O sol é um dos grandes “mistérios bem compreendidos”. A ciência tem tudo definido, mas a maioria das pessoas não tem certeza de como nossa bola de luz flamejante está fazendo sua mágica.
Você não precisa de formação em física e química para compreender os graus de calor produzidos pelo sol. Ao mesmo tempo, pode ficar um pouco complicado quando se pensa na quantidade de calor que sai dele.
A parte difícil é que você precisa entender o “como” para apreciar plenamente o “quanto”.
Os requisitos a seguir darão uma visão básica de como o sol produz calor, bem como quanto calor ele emite em um determinado momento. Quando você entende essas coisas, você está um passo mais perto de desfrutar plenamente como uma bola de gás flutuante no meio do espaço nosso planeta! É uma coisa incrível e já é hora de todos aprendermos mais.
Como o Sol produz seu calor
Digamos que você tenha um trajeto que possa protegê-lo de qualquer temperatura. Você veste essa super trajetória e fica protegido das temperaturas devastadoramente extremas do sol (algo entre 5.000 graus F e 27.000.000 graus F , dependendo de onde você estiver).
Agora, você salta da sua nave espacial para tentar tocar a superfície do sol, mas descobre que não há absolutamente nenhum lugar para sondar!
Isso porque o Sol é feito de gás e, embora pareça uma esfera sólida, só é mantido em posição por imensa força da sua própria gravidade. De acordo com a Teoria da Nebulosa , estrelas como o nosso Sol são formadas quando grandes nuvens gasosas chamadas nebulosas sucumbem à sua imensa força gravitacional.
Tudo desce em direção ao centro e a densa bola de átomos fica ainda mais massiva, criando uma força gravitacional maior que atrai ainda mais gás para dentro. O resultado é uma gravidade tão forte que os átomos se chocam no processo de fusão nuclear.
Os princípios básicos da fusão nuclear
O sol produz energia através do processo de fissão nuclear.
Quando os gases obtêm energia suficiente (térmica ou elétrica), eles podem mudar de estado e tornar-se plasma. Embora mude seu estado físico, sua natureza química permanece bastante semelhante. A principal diferença entre gás e plasma é o comportamento dos elétrons.
Quando há calor suficiente, os elétrons orbitais escapam de seus átomos, fazendo com que o gás mude de estado e forme um estado de plasma. Alguns exemplos de plasma na natureza são as Luzes do Norte e os relâmpagos.
A temperatura necessária para formar o plasma é inferior à fusão, portanto a fusão no nosso sol ocorre sempre quando o plasma está presente. O plasma se forma mais perto do núcleo do Sol porque o núcleo é muito mais quente do que as camadas externas, e a fusão começa a acontecer logo depois.
Quando as coisas chegam a cerca de 10 milhões de graus, os átomos correm em velocidades extremamente altas, colidindo uns com os outros com uma força enorme. Em temperaturas mais baixas, os átomos são perigosos separados pela força da repulsão elétrica entre si (é por isso que as representações de átomos sempre envolvem partículas diferentes saltando ou simplesmente dando muito espaço umas às outras).
Quando há calor suficiente, porém, essa energia térmica obriga os átomos a se moverem mais rápido do que a repulsão dos elétrons pode suportar, fazendo com que os núcleos se colidirem e se reformularem. Os núcleos em questão são prótons de hidrogênio.
Essas partículas solitárias de proteção se aglomeram de tal forma que se fundem , perdendo um elétron no processo. Quando essa fusão ocorre, os prótons em questão se fundem para formar o hélio.
É por isso que a proteção e o hélio são, de longe, os dois elementos mais presentes no Sol. O hidrogênio representa pouco menos de 75% de sua massa, enquanto o hélio representa pouco menos de 25%. A massa restante é ocupada por elementos mais pesados.
De onde vem o calor?
O nome para esta fusão de prótons de hidrogênio em hélio é “cadeia próton-próton”. Você terá que suportar alguns termos científicos aqui, mas veja se consegue seguir o processo geral.
Se você estiver confuso sobre os termos, faça uma pesquisa e descobrirá que a maioria dos nomes faz com que as coisas pareçam mais complicadas do que realmente são. Dito isto, a ideia geral é que uma enorme quantidade de energia é liberada sempre que ocorre uma transição.
Para começar, dois prótons solitários se chocam. Eles liberam energia (um pósitron e um neutrino) e um dos prótons se transforma em nêutron no processo. O próton e o nêutron agora são atraídos um pelo outro e formam uma ligação.
Este par então se funde com outro próton solitário, liberando energia (um raio gama) no processo. Neste estágio, a molécula é chamada de hélio-3 porque possui dois prótons e um nêutron.
Este hélio-3 é atraído para outro hélio-3 na mesma fase do processo. Esses dois hélio-3 se fundem, criando um hélio-4. Dois prótons de hidrogênio são liberados nessa troca.
A explicação acima é a mais simples possível. Para efeitos da nossa discussão, lembre-se de que cada vez que essas partículas e moléculas se juntem, libertem alguma coisa.
A quantidade de energia liberada é resumida pela famosa descoberta de Einstein! É isso mesmo, agora você pode dizer que sabe o que “e=mc^2” significa .
O “m” em E = mc ^ 2
Cada pedaço microscópico de material liberado nessas transações é transformado em energia. Esse pequeno neutrino ou elétron eliminado no processo de fusão nuclear é o “m” (matéria) na descoberta de Einstein.
Podemos usar esta famosa descoberta (e=mc^2) para descobrir quanta energia é liberada. Pegue a matéria liberada na transação e multiplique-a pela velocidade da luz (aproximadamente 6.702 x 10 8 mph) ao quadrado.
Poupe a capacidade intelectual necessária para descobrir a resposta a essa descoberta. A quantidade de energia contida em um pequeno próton é astronômica comparada ao seu tamanho. Além disso, temos astrofísicos e matemáticos detalhados para lidar com esse tipo de matemática para nós. Veremos exatamente quanta energia isso representa em termos práticos na próxima seção.
Essas interações são bilhões e bilhões de vezes, a cada instante em que o Sol se põe lá em cima produzindo luz. Então, quanta energia o Sol produz através da fusão nuclear?
A grande questão: quanta energia é emitida pelo sol?
No núcleo do Sol, a fusão produz calor de pelo menos 27 milhões de graus Fahrenheit, embora nem esse todo calor seja liberado imediatamente.
A energia é liberada de várias maneiras. A energia produzida a partir da luz fundida existe na forma de eletricidade, radiação, vento e, o mais importante para nós, solar.
Tudo combinado, o sol produz 380 milhões de terajoules de energia por segundo. Um terajoule equivale a 1.000.000.000 de joules. 3.600 joules equivalem a um Watt-hora e, para se ter uma ideia, a maioria dos telefones celulares suporta cerca de 5 Watts-hora de carga.
Se somarmos a quantidade de energia utilizada por todos os humanos no planeta a cada ano, chegamos a cerca de 580 milhões de terajoules. A maior bomba nuclear já produzida continha cerca de 0,00034% dessa energia, explodindo cerca de 200.000 terajoules.
Portanto, a maior bomba nuclear que os humanos já implantaram representa um infinitesimal 0,00000053% da quantidade de energia que o Sol produz a cada segundo. Este também é um exemplo útil, porque as bombas nucleares e o sol partilham o mesmo método de produção de energia.
Aqui estão algumas dicas importantes:
- Em um segundo, o Sol produz mais de 600 anos de energia humana
- O sol acende o equivalente a 1,9 milhão de bombas nucleares a cada segundo
- Toda a energia do Sol é produzida por partículas subatômicas
Quanto tempo durará o sol?
Cada vez que uma ocorrência de fusão nuclear libera partículas e energia no universo, uma pequena porção da massa do Sol também é enviada para o cosmos. Eventualmente, isso fará com que o sol fique sem combustível. Observe que as fontes de combustível do Sol (hidrogênio e hélio) também são específicas em sua massa.
As melhores estimativas dos cientistas dizem que isto dá ao Sol cerca de 4 mil milhões de anos antes de secar completamente. Eventualmente, esta massa diminuta irá diminuir a força gravitacional que o Sol desfruta atualmente. Quando isso acontecer, o Sol não será mais capaz de reter o seu conteúdo numa área tão densa, e as camadas exteriores de gás se expandirão para fora.
Um sol nesta fase da sua vida é chamado de “ gigante vermelho ” porque mantém seu cor à medida que se expande.
Com o tempo, o nosso Sol poderá abranger todo o sistema solar, resultando numa nebulosa planetária. Estrelas maiores terminam com um estrondo, produzindo supernovas. A nossa história se espalhará e se revelará como uma bela nuvem gasosa antes de se reformular em algo novo.
O que isso significa para os humanos?
Felizmente para nós, é provável que os humanos não existam dentro de 4 a 5 milhões de anos. Não teremos de ver a destruição de toda a vida na Terra, a menos que nós próprios a produzamos, muito antes do sol nos engolir.
Para contextualizar um pouco, a Terra foi formada há cerca de 4,54 bilhões de anos. Os oceanos se formaram cem milhões de anos mais tarde e acreditam que os primeiros sinais de vida surgiram cerca de 260 milhões de anos após a formação da Terra. Os antropólogos dizem que o Homo sapiens surgiu há cerca de 315 mil anos.
Isso significa que existem cerca de 0,00007% da história da Terra. A questão é que é duvidoso que estaremos aqui por mais de 4,5 bilhões de anos, então não há necessidade de se preocupar com o desaparecimento do Sol tão cedo.
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