Entenda de uma vez: o que é fusão nuclear

Um único fenômeno é o principal responsável pela existência de tudo o que conhecemos e sabemos existir, de coqueiros a galáxias, passando por micróbios e pessoas. Pode parecer meio forçada de barra, mas não há outro jeito de descrever com precisão a importância da fusão nuclear, o processo responsável por “acender” o Sol e as demais estrelas Universo afora.

Estrelas, como talvez você saiba, são imensas bolas de gás, principalmente hidrogênio e hélio. Concentremo-nos no hidrogênio. Os átomos desse elemento químico possuem, em seu núcleo, uma partícula com carga elétrica positiva, o próton. Os núcleos de hidrogênio podem ainda abrigar um nêutron, partícula de carga neutra (nesse caso, tais átomos recebem o nome de deutério), ou o próton regulamentar e mais dois nêutrons (nessa configuração, o nome é trítio).

Em situações normais, os átomos de hidrogênio continuariam na sua, bonitinhos, no máximo formando moléculas em parzinhos. Mas a situação no interior das estrelas está longe de ser normal. A densidade e o calor extremo nos quais eles ficam empacotados ali é suficiente para fazer com que os prótons consigam superar a relutância natural que “sentem” de se aproximar uns dos outros por terem a carga elétrica igual (aquela história de que cargas opostas se atraem e similares se repelem).

Vencida essa barreira, eles literalmente grudam, graças à tremenda força de coesão das partículas do núcleo atômico, muito poderosa em escalas pequeníssimas. Por uma série de passos que não vem ao caso detalhar aqui, essa força faz com que os componentes dos átomos isolados de hidrogênio se juntem no coração da estrela, dando origem a átomos do elemento químico hélio, os quais abrigam dois prótons e um ou dois nêutrons, em geral.

Ok, e daí? Daí que a reação de fusão, por sua própria natureza, produz um “chorinho” de energia. Quando dois núcleos de hidrogênio se fundem para formar um de hélio, uma fração pequena da massa original dos átomos – 0,7% dela, para ser exato – é transformada em energia.

O número pode parecer modesto, mas recorde a mais famosa equação de Einstein, a indefectível E = mc2. Ou seja, energia é igual a massa vezes a velocidade da luz ao quadrado. Bom, a velocidade da luz sozinha já é um negócio maluco – 300 mil quilômetros por segundo. Imagine multiplicá-la por ela mesma. O resultado é muita, mas muita energia – e o Sol funde 620 milhões de toneladas de hidrogênio por segundo em seu interior.

É claro que toda essa energia é ideal para abastecer planetinhas nos quais pode surgir a vida, como a Terra (e quiçá inúmeros outros). Mas tudo que é bom uma hora acaba. Conforme o hidrogênio de uma estrela se esgota, ela começa a fundir hélio.

A coisa não vai muito além disso em astros do tamanho do Sol (que morrerá num lento processo de resfriamento, após soprar para longe suas camadas mais externas num suspiro final), mas estrelas de massa ainda maior podem entrar num processo descontrolado de fusão no qual elementos químicos cada vez mais pesados vão sendo forjados, até serem espalhados pelo espaço por explosões violentas, as chamadas supernovas.

É esse processo de fusão nuclear alucinada no interior das supernovas que produz boa parte dos componentes do cosmos, da Terra e dos nossos corpos. Se não fosse por ele, e pela fusão nuclear de forma geral, o Universo teria continuado a conter só os elementos formados no Big Bang (hidrogênio, hélio e um tiquinho de lítio).

É claro que seria uma maravilha fazer algo parecido para suprir nossas necessidades de energia aqui na Terra. Nossa indústria bélica já produziu bombas de hidrogênio, que realizam fusão – só que de um jeito destruidor e descontrolado que não serve para funções pacíficas.

Trabalhos experimentais para controlar a fusão nuclear, em escalas cada vez maiores, têm sido feitos há décadas, mas a questão é como chegar lá sem gastar mais energia para iniciar a fusão do que a que será obtida a partir do processo – ou seja, como “sair do cheque especial” energético. Tomara que um dia a gente consiga.