Por Joseph NicholsonAtualizado em 24 de março de 2022

Origem da Energia

O Sol é uma fornalha colossal que queima hidrogênio que irradia cerca de 4 × 10^26 watts cada segundo. Esta produção contínua alimenta não só a luz e o calor que sentimos, mas também toda a energia que eventualmente chega à Terra, incluindo os combustíveis fósseis que impulsionam o nosso mundo moderno. O mecanismo por trás deste resultado prodigioso é a fusão nuclear.

Progressão da fusão de hidrogênio

O hidrogênio – o elemento mais leve e simples – consiste em um próton e um elétron. Nas frias camadas externas de uma estrela nascente, a carga positiva dos prótons os mantém separados. À medida que a protoestrela entra em colapso sob a gravidade, as temperaturas e pressões no seu núcleo aumentam até que os núcleos de hidrogénio possam ultrapassar a sua barreira de Coulomb. A aproximadamente **8 milhões de K**, quatro prótons passam pela cadeia próton-próton, fundindo-se para formar um núcleo de hélio-4 enquanto convertem uma pequena fração de massa em energia via E = mc² . À medida que a temperatura central aumenta ainda mais, núcleos mais pesados ​​tornam-se acessíveis; em cerca de **100 milhões de K**, três núcleos de hélio-4 se fundem no processo triplo-alfa para criar um átomo de carbono-12.

Camadas do Sol

A energia liberada pela fusão aparece primeiro como raios gama de alta energia. Estes fotões devem atravessar o interior do Sol antes de escaparem para o espaço. Imediatamente ao redor do núcleo está a zona de radiação, tão densa que os fótons podem levar em média **171.000 anos** para sair – às vezes até vários milhões de anos. Em seguida vem a zona de convecção, onde o plasma quente sobe e o plasma mais frio desce numa dança turbulenta. Nesta zona, os raios gama são gradualmente degradados em fotões de energia mais baixa, principalmente luz visível, à medida que a energia se propaga em direção à superfície.

O que chega à Terra

A fotosfera – a superfície visível do Sol – tem uma temperatura de aproximadamente **4.500–6.000K**. Acima dela fica a coroa, local das manchas solares e proeminências solares. Quando os fotões finalmente saem da fotosfera, cerca de metade da energia que chega à Terra é luz visível, outra metade é infravermelha e uma porção menor, mas significativa, é radiação ultravioleta, que pode ser perigosa para os organismos vivos. Os fótons solares viajam à velocidade da luz, cobrindo a distância de aproximadamente 150 milhões de quilômetros até a Terra em aproximadamente **oito minutos**.