o sol é uma estrela comum, uma de cerca de 100 bilhões na nossa galáxia, a Via Láctea. O sol tem influências extremamente importantes no nosso planeta: impulsiona o clima, as correntes oceânicas, as estações e o clima, e torna a vida vegetal possível através da fotossíntese. Sem o calor e a luz do sol, a vida na terra não existiria.cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, o sol começou a tomar forma a partir de uma nuvem molecular que era composta principalmente de hidrogênio e hélio., Uma supernova próxima emitiu uma onda de choque, que entrou em contato com a nuvem molecular e energizou-A. A nuvem molecular começou a comprimir, e algumas regiões de gás colapsaram sob sua própria atração gravitacional. Como uma dessas regiões entrou em colapso, também começou a girar e aquecer a partir do aumento da pressão. Grande parte do hidrogênio e hélio permaneceram no centro desta massa quente e rotativa. Eventualmente, os gases aquecidos o suficiente para começar a fusão nuclear, e tornou-se o sol em nosso sistema solar., outras partes da nuvem molecular esfriaram em um disco em torno do Novo Sol e se tornaram planetas, asteroides, cometas e outros corpos em nosso sistema solar.o sol está a cerca de 150 milhões de quilómetros da Terra. Esta distância, chamada de unidade astronômica (ua), é uma medida padrão de distância para astrônomos e astrofísicos. uma UA pode ser medida à velocidade da luz, ou o tempo que leva para um fóton de luz viajar do sol para a Terra. Leva luz sobre o sol cerca de oito minutos e 19 segundos para chegar à Terra., o raio do sol, ou a distância do centro até os limites exteriores, é de cerca de 700.000 quilômetros (432.000 milhas). Essa distância é cerca de 109 vezes o tamanho do raio da Terra. O sol não só tem um raio muito maior do que a terra—também é muito mais maciço. A massa do sol é mais de 333.000 vezes a da terra, e contém cerca de 99,8 por cento de toda a massa em todo o sistema solar! o sol é composto por uma combinação de gases. Estes gases são na verdade na forma de plasma., O Plasma é um estado de matéria similar ao gás, mas com a maioria das partículas ionizadas. Isto significa que as partículas têm um número aumentado ou reduzido de elétrons.cerca de três quartos do sol é hidrogênio, que está constantemente se fundindo e criando hélio por um processo chamado fusão nuclear. O hélio compõe quase todo o resto do trimestre. Uma porcentagem muito pequena (1,69%) da massa solar é composta de outros gases e metais: ferro, níquel, oxigênio, silício, enxofre, magnésio, carbono, néon, cálcio e crómio este 1.,69 por cento pode parecer insignificante, mas sua massa ainda é 5,628 vezes a massa da Terra.o sol não é uma massa sólida. Não tem fronteiras facilmente identificáveis como planetas rochosos como a Terra. Em vez disso, o sol é composto de Camadas Compostas quase inteiramente de hidrogênio e hélio. Estes gases realizam diferentes funções em cada camada, e as camadas do sol são medidas por sua porcentagem do raio total do sol.o sol é permeado e um pouco controlado por um campo magnético., O campo magnético é definido por uma combinação de três mecanismos complexos: uma corrente elétrica circular que atravessa o sol, camadas do sol que giram em diferentes velocidades, e a capacidade do sol para conduzir a eletricidade. Perto do equador do sol, as linhas de campo magnético fazem pequenos laços perto da superfície. As linhas de campo magnético que fluem através dos polos se estendem muito mais longe, milhares de quilômetros, antes de retornar ao polo oposto.o sol gira em torno de seu próprio eixo, assim como a Terra. O sol gira no sentido anti-horário, e leva entre 25 e 35 dias para completar uma única rotação.,o Sol orbita no sentido horário em torno do centro da Via Láctea. Sua órbita está entre 24.000 e 26.000 anos-luz de distância do centro galáctico. O sol leva cerca de 225 milhões a 250 milhões de anos para orbitar uma vez ao redor do centro galáctico.
radiação eletromagnética
a energia do sol viaja para a terra à velocidade da luz na forma de radiação eletromagnética (EMR). o espectro eletromagnético existe como ondas de diferentes frequências e comprimentos de onda.a frequência de uma onda representa quantas vezes a onda se repete em uma determinada unidade de tempo., Ondas com comprimentos de onda muito curtos se repetem várias vezes em uma dada unidade de tempo, então eles são de alta frequência. Em contraste, ondas de baixa frequência têm comprimentos de onda muito mais longos. a grande maioria das ondas eletromagnéticas que vêm do sol são invisíveis para nós. As ondas de alta frequência emitidas pelo sol são raios gama, raios-X e radiação ultravioleta (raios UV). Os raios UV mais nocivos são quase completamente absorvidos pela atmosfera terrestre. Os raios UV menos potentes viajam pela atmosfera, e podem causar queimaduras solares.,o sol também emite radiação infravermelha – cujas ondas são de baixa frequência. A maior parte do calor do sol chega como energia infravermelha.entre infravermelhos e ultravioleta está o espectro visível, que contém todas as cores que nós, como humanos, podemos ver. A cor vermelha tem os comprimentos de onda mais longos (mais próximos do infravermelho), e violeta (mais próximo do UV) o mais curto.o sol em si é branco, o que significa que contém todas as cores no espectro visível., O sol parece amarelo alaranjado porque a luz azul que emite tem um comprimento de onda mais curto, e está espalhado na atmosfera—o mesmo processo que faz o céu parecer azul. os astrônomos, no entanto, chamam o sol de estrela “anã amarela” porque suas cores estão dentro da seção amarelo-verde do espectro eletromagnético. a evolução do sol, embora tenha sustentado toda a vida no nosso planeta, não brilhará para sempre. O sol já existe há cerca de 4,5 bilhões de anos., o processo de fusão nuclear, que cria o calor e a luz que tornam possível a vida em nosso planeta, é também o processo que lentamente muda a composição do sol. Através da fusão nuclear, o sol está constantemente usando o hidrogênio em seu núcleo:a cada segundo, o sol funde cerca de 620 milhões de toneladas métricas de hidrogênio em hélio.nesta fase da vida do sol, seu núcleo é cerca de 74% hidrogênio. Nos próximos cinco bilhões de anos, o sol queimará a maior parte de seu hidrogênio, e o hélio se tornará sua principal fonte de combustível.,ao longo desses cinco bilhões de anos, o sol passará de “anã amarela” para “gigante vermelha”.”Quando quase todo o hidrogênio no núcleo do sol foi consumido, o núcleo vai se contrair e aquecer, aumentando a quantidade de fusão nuclear que ocorre. As camadas exteriores do sol irão expandir-se a partir desta energia extra. o sol se expandirá para cerca de 200 vezes seu raio atual, engolindo mercúrio e Vênus. os astrofísicos debatem se a órbita da terra se expandiria para além do alcance do sol, ou se o nosso planeta também seria engolido pelo sol.,à medida que o sol se expande, ele vai espalhar sua energia sobre uma área de superfície maior, que tem um efeito de resfriamento geral sobre a estrela. Este resfriamento mudará a luz visível do sol para uma cor avermelhada—uma gigante vermelha.eventualmente, o núcleo do sol atinge uma temperatura de cerca de 100 milhões na escala Kelvin (quase 100 milhões de graus Celsius ou 180 milhões de graus Farenheit), a escala científica comum para medir a temperatura. Quando atingir esta temperatura, o hélio começará a fundir-se para criar carbono, um elemento muito mais pesado., Isso irá causar intenso vento solar e outra atividade solar, que acabará por atirar fora todas as camadas exteriores do sol. A fase gigante vermelha vai acabar. Somente o núcleo de carbono do sol será deixado, e como uma “anã branca”, não criará ou emitirá energia. a estrutura do sol é composta por seis camadas: núcleo, zona radiativa, zona convectiva, fotosfera, cromosfera e corona.o núcleo do sol, mais de mil vezes o tamanho da terra e mais de 10 vezes mais denso que o chumbo, é uma fornalha enorme. As temperaturas no núcleo excedem 15,7 milhões de kelvin (também 15.,7 milhões de graus Celsius, ou 28 milhões de graus Fahrenheit). O núcleo estende-se por cerca de 25% do raio solar.o núcleo é o único lugar onde reações de fusão nuclear podem acontecer. As outras camadas do sol são aquecidas a partir da energia nuclear criada lá. Prótons de átomos de hidrogênio colidem violentamente e se fundem, ou se unem, para criar um átomo de hélio.
This process, known as a PP (proton-proton) chain reaction, emits an enormous amount of energy., A energia libertada durante um segundo de fusão solar é muito maior do que a libertada na explosão de centenas de milhares de bombas de hidrogénio.durante a fusão nuclear no núcleo, dois tipos de energia são liberados: fótons e neutrinos. Estas partículas carregam e emitem a luz, o calor e a energia do sol. Os fótons são a menor partícula de luz e outras formas de radiação eletromagnética. Neutrinos são mais difíceis de detectar, e apenas representam cerca de dois por cento da energia total do sol. O sol emite fotões e neutrinos em todas as direções, o tempo todo., a zona radiativa do sol começa em cerca de 25 por cento do raio, e se estende até cerca de 70 por cento do raio. Nesta ampla zona, o calor do núcleo esfria dramaticamente, de entre sete milhões de K a dois milhões de K.
na zona radiativa, a energia é transferida por um processo chamado radiação térmica. Durante este processo, fótons que foram liberados no núcleo viajam a uma curta distância, são absorvidos por um íon próximo, liberados por esse íon, e absorvidos novamente por outro. Um fóton pode continuar este processo por quase 200.000 anos!, zona de transição: Tachocline entre a zona radiativa e a próxima camada, a zona convectiva, há uma zona de transição chamada tachocline. Esta região é criada como resultado da rotação diferencial do sol.a rotação diferencial acontece quando diferentes partes de um objeto giram em velocidades diferentes. O sol é composto de gases que passam por diferentes processos em diferentes camadas e latitudes diferentes. O equador do sol gira muito mais rápido do que os seus pólos, por exemplo.
a velocidade de rotação do sol muda rapidamente no tachocline.,a zona convectiva começa em cerca de 70% do raio do sol. Nesta zona, a temperatura do sol não é quente o suficiente para transferir energia por radiação térmica. Em vez disso, transfere calor por convecção térmica através de colunas térmicas. Similar à água fervendo em um vaso, ou cera quente em uma lâmpada de lava, gases profundos na zona convectiva do sol são aquecidos e “fervem” para fora, longe do núcleo do sol, através de colunas térmicas. Quando os gases atingem os limites exteriores da zona convectiva, eles arrefecem, e mergulham de volta para a base da zona convectiva, para serem aquecidos novamente., a fotosfera é a brilhante “superfície” amarela visível do sol. A fotosfera tem cerca de 400 quilômetros de espessura, e as temperaturas lá atingem cerca de 6.000 k (5.700° c, 10.300° F).as colunas térmicas da zona de convecção são visíveis na fotosfera, borbulhando como farinha de aveia fervente. Através de telescópios poderosos, os topos das colunas aparecem como grânulos lotados através do sol. Cada grânulo tem um centro brilhante, que é o gás quente que sobe através de uma coluna térmica., As arestas escuras dos grânulos são o gás frio que desce de volta para o fundo da zona convectiva. embora os topos das colunas térmicas pareçam pequenos grânulos, eles geralmente têm mais de 1.000 quilômetros de diâmetro. A maioria das colunas térmicas existem por cerca de oito a 20 minutos antes de se dissolverem e formarem novas colunas. Há também “supergranules” que podem ter até 30.000 quilômetros (18.641 milhas) de diâmetro, e durar até 24 horas.,manchas solares, erupções solares e proeminências solares formam-se na fotosfera, embora sejam o resultado de processos e rupturas em outras camadas do sol. fotosfera: manchas solares uma mancha solar é exatamente o que parece – uma mancha escura no sol. Uma mancha solar forma-se quando uma intensa atividade magnética na zona convectiva rompe uma coluna térmica. No topo da coluna rompida (visível na fotosfera), a temperatura é temporariamente reduzida porque os gases quentes não estão alcançando.,fotosfera: erupções solares o processo de criação de manchas solares abre uma conexão entre a corona (a camada muito externa do sol) e o interior do sol. A matéria Solar Surge desta abertura em formações chamadas erupções solares. Estas explosões são massivas: no período de alguns minutos, as erupções solares liberam o equivalente a cerca de 160 bilhões de megatons de TNT, ou cerca de um sexto da energia total que o sol libera em um segundo. nuvens de íons, átomos e elétrons irrompem de erupções solares, e chegam à terra em cerca de dois dias., As erupções solares e as proeminências solares contribuem para o clima espacial, o que pode causar perturbações na atmosfera terrestre e no campo magnético, bem como perturbar os sistemas de satélite e de telecomunicações. fotosfera: ejeções de massa Coronal (EMC) são outro tipo de atividade solar causada pelo movimento constante e distúrbios dentro do campo magnético do sol. CMEs tipicamente formam-se perto das regiões ativas das manchas solares, a correlação entre as duas não foi provada., A causa da EMC ainda está sendo estudada, e é colocada a hipótese de que rupturas na fotosfera ou corona levam a essas violentas explosões solares.Photosphere: Solar Prominence solar prominences are bright loops of solar matter. Eles podem explodir muito na camada coronal do sol, expandindo centenas de quilômetros por segundo. Estas características curvas e torcidas podem atingir centenas de milhares de quilômetros de altura e largura, e durar em qualquer lugar de alguns dias a alguns meses. as proeminências solares são mais frias que a coroa, e aparecem como fios mais escuros contra o sol., Por esta razão, eles também são conhecidos como filamentos. fotosfera: ciclo Solar o sol não emite constantemente manchas solares e ejecta solar; passa por um ciclo de cerca de 11 anos. Durante este ciclo solar, a frequência das erupções solares muda. Durante os máximos solares, pode haver várias erupções por dia. Durante os mínimos solares, pode haver menos de um por semana. o ciclo solar é definido pelos campos magnéticos do sol, que rodeiam o sol e se conectam nos dois pólos. A cada 11 anos, os campos magnéticos revertem, causando uma ruptura que leva à atividade solar e manchas solares., o ciclo solar pode ter efeitos sobre o clima da Terra. Por exemplo, a luz ultravioleta do sol divide o oxigênio na estratosfera e fortalece a camada protetora de ozônio da Terra. Durante o mínimo solar, há baixas quantidades de raios UV, o que significa que a camada de ozônio da Terra é temporariamente diluída. Isto permite que mais raios UV entrem e aqueçam a atmosfera da Terra. a atmosfera solar é a região mais quente do sol. É composta pela cromosfera, a coroa e uma zona de transição chamada região de transição solar que conecta os dois.,a atmosfera solar é obscurecida pela luz brilhante emitida pela fotosfera, e raramente pode ser vista sem instrumentos especiais. Somente durante os eclipses solares, quando a lua se move entre a terra e o sol e esconde a fotosfera, essas camadas podem ser vistas com o olho sem ajuda. a cromosfera rosa-vermelha tem cerca de 2.000 quilômetros de espessura e está cheia de jatos de gás quente. na parte inferior da cromosfera, onde se encontra a fotosfera, o sol está no seu ponto mais frio, a cerca de 4,400 k (4,100° C, 7,500° F)., Esta baixa temperatura dá à cromosfera a sua cor Rosa. A temperatura na cromosfera aumenta com a altitude, e atinge 25.000 k (25.000° C, 45.000° F) na borda externa da região. a cromosfera emite jatos de gases queimados chamados espículas, semelhantes às erupções solares. Estes fogosos pedaços de gás alcançam a partir da cromosfera como dedos longos e flamejantes; eles são geralmente cerca de 500 km (310 milhas) de diâmetro. As vértebras só duram cerca de 15 minutos, mas podem atingir milhares de quilómetros de altura antes de colapsar e dissolver-se.,a região de transição solar separa a cromosfera da coroa. abaixo do STR, as camadas do sol são controladas e permanecem separadas por causa da gravidade, pressão do gás e os diferentes processos de troca de energia. Acima do STR, o movimento e a forma das camadas são muito mais dinâmicos. Eles são dominados por forças magnéticas. Estas forças magnéticas podem colocar em ação eventos solares, tais como loops coronais e o vento solar.o estado do hélio nestas duas regiões também tem diferenças. Abaixo do STR, o hélio é parcialmente ionizado., Isto significa que perdeu um elétron, mas ainda tem um. Em torno do STR, o hélio absorve um pouco mais de calor e perde seu último elétron. Sua temperatura sobe para quase um milhão de k (um milhão de °C, 1,8 milhões de °F).a coroa é a camada mais externa da atmosfera solar, e pode estender milhões de quilômetros para o espaço. Gases na corona queimam a cerca de um milhão de k (um milhão de° C, 1,8 milhões de° F), E se movem a cerca de 145 quilômetros (90 milhas) por segundo. algumas das partículas atingem uma velocidade de escape de 400 quilômetros por segundo (249 milhas por segundo)., Escapam à força gravitacional do sol e tornam-se no vento solar. O vento solar sopra do sol até a borda do sistema solar. outras partículas formam loops coronais. Laços coronais são explosões de partículas que se curvam para uma mancha solar próxima. perto dos pólos do sol há buracos coronais. Estas áreas são mais frias e mais escuras do que outras regiões do sol, e permitem que algumas das partes mais rápidas do vento solar passem.o vento solar é um fluxo de partículas extremamente quentes e carregadas que são lançadas da atmosfera superior do sol., Isto significa que a cada 150 milhões de anos, o sol perde uma massa igual à da Terra. No entanto, mesmo a esta taxa de perda, o sol só perdeu cerca de 0,01% de sua massa total do vento solar. o vento solar sopra em todas as direções. Ele continua se movendo a essa velocidade por cerca de 10 bilhões de quilômetros (seis bilhões de milhas). algumas das partículas do vento solar deslizam através do campo magnético da terra e em sua atmosfera superior perto dos pólos., À medida que colidem com a atmosfera do nosso planeta, estas partículas carregadas colocam a atmosfera a brilhar de cor, criando auroras, luminárias coloridas conhecidas como as luzes do Norte e do Sul. Os ventos solares também podem causar tempestades solares. Estas tempestades podem interferir com satélites e destruir redes de energia na Terra. o vento solar enche a heliosfera, a bolha massiva de partículas carregadas que engloba o sistema solar. o vento solar eventualmente abranda perto da fronteira da heliosfera, numa fronteira teórica chamada heliopausa., Esta fronteira separa a matéria e a energia do nosso sistema solar da matéria nos sistemas estelares vizinhos e no meio interestelar. o meio interestelar é o espaço entre sistemas estelares. O vento solar, tendo percorrido bilhões de quilômetros, não pode se estender além do meio interestelar.estudar o sol nem sempre foi um assunto de descoberta científica e investigação. Por milhares de anos, o sol era conhecido em culturas de todo o mundo como um Deus, uma deusa, e um símbolo da vida., para os antigos astecas, o sol era uma divindade poderosa conhecida como Tonatiuh, que exigia sacrifício humano para viajar através do céu. Na mitologia Báltica, o sol foi uma deusa chamada Saule, que trouxe fertilidade e saúde. Na mitologia chinesa, o sol é o único que resta dos dez deuses do sol.em 150 d. C., O estudioso grego Cláudio Ptolomeu criou um modelo geocêntrico do sistema solar no qual a lua, os planetas e o sol giravam em torno da Terra., Não foi até o século XVI que o astrônomo polonês Nicolaus Copernicus usou raciocínio matemático e científico para provar que os planetas rodavam ao redor do sol. Este modelo heliocêntrico é o que usamos hoje.no século XVII, o telescópio permitiu que as pessoas examinassem o sol em detalhes. O sol é demasiado brilhante para nos permitir estudá-lo com os olhos desprotegidos.Com um telescópio, foi possível pela primeira vez projetar uma imagem clara do sol em uma tela para exame., o cientista inglês Sir Isaac Newton usou um telescópio e prisma para espalhar a luz do sol, e provou que a luz solar era realmente feita de um espectro de cores. em 1800, a luz infravermelha e ultravioleta foram descobertas para existir fora do espectro visível. Um instrumento óptico chamado espectroscópio tornou possível separar a luz visível e outra radiação eletromagnética em seus vários comprimentos de onda. A espectroscopia também ajudou os cientistas a identificar gases na atmosfera do sol-cada elemento tem seu próprio padrão de comprimento de onda.,no entanto, o método pelo qual o sol gerou sua energia permaneceu um mistério. Muitos cientistas hipotetizaram que o sol estava se contraindo, e emitindo calor desse processo. em 1868, o astrônomo Inglês Joseph Norman Lockyer estava estudando o espectro eletromagnético do sol. Ele observou linhas brilhantes na fotosfera que não tinham um comprimento de onda de qualquer elemento conhecido na Terra. Ele adivinhou que havia um elemento isolado no sol, e o nomeou hélio em homenagem ao deus grego do sol, Hélio., ao longo dos próximos 30 anos, astrônomos concluíram que o sol tinha um núcleo quente e pressurizado que era capaz de produzir grandes quantidades de energia através da fusão nuclear. a tecnologia continuou a melhorar e permitiu que os cientistas descobrissem novas características do sol. Telescópios infravermelhos foram inventados na década de 1960, e cientistas observaram energia fora do espectro visível. Astrônomos do século XX usaram balões e foguetes para enviar telescópios especializados acima da terra, e examinaram o sol sem qualquer interferência da atmosfera terrestre.,Solrad 1 foi a primeira nave espacial projetada para estudar o sol, e foi lançada pelos Estados Unidos em 1960. Nessa década, a NASA enviou cinco satélites pioneiros para orbitar o sol e recolher informações sobre a estrela. em 1980, a NASA lançou uma missão durante o solar maximum para reunir informações sobre os raios gama de alta frequência, raios UV e raios x que são emitidos durante as erupções solares. o Observatório solar e Heliosférico (SOHO) foi desenvolvido na Europa e colocado em órbita em 1996 para coletar informações., A SOHO tem coletado com sucesso dados e previsão do Tempo no espaço por 12 anos. Voyager 1 e 2 são naves espaciais que viajam para a borda da heliosfera para descobrir o que a atmosfera é feita de onde o vento solar encontra o meio interestelar. A Voyager 1 atravessou este limite em 2012 e a Voyager 2 o fez em 2018.outro desenvolvimento no estudo do sol é a helioseismologia, o estudo das ondas solares. A turbulência da zona convectiva é hipotética para contribuir para as ondas solares que continuamente transmitem material solar para as camadas exteriores do sol., Ao estudar essas ondas, os cientistas entendem mais sobre o interior do sol e a causa da atividade solar. a luz solar fornece luz necessária e energia para plantas e outros produtores na rede de alimentos. Estes produtores absorvem a radiação solar e convertem-na em energia através de um processo chamado fotossíntese. os produtores são principalmente plantas (em terra) e algas (em regiões aquáticas). Eles são a base da teia alimentar, e sua energia e nutrientes são passados para todos os outros organismos vivos., a fotossíntese é também responsável por todos os combustíveis fósseis na Terra. Os cientistas estimam que há cerca de três bilhões de anos, os primeiros produtores evoluíram em ambientes aquáticos. A luz solar permitiu que a vida vegetal prosperasse e se adaptasse. Depois das plantas morrerem, decompuseram-se e deslocaram-se mais fundo para a terra, às vezes milhares de metros. Este processo continuou por milhões de anos. sob intensa pressão e altas temperaturas, estes restos se tornaram o que conhecemos como combustíveis fósseis. Estes microrganismos tornaram-se petróleo, gás natural e carvão.,
As pessoas têm desenvolvido processos para extrair esses combustíveis fósseis e usá-los para a energia. No entanto, os combustíveis fósseis são um recurso não renovável. Demoram milhões de anos a formar-se.a Tecnologia da Energia Solar aproveita a radiação solar e converte-a em calor, luz ou eletricidade.a energia Solar é um recurso renovável, e muitas tecnologias podem colhê-la diretamente para uso em casas, empresas, escolas e hospitais., Algumas tecnologias de energia solar incluem células e painéis solares voltaicos, coletores solares térmicos, eletricidade solar térmica, e arquitetura solar.a energia fotovoltaica usa a energia solar para acelerar elétrons nas células solares e gerar eletricidade. Esta forma de tecnologia tem sido amplamente utilizada, e pode fornecer eletricidade para áreas rurais, grandes usinas, edifícios e dispositivos menores, como parquímetros e Compactadores de lixo., a energia do sol também pode ser aproveitada por um método chamado “energia solar concentrada”, no qual os raios do sol são refletidos e ampliados por espelhos e lentes. O raio de luz solar intensificado aquece um fluido, que cria vapor e alimenta um gerador elétrico. a energia Solar também pode ser coletada e distribuída sem máquinas ou eletrônicos. Por exemplo, telhados podem ser cobertos com vegetação ou pintados de branco para diminuir a quantidade de calor absorvido no edifício, diminuindo assim a quantidade de eletricidade necessária para o ar condicionado. Isto é arquitectura solar.,a luz solar é abundante: em uma hora, a atmosfera da Terra recebe luz solar suficiente para alimentar as necessidades de eletricidade de todas as pessoas por um ano. No entanto, a tecnologia solar é cara, e depende de clima local ensolarado e sem nuvens para ser eficaz. Os métodos de aproveitamento da energia solar estão ainda a ser desenvolvidos e melhorados.
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