Se no espaço não tem oxigênio pq aprendemos o sol é uma bola de fogo?

Answer 1

Meu Deus do céu! No Sol não ocorre fissão nuclear: o que ocorre é fusão termonuclear, fusão que é justamente a reação inversa! Fissão ocorre em armas nucleares embora alguns "gênios" (sic) estejam ou tenham desenvolvidos armas de fusão...

Pelo amor de Deus! Foi o primeiro responder errado e quase todo mundo copiou e repetiru o erro!

A energia gerado no Sol tem origem na transformação de átomos de hidrogênio em átomos de hélio e esse processo se chama fusão termonuclear.

Essa energia liberada obedece a famosa fórmua: E = MC^2 (energia é igual a massa vezes o quadrado da velocidade da luz). A reação de fusão é descrita por:

4H -> He(4) + e(+) + ve + g

onde :

4H = quatro átomos de hidrogênio
He(4) = representa 1 átomo de hélio (4- indica o número de prótons)
e(+) = um pósitron (partícula com a mesma massa e carga oposta a do elétron
ve = 1 neutrino (partícula que pouco interage com a matéria)
g = representa a energia liberada (raios-gama)

Acontece que a massa de 4 átomos de hidrogênio é menor que a massa de 4 átomos de hélio, portanto a diferença entre as massas é convertida em energia conforme a equação acima.

O Sol converte 600 toneladas de hidrogênio em hélio a cada segundo. A energia liberada é de L = 3,847 x 10^(33) ergs/s que é equivalente a 5 trilhões de bombas de hidrogênio por segundo! A primeira bomba atômica, de urânio, a Little Boy (jogada criminosamente sobre Hiroshima, tinha um potência de 20.000 toneladas de TNT). Hoje as bombas de hidrogênio tem potências de 20 milhões de toneladas de TNT. Pra que isso?!

Answer 2

Não se trata de uma reação entre um combustível e um carburente e sim de uma fisão nuclear.

Answer 3

Porque ele é quente.

Answer 4

No espaço tem Oxigênio, e principalmente no Sol. Embora em proporções ínfimas, e que não servem para realizar combustão.

Fogo = plasma.
O Sol tem boa parte de seu volume na forma de plasma, embora algumas regiões possam estar parcialmente ionizadas, considerando apenas H.
Logo, não há problema em o Sol ser considerado uma bola de fogo, embora não fruto de combustão.

Answer 5

Era uma pergunta teste e ninguém passou, já que todo mundo parece achar que o Sol é uma bola de fogo...

Na verdade, a queima que acontece no Sol não é química, como no fogão ou na fogueira, mas uma queima nuclear. A reação que produz energia e calor, no Sol, é a fusão nuclear, onde quatro átomos de hidrogênio se fundem em um átomo de hélio, e sobra calor e luz, além de partículas subatômicas.

Answer 6

Na verdade o Processo que ocorre no Sol é o de Fusão Nuclear (dois ou mais núcleos atômicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico)e não Fisão Nuclear(quebra do uma atomo)
O processo de fusão libera muito mais energia e por não ser um processo quimico e sim fisico não necessita de um reagente como o oxigênio.
O Sol na verdade é uma usina de fusão nuclear,tal processo só ocorre sobre enorme pressão como é o caso do Sol.
As usinas nucleares usam o processo de fisão assim como as bombas nucleares mais simples que usam plutonio e uranio,Já as Bombas de Hidrogenio é pelo processo de Fusão Nuclear e geralmente se usa duas bombas atomicas para criar a pressão necessaria para a ocorrencia de fusão nuclear.



http://pt.wikipedia.org/wiki/Fus%C3%A3o_nuclear

Answer 7

A palavra "fogo" é só um meio de expressar a reação química-fisica que ocorre nele.

Answer 8

Ela não é uma bola de fogo, ele é um jogo de reações nucleares tendo como principal combustível o hidrogenio.

Answer 9

MEUS CAROS AMIGOS, NÃO É FISSÃO NUCLEAR, QUE OCORRE NO INTERIOR DO SOL E DAS ESTRÊLAS, MAS SIM FUSÃO NUCLEAR.

Diferenças:

Fissâo Nuclear:
Na fissão (ou cisão) nuclear, um átomo de um elemento é dividido produzindo dois átomos de menores dimensões de elementos diferentes.
A fissão de urânio 235 liberta uma média de 2,5 neutrões por cada núcleo dividido. Por sua vez, estes neutrões vão rapidamente causar a fissão de mais átomos, que irão libertar mais neutrões e assim sucessivamente, iniciando uma auto-sustentada série de fissões nucleares, à qual que se dá o nome de reação em cadeia, que resulta na libertação contínua de energia.
Quando a massa total dos produtos da cisão nuclear é calculada, verifica-se que é menor do que a massa original do átomo antes da cisão. A teoria da relatividade de Albert Einstein dá a explicação para esta massa perdida: Einstein demonstrou que massa e energia são duas equivalentes. Portanto, a massa perdida durante a cisão reaparece sob a forma de energia. Einstein resumia esta equivalência na famosa equação onde E é a energia, m a massa e c a velocidade da luz. Uma vez que c é muito grande (300 mil quilómetros por segundo), E será realmente muito grande, mesmo quando se perde apenas uma pequena porção de massa. As bombas atômicas utilizam esse processo de fissão nuclear, utilizando o radioisótopo Plutônio 239, como matriz da reação em cadeia.

Fusão Nuclear:
Na Fusão Nuclear, dois ou mais núcleos atômicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico. A fusão nuclear requer muita energia para acontecer, e geralmente libera muito mais energia que consome. Quando ocorre com elementos mais leves que o ferro e o níquel (que possuem as maiores forças de coesão nuclear de todos os átomos, sendo portanto mais estáveis) ela geralmente libera energia, e com elementos mais pesados ela consome.
O Sol, é um reator de fusão natural. O principal tipo de fusão que ocorre no interior das estrelas é o de Hidrogênio em Hélio, onde quatro prótons se fundem em uma partícula alfa (um núcleo de hélio), liberando dois pósitrons, dois neutrinos e energia. Mas dentro desse processo ocorrem várias reações individuais, que variam de acordo com a massa da estrela. Para estrelas do tamanho do sol ou menores, a cadeia próton-próton é a reação dominante. Em estrelas mais pesadas(Gigantes Azuis, Anãs brancas), predomina o ciclo CNO.
Vale ressaltar que há conservação da energia, e, portanto, pode-se calcular a massa dos quatro prótons e o núcleo de hélio, e subtrair a soma das massas das partículas iniciais daquela do produto desta reação nuclear para calcular a massa/energia emitida.
Utilizando a equação E=mc2, pode-se calcular a energia liberada, oriunda da diferença de massa. Uma vez que o valor do "c" é muito grande ( aprox. 3 . 108 m/s ), mesmo uma massa muito pequena corresponde a uma enorme quantidade de energia. É este fato que levou muitos engenheiros e cientistas a iniciar projetos para o desenvolvimento de reatores de fusão para gerar eletricidade. ( Por exemplo, a fusão de poucos cm3 de deutério, um isótopo de hidrogênio, produziria uma energia equivalente àquela produzida pela queima de 20 toneladas de carvão ).

Mas estamos falando do sol. O nosso sol, assim como as demais estrêlas do universo, utilizam a processo de FUSÃO NUCLEAR, para gerar energia e calor. As estrêlas, assim como o nosso sol, são gigantescos reatores de fusão nuclear naturais, e todas as estrêlas "queimam átomos, em seu interior transformando-os em substâncias mais pesadas" em poderosissimas reações de fusão nuclear. A luz e o calor gerado no interior dessas estrêlas.
Uma estrela é um corpo formado de plasma, o quarto estado da matéria (e não de gás, como muitos pensam), que se mantém coeso devido sua força gravitacional. Esse corpo celeste, por causa de sua pressão interna, produz energia por fusão nuclear, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. Uma estrela tem que ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que se dêem reações nucleares de fusão no seu interior. Corpos que não atingem esse limite, mas que ainda assim irradiam energia por compressão gravitacional chamam-se anãs castanhas (ou anãs marrons) e são um tipo de corpo celeste na fronteira entre as estrelas e os planetas.

O que é o Sol:
O Sol é uma estrela de grandeza média, relativamente ao conjunto da nossa galáxia, a Via Láctea. Em torno dela gravitam a Terra e os outros planetas e astros do nosso sistema planetário. A sua massa é 333.000 vezes a da Terra e o seu volume 1.400.000 vezes. A distância do nosso planeta ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilómetros (ou 1 Unidade Astronômica - U.A. -, aproximadamente), demorando a sua luz, para chegar até nós, pouco mais de oito minutos.
O Sol apresenta uma estrutura granulosa e o seu brilho é não uniforme, sendo o bordo menos brilhante que a parte central do disco solar. As camadas exteriores do Sol dividem-se em: fotosfera, a mais profunda, com cerca de 300 km de espessura e uma temperatura mínima de 6.000°C; a cromosfera tem cerca de 8.000 km de espessura, de onde emergem enormes jactos luminosos; as protuberâncias, que chegam a atingir 800.000 km; e a coroa com a altura de 1 milhão de quilómetros e temperatura de 1 milhão de graus Celsius; a temperatura interna solar atinge 20 milhões de graus Celsius. Presume-se que o Sol tenha 5 bilhões de anos de idade e, pela seqüência principal do diagrama de Hertzsprung-Russel, pode ser considerado uma estrela anã. O seu império - o Sistema Solar - compreende 8 planetas, 3 planetas anões 1600 asteróides, 138 satélites e um grande número de cometas. Diâmetro: 1 390 000 km; Superfície: 1.940.000 km²; Volume: 2.700.000 milhões de km³; Massa: 2 × 1030 t; Velocidade absoluta (em relação ao centro da via Láctea): 216 km/s; relativa (em relação às estrelas mais próximas): 19 km/s. Futuro: o Sol perde a cada dia 360 mil milhões de toneladas transformadas em energia. A sua atracção vai, por isso, enfraquecendo e daí que a Terra se afasta do Sol 1 m por ano.
O Ciclo Solar tem muitos efeitos importantes, que influenciam nosso Planeta. Estudos de Heliosismologia executados a partir de sondas espaciais, permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência aumenta com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de onze anos de erupções, a cada vinte e dois anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resultam em dois ciclos de dezoito anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera de nosso planeta.
Foram observadas emissões electromagnéticas em forma de anéis de diversos tamanhos com temperaturas na ordem de dois milhões de graus Kelvin, além de emissão de massa coronal a cada vinte e quatro horas aproximadamente.

Mas para o sol e as demais estrêlas do universo brilharem, é necessário vencer algumas barreiras e condições:

Uma substancial barreira de energia deve ser vencida antes que a fusão possa ocorrer. A grandes distâncias, dois núcleos expostos se repelem mutuamente devido a força eletrostática que atua entre seus prótons positivamente carregados. Se o núcleo puder ser unido bastante junto porem, a barreira eletrostática pode ser sobrepujada pela força nuclear forte a qual é mais poderosa a curta distância do que a repulsão eletromagnética.
Quando um nucleon tal como o próton ou nêutron é adicionado a um núcleo, ele é atraído pelo outros nucleons, mas principalmente por seus vizinhos imediatos devido a força de curto alcance. Os nucleons no interior do núcleo tem mais vizinhos do que aqueles na sua superfície. Desde que núcleos menores têm um grande razão de superfície para volume, a energia de ligação por nucleon devido a força nuclear forte geralmente aumenta como o aumento do tamanho do núcleo, mas atinge um valor limite que corresponde a vizinhança do nucleon totalmente preenchida.
A força eletrostática, por outro lado, é uma força proporcional ao inverso do quadrado da distância, então um próton adicionado ao núcleo ira sentir uma repulsão eletrostática de todos os prótons no núcleo. A energia eletrostática por nucleon devido à força eletrostática, portanto irá aumentar independente do tamanho núcleo.
O resultado combinado destas duas forcas opostas é que a energia de ligação por nucleon geralmente diminui com o aumento de tamanho do átomo, para elementos até com núcleo do tamanho de ferro e níquel, e diminui para núcleos mais pesados. Eventualmente, a energia de ligação se torna negativa e núcleos muitos pesados não são estáveis. Os quatro mais compactos núcleos blindados, em ordem decrescente de energia de ligação, são 62Ni, 58Fe, 56Fe, and 60Ni [1]. Embora o isótopo do Níquel sup>62Ni seja o mais estável, o isótopo do Ferro 56Fe é uma ordem de magnitude mais comum. Isto é devida em grande parte a grande razão de desintegração do 62Ni no interior de estrelas conduzida pela absorção de fótons.
Uma notável exceção a esta regra geral é o núcleo do hélio-4, no qual a energia de ligação é maior que a do lítio, o próximo elemento mais pesado. O principio de exclusão de Pauli prove um explicação para este comportamento excepcional – isto se da porque os prótons e neutros são férmions, eles não podem coexistir exatamente no mesmo estado. Cada estado energético de um próton ou nêutron em um núcleo pode acomodar uma partícula de spin para abaixo e outra de spin para acima. O Hélio-4 tem uma banda de energia de ligação anormalmente grande porque seu núcleo consiste de dois prótons e dois neutros; então todos os nucleons dele podem estar em um estado fundamental. Qualquer nucleon adicional deverá ir para um estado energético alto.
A situação é similar se dois núcleos são colocados juntos. Ao se aproximarem, todos os prótons em um núcleo repele todos os prótons do outro. Até o ponto em que os dois núcleos entrem em contato para que a força nuclear forte domine. Conseqüentemente, mesmo quando o estado de energia final é mais baixo, há uma grande barreira energética que deve ser sobrepujada o primeiro. Na química, este fato é conhecido como energia de ativação. Em física nuclear ele é chamado de barreira de Coulomb.
A barreira de Coulomb é menor para os isótopos do hidrogênio – eles contem uma única carga positiva em seus núcleos. Um bi-proton não é estável, então os neutros devem ser envolvidos, de forma a produzir um núcleo de hélio, com sua ligação extremamente.
Usando combustível deutério-trítio, a barreira de energia resultante é de cerca de 0,1 MeV. Em comparação, a energia necessária para remover um elétron do hidrogênio é 13,6 eV, cerca 7.500 vezes menos energia. O resultado (intermediário) da fusão é um núcleo instável de 5He, o qual imediatamente ejeta um nêutron com 14,1 MeV. A energia recuperada do núcleo de 4He remanescente é 3,5 MeV, então a energia total liberada é 17,6 MeV. Isto é muitas vezes mais que a barreira de energia a ser transposta.
Se a energia para iniciar a reação vem da aceleração de um núcleo, o processo é chamado de fusão por projétil-alvo; se ambos os núcleos são acelerados, isto é fusão projétil|projétil. Se o núcleo faz parte de um plasma próximo ao equilíbrio térmico, denominamos fusão termonuclear. A temperatura é uma medida da energia cinética média das partículas, então por aquecimento o núcleo deverá ganhar energia e eventualmente transpor a barreira de 0,1 MeV. Convertendo as unidade entres elétron-volts e kelvins mostra que esta barreira será transposta quando a temperatura ultrapassar 1 GK, obviamente uma temperatura muito alta.
Há dois fatos que pode diminuir a temperatura necessária. Um é o fato que a temperatura é uma média da energia cinética, implicando que alguns núcleos a esta temperatura poderam já ter uma energia maior que 0,1 MeV, enquanto outros um pouco menos. Este núcleos na faixa de alta-energia da distribuição de velocidade que participam da maioria das reações de fusão. O outro efeito é o tunelamento quântico. O núcleo não precisa sempre ter bastante energia, eles podem tunelar através da barreira restante. For esta razão combustível a temperatura menores podem se experimentar eventos de fusão, a uma taxa mais baixa.
A seção transversal da reação σ é uma medida da probabilidade de reação de fusão com uma função da velocidade relativa dos dois núcleos reativos. Se os núcleos tem um distribuição de velocidade, isto é, uma distribuição térmica com a fusão termonuclear, então ele é útil para obter uma media sobre a distribuição dos produtos da seção transversal e da velocidade. A taxa de reação (fusão por volume por tempo) é <σv> vezes o produto da densidade dos participantes:
Se um tipo de núcleo esta reagindo com si próprio, tal como a reação PP, então o produto n1n2 pode ser substituído por (1 / 2)n2,.aumenta de praticamente zero a temperatura ambiente para um significante valor a temperatura de 10 - 100 keV. A estas temperaturas, bem abaixo da energia de ionização típica (13,6 eV no caso do hidrogênio), os reativos da fusão existem um estado de plasma.
O significado de <σv> como uma função da temperatura em um experimento com uma energia de tempo confinamento é determinado pela utilização do critério de Lawson.

Curiosidades:
Há muitos tipos de estrelas que diferem pela massa, composição e brilho absoluto (não o brilho aparente que varia com a sua distância). Ao longo da vida de uma estrela a sua massa e composição se alteram gradativamente devido aos processo de fusão nuclear.
Segue-se uma pequena lista de alguns dos objectos estelares mais "exóticos":

Anã castanha (ou anã marrom) - um objecto sub-estelar, onde não tem lugar a fusão de hidrogénio, mas que brilha em infravermelhos e no vermelho devido a alguns outros tipos de reações nucleares e ao calor interno.

Anã branca - resultado final da vida de uma estrela de média grandeza, uma anã branca é o núcleo que resta da estrela depois de ela ejetar as suas camadas exteriores.

Estrela de nêutrons - o que resta depois da explosão de uma supernova. É um objecto extremamente denso, mas não tanto como um buraco negro.

Buraco negro - objeto em que a gravidade é tão intensa, que causa o efeito da "singularidade" no espaço-tempo, que nem a luz lhe consegue escapar (a velocidade de escape é superior à velocidade da luz)
Abraços.

Answer 10

O qto. eu sei o sol é energia pura, qto a fogo daí sei não, filha!