Reação do SOl

Reação Nuclear no Sol
As estrelas se formam a partir da fragmentação, seguida da condensação, de nuvens de gás (principalmente Hidrogênio) e poeira presentes nas galáxias. À medida que a nuvem proto-estelar se contrai, sob a influência de sua própria gravitação, a sua temperatura aumenta devido à energia liberada pela contração. Neste estágio a proto-estrela emite radiação no infravermelho. Quando a temperatura central da nuvem atinge cerca de dez milhões de graus os núcleos de hidrogênio (H) começam a sofrer fusão. A energia obtida com a conversão de hidrogênio em hélio (He) é suficiente para suprir as necessidades da estrela, pois, como a massa do Hélio é menor do que a massa de dois átomos de Hidrogênio, a diferença é liberada na forma de energia. A contração cessa, pois agora existe uma fonte de energia térmica e pressão radiativa que se contrapõe ao colapso gravitacional, empurrando as camadas para cima, e a estrela atinge uma situação de equilíbrio. A estrela se mantém estável até que o hidrogênio do seu núcleo seja consumido, mas isso leva muito tempo, corresponde à cerca de aproximadamente 90% da vida da estrela. Essa fase da vida da estrela é chamada Seqüência Principal. A reação termonuclear começou no centro mais profundo do Sol, durante milhões de anos essa reação nuclear vai se expandindo para as camadas logo acima, enquanto que as camadas abaixo foram convertidas no elemento químico hélio. À medida que a reação passa para os níveis superiores, ocorre muito mais fusão de hidrogênio, pois as seções acima possuem um volume maior de matéria, mas, por outro lado, a velocidade da reação diminui, pois a pressão é menor. Acabando o hidrogênio no núcleo, a estrela necessita de uma nova forma de obtenção de energia; a radiação diminui e a força de gravidade supera. A maneira mais imediata é a contração gravitacional. O núcleo da estrela, neste momento é composto basicamente pelo hélio criado a partir da fusão do hidrogênio. Este núcleo de hélio está