Por que o Sol não queima todo o seu estoque de hidrogênio de uma só vez numa gigantesca reação nuclear em cadeia?

 

Porque a reação de fusão do Hidrogénio em Hélio é leeentaaa.

E porque a sua velocidade depende da temperatura, i.e., de quão maciça é a estrela.

Aqui está a reação de fusão 6H → He+2H+2p+2ν+2γ — chamada de Reação Protão-Protão.

Reação de Fusão Protão-Protão

Se conseguisemos isolar uns 100 Kg de matéria (tanto quanto um corpo Humano) do centro do Sol esta produziria somente o calor duma antiga lâmpada incandescente de 100 Watts (mais ou menos o mesmo calor que o nosso corpo também gera), tão lenta é a fusão do Hidrogénio em Hélio.

As nossas tentativas de conseguir Fusão Nuclear não são tentativas de [re-]criar uma estrela, mas sim de criar uma estrela melhor.

Possível Futuro Reator Termonuclear Artificial

Na realidade nas pequenas Anãs Vermelhas (70% das estrelas), que são convectivas e vão fundir todo o seu Hidrogénio em Hélio, esse processo pode levar trilhões de anos.

Já as reações de fusão nuclear que podem ocorrer numa estrela como o Sol (que pode durar alguns bilhões de anos) vão conseguir fundir Hélio em Carbono e Oxigénio mas param por aí e não vão conseguir sintetizar Nitrogénio.

O Carbono C-12 por fusão com um Hidrogénio poderia dar um Nitrogénio (N-13 é um isótopo instável, com meia-vida duns 10 minutos) … mas este produto é efémero se a reação parar por aí.

Reação de Fusão Triplo-Alfa

Mas uma vez sintetizado o Carbono pelo processo da fusão de três núcleos de Hélio o caminho está aberto para mais altos voos (e mais pesados núcleos). Este é o "gargalo-da-garrafa" para tudo o que se segue.

Estrelas maiores, mais maciças e mais quentes já conseguem executar o Ciclo CNO fechado que é auto-catalítico e liberta muito mais energia que a reação Protão-Protão.

Este ciclo é importante porque não deixa que nem o Nitrogénio N-13 (meia-vida de 10 minutos) nem o Oxigenio O-15 (meia-vida de 122.24 segundos ≈ 2 minutos), que são instáveis, se venham a perder — mas requer muito mais pressão e também muito mais altas temperaturas para que o ciclo seja suficientemente rápido.

Ciclo de Fusão CNO

Estrelas ainda mais maciças podem sintetizar muito mais elementos, mas somente até ao Ferro e por camadas de reações de fusão — é por isso que elas "incham" até se tornarem Supergigantes Vermelhas.

Camadas de Fusão numa Estrela Supergigante Vermelha

No fim das suas curtas vidas (porque são mais maciças, são mais quentes, mais aceleradas e só duram poucos milhões de anos) explodem em Supernovas e sintetizam os restantes elementos mais pesados que o Ferro nesse cataclísmico e breve momento.

Quadro das Nucleosínteses Estelares Possíveis

Claro que ao explodirem vão dispersar a maior parte da sua massa (e os núcleos mais complexos que sintetizaram) pelo espaço interestelar para que se condensem em novas estrelas, planetas, satélites, asteroides, cometas … e em nós.