A energia do Sol – fusão nuclear, equilíbrio hidrostático e potência emitida
FísicaGravitação e astronomiaIdades 17–18
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Entre para usarAcompanhe passo a passo a cadeia próton–próton (ou o ciclo CNO) no núcleo do Sol, com prótons, nêutrons, pósitrons, neutrinos e fótons gama, e calcule o defeito de massa de 4 ¹H → ⁴He (26,73 MeV) e a massa que o Sol perde a cada segundo, Δm/t = L/c² ≈ 4,3 × 10⁹ kg/s. A tela Interior do Sol permite ajustar a temperatura e a densidade do núcleo para comparar a pressão do gás e da radiação com a gravidade (equilíbrio hidrostático) e mostra por que os prótons precisam atravessar a barreira de Coulomb por tunelamento (pico de Gamow). A tela Energia emitida divide o espectro solar em UV, visível e infravermelho, traça o caminho do Sol no diagrama H–R e estima seu tempo de vida.
Aula: Fusão nuclear no Sol, defeito de massa e E = Δmc², equilíbrio hidrostático e a vida do Sol
O que mostra
O Sol brilha porque núcleos de hidrogênio no seu núcleo se fundem em hélio. Quatro átomos de hidrogênio têm um pouco mais de massa que um átomo de hélio; esse defeito de massa de 0,0287 u é liberado como 26,7 MeV, de modo que o Sol converte em energia cerca de 4,3 bilhões de quilogramas de massa a cada segundo. A fusão exige cerca de 15 milhões de K e densidade alta, e mesmo assim os prótons só se fundem atravessando sua repulsão elétrica por tunelamento quântico. A pressão do gás quente equilibra a gravidade e mantém o Sol estável por cerca de 10 bilhões de anos.
Como usar
Em Fusão no núcleo, escolha Cadeia próton–próton ou Ciclo CNO e clique em Executar ou Próximo passo para ver cada reação e a barra de energia chegar a 26,73 MeV. Em Interior do Sol, arraste Temperatura do núcleo T e Densidade do núcleo ρ e compare as barras de pressão e o pico de Gamow; Centro do Sol volta aos valores reais. Em Energia emitida, arraste Idade do Sol ou use os botões de Ir para e mude Fração da massa fundida f.
Parâmetros que você pode mudar
- Tela Fusão no núcleo, Interior do Sol, Energia emitida
- Sequência de reações Cadeia próton–próton, Ciclo CNO
- Temperatura do núcleo 5–40 milhões de K
- Densidade do núcleo 10–300 10³ kg/m³
- Idade do Sol 0–12,5 bilhões de anos
- Fração da massa do Sol que é fundida 1–100 %
Perguntas para explorar
- Quantos quilogramas de massa o Sol perde a cada segundo e em que essa massa se transforma?
- Por que dois prótons conseguem se fundir se sua energia cinética média é centenas de vezes menor que a barreira de Coulomb?
- Se o núcleo do Sol se contraísse um pouco, como mudariam sua temperatura, a taxa de fusão e a pressão?
