Como o sol pode queimar sem oxigênio?

Answer 1

Pelo mesmo motivo que poderia explodir uma bomba de hidrogênio no espaço sideral. Trata-se de fissão atômica, os núcleos atômicos em colisão é que são consumidos como comburentes.

Answer 2

Por fusão nuclear o hidrogênio transforma-se em hélio. Portanto o combustível do sol é o elemento hélio.

Answer 3

Quando só se conheciam as reações químicas (combustão) para a produção de fogo e calor, pensava-se que o Sol funcionava da mesma maneira, mas quando os astrônomos conseguiram calcular sua massa e quantidade de energia necessária para mante-lo aquecido constatou-se que ele não iria durar mais de 100 anos. Como o Sol é muito mais velho que 100 anos, a natureza deveria ter criado outra maneira muito mais eficiente de se produzir energia. Só na primeira metade desse século é que se descobriu a existência da energia nuclear.
No Sol, a energia nuclear é produzida com o hidrogênio fazendo o papel de combustível. Sabendo como fazer a temperatura de um gás subir é possível entender como ocorrem as reações nucleares do Sol. Sabemos que, quando um gás é comprimido (pressionado) ele aquece. Perceber isso é fácil: encha um pneu de bicicleta usando uma bomba manual. O bico do pneu e a parte da bomba que está próxima do bico ficam bem aquecidos. Isso acontece porque o ar (gás) que está dentro da bomba é comprimido pela força que você faz. Quando o pneu fica quase cheio e você tem que fazer mais força, ou seja, comprime mais ainda o ar ele fica cada vez mais quente. Agora imagine no Sol onde a pressão é milhões de vezes maior que a pressão na Terra. Sabemos também que a pressão aumenta com a profundidade. Mergulhando numa piscina com 2 ou 3 metros já percebemos o aumento da pressão em nossos ouvidos. No Sol, pode-se afundar até 50 vezes o diâmetro da Terra sem chegar ao seu centro, fica até difícil de imaginar a pressão que existe lá. Toda essa pressão faz com que o hidrogênio atinja temperaturas de 15 milhões de graus no centro do Sol. Com o gás nessa temperatura e pressão é que ocorrem as reações nucleares que mantém o Sol aquecido. Essas reações são milhões de vezes mais poderosas que as reações nucleares produzidas na Terra. Além disso, não se conseguiu produzir, na Terra, reações do mesmo tipo que acontecem no Sol.
As reações nucleares do Sol transformam o hidrogênio em hélio e nessa transformação é liberada uma enorme quantidade de energia. Nós aqui na Terra recebemos uma pequenina parte da energia que o Sol produz.
Somente no século XX é que se atingiu conhecimentos teóricos suficientes para elaborar uma teoria a respeito de toda a energia que o Sol irradia . Sabe-se que o Sol está atualmente em equilíbrio térmico (temperatura média aproximadamente constante), mas nós sabemos também que ele emite muita energia na forma de calor e luz. Porém para se manter esse equilíbrio é necessário uma fonte interna de energia. Essa fonte está no seu núcleo, que através de reações termonucleares funde átomos de hidrogênio e forma átomos de hélio. Seu núcleo está a uma temperatura de 15 milhões de Kelvin e possui uma pressão da ordem de bilhões de atmosferas, sendo que esses valores vão decrescendo juntamente coma densidade, de modo não linear, conforme afasta-se do núcleo em direção à superfície. A variação térmica (considerada do núcleo para as camadas mais externas) determina a estrutura interna da estrela conforme o modo de propagação da energia.
A "Zona de Irradiação'', é a camada do Sol onde a energia propaga-se da mesma maneira que a luz, ou seja, através da irradiação e por isso não depende do meio para se propagar. O meio atua no sentido de atenuar a energia.

A "Zona de Convecção'', é a camada do Sol onde a energia se propaga através de movimentos convectivos, ou seja, a parte que está em contato com a "Zona de Irradiação'' é aquecida e, com isso, sua densidade diminui e tende a subir para a superfície e o que está na superfície desce para entrar em contato com a "Zona de Irradiação''. Esse é o mesmo processo que ocorre com a água fervente num recipiente em aquecimento no seu fundo.

Utilizando-se desse processo, o Sol está emitindo energia desde sua ignição a 4,5 bilhões de anos e os cálculos realizados indicam que ele emitirá energia da mesma forma por pelo menos mais 5 bilhões de anos, que é quando estarão esgotadas as reservas de hidrogênio em seu núcleo. É importante saber que a emissão de energia do Sol não é uniforme, ou seja, há variações no fluxo de energia emitida, que pode chegar, em casos excepcionais, a 5% do fluxo médio de energia. Atribuindo-se o nome de "Sol calmo'' quando ele mantem-se no mínimo de emissão de energia e "Sol ativo'' quando está no máximo de emissão. Esse mínimo ou máximo é observado quando há um número menor ou maior de fenômenos em todas as suas camadas. Essas variações influenciam o meio interplanetário, sendo que na Terra observa-se muitos efeitos na atmosfera e no campo magnético.
George Ellery Hale (1868-1938) foi quem detectou os campos magnéticos solares. Utilizando-se de um instrumento, o espectrógrafo de alta dispersão, ele descobriu que algumas linhas produzidas nas proximidades das manchas solares eram duplas e até mesmo triplas ou seja, no lugar de uma linha com certo comprimento de onda, via-se uma linha à direita e à esquerda daquele comprimento de onda e até mesmo a original e duas outras laterais. Esse fenômeno de duplicação de linhas é chamado de efeito Zeeman e ocorre quando a fonte emissora de luz está submetida a um campo magnético (nesse caso a fonte emissora é a mancha solar). Hale pode calcular o campo nessa região que chega a 5000 Gauss e ainda conseguiu provar que o campo magnético geral, gerado pelo Sol é da ordem de 1 a 2 Gauss. Esse campo magnético está dirigido de norte para sul, porém nas regiões onde se encontram os campos magnéticos intensos (1000 Gauss), estes estão dispostos, no sentido leste-oeste. O estado de plasma, que se encontra a matéria Solar, oferece pouca resistência à corrente elétrica o que faz com que toda a estrela se comporte como uma bobina elétrica.

Descobriu-se posteriormente que as linhas de força do campo magnético estão confinadas no plasma, ou seja,
comportam-se como se estivessem ligadas às particulas que o compõem e acompanham o fluxo de matéria. Com isso a rotação diferenciada acaba deformando essas linhas como se fossem tiras de borracha. As linhas do campo magnético sofrem um processo condensação, até cada grupo assumir a forma espiralada. Daí encontram-se espirais ao longo de todos os meridianos e todas no sentido leste-oeste (sentido de rotação). A concentração dessas linhas equivale a maior intensidade dos campos magnéticos em relação a situação inicial, e como a rotação não é uniforme cada espiral pode ser esticada até formar um laço. Em certos momentos os laços se rompem e afloram na superfície. Nesse momento temos a formação das manchas solares.
Aparentemente a olho nu e com instrumentos de baixa precisão a superfície solar é bastante uniforme. Na realidade ela é formada por pequenas estruturas hexagonais, os grânulos, de forma irregular e separadas por zonas mais escuras. Verificou-se posteriormente que essas estruturas são topos de colunas ascendentes de gás aquecido que ao se resfriarem descem pelas zonas escuras vizinhas decorentes dos processos de convecção, que mistura o gás nas camadas inferiores a fotosfera. Estima-se que a diferença de temperatura entre os grânulos e as zonas escuras é de cerca de 1000 K.
Como o campo magnético é muito intenso em certas regiões (pelos efeitos explicados anteriormente) as linhas ficam quase perpendiculares à superficie e a matéria tende a se mover ao longo das linhas, nesse caso, a matéria fica "confinada'' a elas. Com isso há um bloqueio no movimento convectivo e o plasma desloca-se verticalmente, acompanhando as linhas e não horizontalmente para descer pelas zonas escuras. Então reduz-se a propagação do calor em certas áreas, que se tornam mais frias que as áreas circunvizinhas, emitindo pouca radiação. Isto é que caracteriza a mancha solar na fotosfera.

Constatou-se que o número de manchas solares sofre variações periódicas e essas variações estão ligadas ao "Sol calmo'' e ao "Sol ativo''. Partindo do "Sol calmo'' ,estágio de mínima atividade, observa-se que durante 4,6 anos há um aumento rápido das manchas atingindo um valor máximo. Após esse máximo transcorrem cerca de 6,4 anos onde se constata uma diminuição gradual nas manchas, atingindo novamente uma atividade mínima. No total entre um estágio de 4,6 anos de "Sol ativo'' e o outro estágio de 6,4 anos de "Sol calmo'' decorrem cerca de onze anos. Embora cada onze anos de atividade seja igual ao outro no seu aspecto visual, deve-se considerar que a polaridade magnética do Sol se inverte, ou seja, as manchas que ocorreram no hemisfério norte durante o "Sol ativo'', irão ocorrer no hemisfério sul no estágio correspondente ("Sol ativo'') e vice-versa. Com isso nós temos um período completo vinte e dois anos de atividades solares, quando então o ciclo recomeça.

A cromosfera é uma região externa à fotosfera. A temperatura na cromosfera se reduz a partir da fotosfera até atingir 500 km de altitude com 4000 K e, então há novamente um aumento até atingir 9000 K a altitude de 2000 km quando se inicia a coroa. A observação da cromosfera, por muito tempo só foi possível quando ocorriam eclipses totais que encobriam a luz fotosférica. Só há poucas décadas desenvolveu-se um instrumento , o coronógrafo, que simula o eclipse solar total, e nada mais é do que um telescópio preparado com filtros e obstáculos especiais que permitem somente a passagem da luz da cromosfera e coroa.

Ocorrem ainda as protuberâncias solares que se elevam da cromosfera para a coroa. Estas são visíveis sem instrumentos durante os eclipses solares totais, ou com o auxílio do coronógrafo. Essas protuberâncias podem ser eruptivas, de rápida duração, ou protuberâncias quiescentes que podem durar várias rotações solares. As protuberâncias possuem uma densidade muito superior à coroa circundante e temperatura de 10.000 a 20.000 K. Esses fenômenos são devido à assossiação de campos magnéticos que variam de 20 a 200 Gauss.

Quando as explosões que dão origem às protuberâncias ocorrem, e isso aparece principalmente nas proximidades das manchas solares na fotosfera, é que se percebe a influência do Sol sobre a atmosfera terrestre. Tal atividade pode interromper as comunicações a longa distâncias. Ocorre que partículas com muita energia são lançadas ao espaço e atingem a Terra provocando uma ionização da atmosfera terrestre. Em consequência, a ionosfera (camada atmosférica terrestre) deixa de refletir as ondas de rádio emitidas pelo Sol para o espaço e as ondas de rádio das emissoras de volta para a Terra, podendo interromper as comunicações a longa distância. Grande parte da radiação emitida pelo Sol atenua-se na nossa atmosfera, a qual atua como filtro bloqueando as radiações mais prejudiciais a formas de vida na superfície terrestre.

A coroa é a camada mais impressionante do Sol e a mais extensa delas (abrange praticamente todo o Sistema Solar). A densidade da matéria nessa camada é cerca de 10 milhões de vezes menor que na fotosfera e diminui conforme se afasta do Sol. Em condições normais também não pode ser vista, pois a sua emissão de luz é um milhão de vezes menor que a luz da fotosfera. Pode ser visualizada em eclipses solares totais e com o coronógrafo. A Coroa pode ser distinguida em três regiões: Coroa interna com expessura 1,3 raios solares a partir da cromosfera; Coroa intermediária que vai de 1,3 a 2,5 raios solares e a Coroa externa de 2,5 a 24 raios solares. Ao longo da translação terrestre, a Terra caminha imersa na coroa solar, e a radiação presente nela (advinda do Sol) bombardeia continuamente nosso planeta.