De onde vem toda energia do sol ????

Answer 1

da fusão do hidrogênio

Answer 2

acesse o site: http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm
la vc encontra algumas informações
m 1937 Hans Albrecht Bethe (1906-) propôs a fonte hoje aceita para a energia do Sol: as reações termo-nucleares, na qual quatro prótons são fundidos em um núcleo de hélio, com liberação de energia. O Sol tem hidrogênio suficiente para alimentar essas reações por bilhões de anos. Gradualmente, à medida que diminui a quantidade de hidrogênio, aumenta a quantidade de hélio no núcleo. O Sol transforma aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio por segundo.

Answer 3

A energia do nosso Sol, e das estrelas em geral advem de processos termonucleares que ocorrem nas camadas mais internas da estrela. Esse processo termonuclear que no Sol é a fusão de moleculas de hidrogenio em moleculas de helio. Essa transfomação de um elemento para o outro atraves da fusão é o que ocasiona a energia de Nossa estrela.

Vale salientar também que essa energia não é infinita, sendo que aqui a alguns bilhões de anos o nosso Sol irá "morrer".

Answer 4

Das reações quimicas que ocorrem em sua massa.

Answer 5

Da fusão nuclear q acontece constantemente dentro do mesmo.
Fusão é quando um nêutron de um átomo se solta e bate no núcleo dos outros átomos, liberando assim mais nêutrons, e mais energia, ocorrendo uma reação em cadeia. Com liberação de energia constantemente pois sempre está acontecendo a fusão no sol, porém isso vai acabar um dia, com a explosão total do sol.

Answer 6

A energia do Sol
Tão logo foi conhecida a distância do Sol, em 1673, por Jean Richer (1630-1696) e Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) que determinaram a distância (paralaxe) de Marte e com esta estimaram a unidade astronômica como 140 milhões de km (150 milhões de km é o valor atual), foi possível determinar a sua luminosidade, que é a potência que ele produz. As medidas mostram que cada metro quadrado na Terra recebe do Sol uma potência (energia/segundo) de 1400 watts [James Watt (1736-1819)], ou seja, a potência de 14 lâmpadas de 100 watts/m2. O valor mais preciso da constante solar é 1367,5 W/m2, e varia 0,3% durante o ciclo solar de 11 anos. Multiplicando-se essa potência recebida na Terra pela área da esfera compreendida pela órbita da Terra em torno do Sol, determina-se a luminosidade do Sol em 3,9×1026 watts = 3,9×1033 ergs/s.

A constante solar varia, dependendo da época no ciclo de 11 anos, de 1364,55 a 1367,86 Watts/m2


Considerando-se um comprimento de onda efetivo de 5500Å, isto corresponde a n(fótons m-2s-1)=1366 W m-2 / (hc/5500Å )= 1366 J s-1 m-2/(3,6 × 10-19 J) = 3,78×1021 fótons m-2 s-1

Essa quantidade de energia é equivalente à queima de 2×1020 galões de gasolina por minuto, ou mais de 10 milhões de vezes a produção anual de petróleo da Terra. Já no século XIX os astrônomos sabiam que essa energia não poderia ser gerada por combustão, pois a energia dessa forma poderia manter o Sol brilhando por apenas 10 mil anos. Tampouco o colapso gravitacional, fonte de energia proposta pelo físico alemão Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz (1821-1894) em 1854, resultou eficiente, pois a energia gravitacional poderia suprir a luminosidade do Sol por 20 milhões de anos e evidências geológicas indicam que a Terra (e portanto o Sol) tem uma idade de 4,5 bilhões de anos.

Em 1937 Hans Albrecht Bethe (1906-) propôs a fonte hoje aceita para a energia do Sol: as reações termo-nucleares, na qual quatro prótons são fundidos em um núcleo de hélio, com liberação de energia. O Sol tem hidrogênio suficiente para alimentar essas reações por bilhões de anos. Gradualmente, à medida que diminui a quantidade de hidrogênio, aumenta a quantidade de hélio no núcleo. O Sol transforma aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio por segundo. Veja mais sobre este assunto no capítulo sobre estrelas.

Segundo os modelos de evolução estelar, daqui a cerca de 1,1 bilhão de anos o brilho do Sol aumentará em cerca de 10%, que causará a elevação da temperatura aqui na Terra, aumentando o vapor de água na atmosfera. O problema é que o vapor de água causa o efeito estufa. Daqui a 3,5 bilhões de anos, o brilho do Sol já será cerca de 40% maior do que o atual, e o calor será tão forte que os oceanos secarão completamente, exacerbando o efeito estufa. Embora o Sol se torne uma gigante vermelha após terminar o hidrogênio no núcleo, ocorrerá perda de massa gradual do Sol, afastando a Terra do Sol até aproximadamente a órbita de Marte, mas exposta a uma temperatura de cerca de 1600 K (1327 C). Com a perda de massa que levará a transformação do Sol em uma anã branca, a Terra deverá ficar a aproximadamente 1,85 UA.

Answer 7

Na Fusão Nuclear, dois ou mais núcleos atómicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico.O principal tipo de fusão que ocorre no interior das estrelas é o de Hidrogênio em Hélio, onde quatro próton 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 reacção dominante.

*=Primeira etapa da reação: criação de neutrons
A criação de neutrons ocorre inicialmente pela colisão entre dois protons. O resultado é um novo nucleo formado por um proton e um neutron chamado de deutério (2H). Se analisarmos o processo e contando as cargas elétricas antes e depois da reação:

H+ + H+ → (H+ + N) == 2H
notamos que a reação não deve estar correta já que uma carga positiva 'sumiu'. A conservação de cargas nos leva a suspeitar que neste processo uma partícula com a carga positiva faltante deve ter sido criada. Ela também deve ser leve porque as massas de protons é neutrons são praticamente iguais, e portanto a quantidade de massa dos dois lados da equação seria 'quase' equivalente. A diferença deve ser a massa da particula faltante. Esta partícula é um pósitron, uma particula com a massa do elétron e carga positiva. O processo correto do ponto de vista de conservação de cargas, e massa, seria portanto:

H+ + H+ → 2H + e+
Empiricamente este seria o processo esperado para a criação de neutrons a partir de protons, dentro de uma estrela. Uma análise mais cuidadosa do balanço de energia e momento nos força a incluir na reação um outra partícula a mais, sem massa, mas com energia e momento: um neutrino.

H+ + H+ → 2H + e+ + νe
A notação correta para esta reação não é a utilizada acima, onde destacamos a carga do proton para efeito de clareza. Reações deste tipo são escritas colocando-se a massa nuclear (número de protons mais neutrons no núcleo) à esquerda do símbolo do núcleo. Desta forma nosso núcleo de hidrogênio seria escrito como 1H, e a nossa reação como:

1H + 1H → 2H + e+ + νe
Neutrinos neste tipo de reação podem carregar energias de ate 0.42 MeV. O positron que emerge deste processo se ve imediatamente cercado por um mar de elétrons e é quase imediatamente aniquilado, liberando raios gama:

e+ + e- → 2 γ + 1.02 MeV
Existe um fato extremamente importante sobre esta reação proton-proton que é o tempo que ela leva para ocorrer. Desde a fusão dos dois nucleos até o decaimento de um proton em neutron e a formação de deutério podem ser passar mais de 1.000.000.000 de anos (109 anos). Isto ocorre pois esta etapa depende da força fraca dentro do núcleo que limita o rendimento da reação. Felizmente pois, caso demorasse menos que isto nosso Sol poderia já ter se autoconsumido.

Apesar o tempo aparentemente enorme para cada reação, o que torna a probabilidade de sua ocorrência infinitesimal, o grande volume de prótons disponíveis faz com que o rendimento da reação gere energia suficiente para sustentar a massa da estrela e deter o seu colapso gravitacional.

Segunda etapa: fazendo Hélio e outros elementos
O deutério produzido na etapa anterior agora esta pronto para ser usado em uma colisão com outro proton e gerar um isotopo leve do Hélio, o 3He:

H+ + 2H → 3He + γ + 5.49 MeV
Daqui para se criar um nucleo de Hélio (4He) existem três tipos de reações possíveis, chamadas de reação pp I, pp II e pp III respectivamente.

pp I
Esta é a reação que ocorre com a colisão de dois isotopos como os gerados na etapa anterior:

3He + 3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV
Esta é a reação nuclear mais simples para a produção de Hélio, as outras reações de fusão pp II e pp III, utilizam o proprio Hélio e/ou outros núcleos de elementos mais pesados.

Todo o processo até aqui, da fusão dos protons originais, até a criação do Hélio gerou um saldo positivo de 26.7 MeV de energia. Este é o processo dominante na faixa de temperaturas de 10 a 14 milhoes de Kelvin (MK).

pp II
Nesta etapa começamos a ver a criação de nucleos mais pesados, como o Lítio, Berilo e seus isotopos. Este processo dominante em temperaturas que vão de 14 até 23 MK.

3He + 4He → 7Be + γ
7Be + e- → 7Li + νe
7Li + 1H → 4He + 4He
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pp III
Neste processo ocorre o surgimento de um novo isotopo, um isótopo do Boro:

3He + 4He → 7Be + γ
7Be + 1H → 8B + γ
8B → 7Be + e+ + νe
8Be ↔ 4H + 4He
Os isotopos 7Be (4 Protons e 3 neutrons) e 8B (5 Protons e 3 neutrons) são bastante instavéis, por isto algumas das reações acima são de decaimento espontâneo. E da mesma forma que o decaimento do par de protons original, o decaimento do 8B também envolve a força fraca e é bastante demorado. O decaimento do 8Be no entanto é extremamente rápido em torno de 10-16 segundos.
Repare que a primeira etapa da reação é comum ao processo pp I, mas a sua sequencia é diferente.
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.

Answer 8

Reações termonucleares. O Sol concentra 98% de toda a matéria do Sistema Solar. Esta matéria está na forma de gás, e, com tanta matéria assim, a atração gravitacional não é pouca. Com a atração gravitacional, aumenta a pressão e, com esta a temperatura. Aliás, a pressão e temperatura no núcleo do Sol são tão altas que os hidrogênio está na forma de plasma, ou seja, os elétrons estão dissociados dos átomos. Neste ambiente, com alta temperatura e alta pressão, ocorrem reações de fusão nuclear: quatro átomos de hidrogênio fundem-se em um átomo de hélio, com uma sobra de energia que é liberada na forma de radiação eletromagnética (fótons). Daí vem a luz e calor do Sol.

Answer 9

Fontes infinitas de hidrogenio!

Answer 10

A energia vem de uma reação nuclear.

O Sol funde molécolas de Helio, gerando uma enorme quantidade de energia.

O dia que dominarmos a tecnologia da fusão nuclear superaremos o problema de energia do mundo.
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