Por que o sol queima??

Answer 1

Ele não queima!!!

Para que uma coisa queime é necessário se combinar com Oxigênio...E todos nós sabemos que não existe O2 no espaço...

Portanto...O Sol não queima!!

- Então como ele consegue a sua energia e calor???

Ora...Através de um processo chamado:

FISSÃO NUCLEAR

O Sol transforma átomos de Hidrogênio em átomos de Hélio...Essa reação libera a energia do Sol.

- Quem é esse maluco???

Eu sou Beakman!!

E você acaba de entrar no Mundo de Beakman!!

Answer 2

O Beakman quase acertou. Foi por pouco. bateu na trave.
Realmente o Sol não queima, porque a queima é uma reação qímica de oxidação muito forte.
Na verdade, a reação química envolve eletrons.
O que ocorre no Sol não é um fenômeno eletrônico, mas nuclear!!
E o processo não é a fissão, como disse o nosso amigo arrepiado, mas a fusão nuclear.
Nesse tipo de processo, nucleos de átomos menores fundem-se, devido à pressão e temperaturas esmagadoras do Sol, principalmente seu núcleo, fazendo com que átomos de hidrogênio prótio se convertam em hélio 2He4.
Entretanto, a reação não é direta, possuindo algumas fases a saber:

1ª reação:

Dois protons se fundem em um núcleo de deutério ( um isótopo de hidrogênio formado por um próton e um neutron. Nessa reação também é formado um pósitron e um neutrino. O pósitron, ambém chamado de anti-eletron(antimatéria), possui carga positiva e é aniquilado pelos elétrons livres que estão no plasma solar. A matéria e a antimatéria se anulam mutuamente, formando luz. O neutrino, sem massa de repouso ou carga elétrica atravessa o sol em velocidade absurda, como se a nossa estrela não tivese masa.
Resultado da primeira reação nuclear:

P+P= 1D2 + luz + neutrino.

Somente uma pequena parte dos prótons livres formam deutério, porque também ocorrem muitos choques elásticos!

2ª Reação

O deutério reage com um próton livre, formando o siótopo 2He3 ( Hélio com apenas 1 neutron). Essa reação libera raios gama.

3ª reação:

Dois 2He3 reagem nuclearmente, produzindo hélio e liberando dois prótons, como segue:

2He3 + 2He3 = 2He4 + 2 p

Nessa reação vc deve se perguntar: Se havia dois prótons na primeira parte da reação, como surgem 4 prótons na segunda parte????
resposta: Note que na primeira aprte da reação havia 6 neutros, na segunda somente 4 neutrons. os dois neutros que faltam se transformaram em prótons!
Acontece que, apesar de simplificadamente os prótons e neutros possuirem a mesma massa, isso não é verdade. o próton possui uma massa um pouco maior que o neutron.
A massa atômica real do próton é 1,672 623 x 10^-27 Kg. A massa atômica do Hélio é 6,646482x 10^-27 Kg.
Simplificando toda a reação temos que:

4 1H1 -----> 1 2He4

No primeiro momento temos quatro 1H1. ou seja, quatro prótons, com massa de 1,672 623 x 10 ^-27 Kg X 4 = 6,690492 x 10^-27 Kg.

No segundo momento temos um Hélio 2He4, com massa de 6,646482 x 10^-27 Kg

Houve uma diferença de massa de 0,04401x10^-27 Kg.

pela fórmula de Einsteins, E=MC2

A luz tem velocidade no vácuo de 299.792.458 m/s
Assim, A energia liberada pela reação será:

E= 0,0401x10^-27 x (299.792.458)^2
E= 0,0401x10^-27 x 89875517873681764
E=3,604008267 x10^-12 J

Answer 3

o sol queima poe causa dos raios ultra-violeta.

Answer 4

É que quando a gente se expõe ao sol, os raios UV aceleram a degeneração da pele, em uma ação conjunta com a reação da melanina (pigmento da pele), fazendo a gente fimar mais moreno...

Answer 5

radiaçao, reaçoes nucleares em seu interior...

Answer 6

Ele é bem quente(óbvio).
Ele tonifica a pele por causa dos raios ultra-violeta.

Answer 7

Porque eles provem de explosões de gás Hélio e hidrogênio.

Answer 8

O que queima a nossa pele são os raios ultra-violetas responsaveis na maior parte ou qualquer material em contato com esses raios deverá tambem ter reação,
O verde das florestas ou a Clorofila é pelo contato constante que sofrem da radiação solar.

Answer 9

porque sim

Answer 10

Ciclo Próton-Próton Para temperaturas da ordem de K, como no interior do Sol, a transformação de hidrogênio em hélio se dá principalmente pelo ciclo p-p, com . O resultado total deste ciclo transforma

A diferença de energia de ligação é de Mev, correspondendo a um defeito de massa de 0,71%. As reações se dão por:


ou Q=1,046 - com pouca probabilidade PPI, PPII e PPIII

O ciclo PPI tem Mev, com dois neutrinos de energia média de 0,263 Mev cada (0,42 MeV máxima), enquanto o PPII tem Mev, correspondendo a uma perda por neutrinos de 4%, com neutrinos de 0,80 Mev, além dos dois de 0,263 Mev. O ciclo PPIII, com Mev, corresponde a uma perda por neutrinos de 28%, com neutrinos carregando 7,2 Mev, além dos dois de 0,263 Mev.

Com uma média de energia por reação de 25 Mev ergs/ciclo, uma luminosidade solar de ergs/s, obtemos um total de neutrinos de:

neutrinos/segundo por queima de hidrogênio, que corresponde a um fluxo aqui na Terra de

Entretanto, como a secção de choque do neutrino é da ordem de:


os neutrinos raramente interagem com a matéria. Por exemplo, considerando-se o número de partículas médias no Sol, , o livre caminho médio dos neutrinos


O espectro de energia dos neutrinos produzidos no Sol, de acordo com o modelo padrão de John N. Bahcall (1934-) e Marc H. Pinsonneault em 2000. O fluxo está dado em contagens por cm2. O ciclo p-p é responsável por 98% da taxa de geração de energia no modelo padrão do Sol. As flechas no topo do gráfico indicam a energia detectável nos experimentos em andamento. [hep significa 3He(p,e) 4He].

Resultados de 2005 publicados em John N. Bahcall, Aldo M. Serenelli e Sarbani Basu, Astrophysical Journal, 621, L85 (2005) e note a grande diferença em baixas energias com a inclusão dos neutrinos gerados dentro do ciclo CNO. Veja também o artigo com 10 000 modelos de Sol calculados por eles para estimar as incertezas. O Problema do Neutrino Solar Experimento fluxo medido (SNU) razão medida/teoria (sem oscilação na teoria) energia mínimia Anos de operação Davis (Cloro) 2,56± 0,1± 0,16 0,33 ± 0,03± 0,05 0,814 MeV 1970-1995 Kamiokande (Cerenkov) 2,80 ± 0,19 ± 0,33 0,54 ± 0,08 +0,10-0,07 7,5 MeV 1986-1995 SAGE (Gálio) 75 ± 7 ± 3 0,58 ± 0,06 ± 0,03 0,233 MeV 1990-2006 Gallex (Gálio) 78 ± 6 ± 5 0,60 ± 0,06 ± 0,04 0,233 MeV 1991-1997 Super-Kamiokande 2,35 ± 0,02 ± 0,08 0,464 ± 0,005 ± 0,015 5,0 (6,5) MeV 1996- GNO (Gálio) 65 ± 7 ± 3 0,51 ± 0,08 ± 0,03 0,233 MeV 1998- SNO (Cerenkov) 1,68 ± 0,06 ± 0,05 (CC) 2,35 ± 0,22 ± 0,15 (ES) 4,94 ± 0,21 ± 0,36 (NC) 0,346 ± 0,029 (CC) 6,75 MeV 1999- SNU = 10-36 capturas/alvo/s - CC=charged current - ES=electron scattering - NS=neutral current As observações indicam que a teoria eletrofraca de Sheldon Lee Glashow (1932-), Steven Weinberg (1933-) e Abdus Salam (1926-1996), que preve que os neutrinos não têm massa, está errada, pois indicam que há oscilação de neutrinos, isto é, durante sua trajetória do núcleo do Sol até a Terra, parte dos neutrinos de elétrinos emitidos nas reações, se transforma em neutrinos dos múons e neutrinos de táons , o que só é possível se, além de terem massas, as massas de diferentes tipos de neutrinos sejam diferentes, com parâmetro de mistura do neutrinos m2=mx2-my2= (8.0+0.6-0.4) × 10-5eV2. CC: ES: NC: onde indica neutrino de qualquer sabor.


Ciclo CNO O ciclo CNO domina a queima de hidrogênio para K, usando o C e N como catalisadores, com .
















ou, com menor probabilidade:













Evolução das abundâncias com a temperatura do núcleo para uma estrela com massa inicial de aproximadamente 25 MSol. T8=T/108. Triplo- A reação triplo foi proposta pelo americano Edwin Ernest Salpeter (1924-), fundindo três núcleos de hélio (partículas ) em um núcleo de carbono. Existe uma resonância no núcleo composto do carbono, 7,65 MeV acima do estado fundamental, que permite que esta reação ocorra com taxas significativas, conforme predito por Sir Fred Hoyle (1915-2001) e posteriormente observada. Para temperaturas acima de K, ocorre a queima do hélio, pelo processo chamado triplo-, com :


O decai em 2 em um tempo de vida médio de 0,067 fentosegundos.

A produção do oxigênio, por acréscimo de outra partícula ao CO, só ocorre porque o princípio da incerteza permite que uma resonância com energia um pouco abaixo do limite ocorra, quando classicamente seria proibida. A próxima reação, ONe é lenta para estas temperaturas, mas NF ocorre, seguida do decaimento de 18F para 18O. Acima de 6×108 K temos ONe, NeMg e, com menor probabilidade, NeMg.

A reação

CNCO domina a produção de nêutrons nas camadas externas, de acordo com Roberto Gallino et al. 1998, Astrophysical Journal, 497, 338. Durante a queima de hélio o processo s (slow) de lenta captura de nêutrons, produzidos nas reações com 13C, 13N e 22Ne, ocorre em estrelas massivas, produzindo os núcleons até o chumbo. Para as estrelas de massa entre 1 e 8 MSol um forte processo s ocorre por interação entre as camadas que queimam hidrogênio e hélio.


Evolução das abundâncias com a temperatura do núcleo para uma estrela com massa inicial de aproximadamente 25 MSol. Queima do Carbono Para estrelas acima de 10 massas solares, quando a temperatura central atinge K:




e, com menor probabilidade:


Para 0,8 < T9 < 1.0, a queima do carbono se dá em equilíbrio hidrostático. Para T9> 2 a queima ocorre em escala hidrodinâmica. Na explosão, o choque esquenta a matéria ainda não queimada, iniciando a queima e acelerando-a. O material queimado expande e esfria, interrompendo as reações termonucleares. Para T=1- K:





Para T=3,4-3,7 × 109 K:


Para K:














Energia Liberada nas Reações Nucleares Processo Q NA/A (MeV/nucleon)

5 a 7
0,606
0,902
0,52
0,11
0,52
0 a 0,31
William Alfred Fowler (1911-1995) e Sir Fred Hoyle (1915-2001) propuseram em 1964, no Astrophysical Journal Supplements, 9, 201, que o processo de queima do silício preferencialmente sintetiza o 56Ni porque a rápida queima não permite decaimentos suficientes para produzir o 56Fe. Decaimentos posteriores, enquanto a matéria ainda está quente, formam o 56Fe. A solução da cadeia de reações simultaneas por James Wellington Truran, David Arnett (1940-) e Alastair G.W. Cameron (1925-), 1967, Canadian Journal of Physics, 45, 2315, demonstra que o 56Ni é realmente dominante para matéria pouco abundante em nêutrons. Se os nêutrons são abundantes, o núcleo dominante passa para o 54Fe, 56Fe e finalmente 58Fe, com o aumento do número de nêutrons. O fluxo de nêutrons depende da metalicidade do material.