma função de probabilidade do que uma posição fixa.

Uma ilustração entre a incerteza inerente entre posição e momento no nível quântico. Quanto melhor você conhece ou mede a posição de uma partícula, menos conhece seu momento, e vice-versa. Tanto a posição quanto o momento são melhor descritos por uma função de onda probabilística do que por um único valor. (E. SIEGEL / WIKIMEDIA COMMONS USUÁRIO MASCHEN)

Devido à natureza quântica desses prótons, as funções de onda de dois prótons podem se sobrepor. Mesmo prótons que não têm energia suficiente para superar a força elétrica repulsiva entre eles podem ver suas funções de onda se sobrepondo, e essa sobreposição significa que eles têm uma probabilidade finita de experimentar tunelamento quântico: onde eles podem acabar em um estado ligado mais estável do que seus inicial, estado livre.

Uma vez que você forma deutério a partir de dois prótons – a parte difícil – o resto da reação em cadeia pode ocorrer rapidamente, levando à formação de hélio-4 em pouco tempo.

Mas a probabilidade de formar deutério é muito pequena. De fato, para qualquer interação próton-próton em particular que ocorra no núcleo do Sol, praticamente todos eles terão o resultado mais simples imaginável: suas funções de onda se sobrepõem temporariamente, depois param de se sobrepor, e tudo o que você acaba com dois prótons, o mesmo como o que você começou. Mas em uma fração muito pequena do tempo, cerca de 1 em cada 10²⁸ colisões (lembra desse número de antes?), dois prótons acabam se fundindo, criando um deutério, bem como um pósitron e um neutrino, e possivelmente também um fóton.

Quando dois prótons se encontram no Sol, suas funções de onda se sobrepõem, permitindo a criação temporária de hélio-2: um dipróton. Quase sempre, ele simplesmente se divide em dois prótons, mas em ocasiões muito raras, um deutério estável (hidrogênio-2) é produzido, devido ao tunelamento quântico e à interação fraca. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Quando a função de onda de dois prótons no núcleo do Sol se sobrepõe, há apenas uma chance minúscula de que eles façam algo além de voltar a ser dois prótons. As chances de eles se fundirem para formar um núcleo de deutério são quase as mesmas de ganhar na loteria Powerball três vezes seguidas: astronomicamente pequenas. E, no entanto, existem tantos prótons dentro do Sol que isso ocorre com sucesso com tanta frequência que alimenta não apenas o nosso Sol, mas praticamente todas as estrelas do Universo.

Nos últimos 4,5 bilhões de anos, isso aconteceu tempo suficiente em nosso Sol que perdeu aproximadamente a massa de Saturno devido à fusão nuclear e à equação mais famosa de Einstein: E = mc² . Se não fosse pela natureza quântica do Universo, no entanto, a fusão nuclear não ocorreria no Sol, e a Terra seria simplesmente uma rocha fria e sem vida flutuando no abismo do espaço. É apenas por causa da incerteza inerente à posição, momento, energia e tempo, que nossa existência é possível. Sem a física quântica, o Sol não seria capaz de brilhar. Em um sentido muito real, nós realmente ganhamos na loteria cósmica.

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium com um atraso de 7 dias. Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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