Какви газове съставляват слънцето?

Нашето слънце, както всяка друга звезда, е гигантска топка от светеща плазма. Това е самоподдържащ се термоядрен реактор, който осигурява светлината и топлината, от които се нуждае нашата планета поддържат живота, докато неговата гравитация ни предпазва (и останалата част от Слънчевата система) да се въртим в дълбочина пространство.

Слънцето съдържа няколко газове и други елементи, които излъчват електромагнитно излъчване, което позволява на учените да изследват слънцето, въпреки че нямат достъп до физически проби.

TL; DR (твърде дълго; Не прочетох)

Най-често срещаните газове на слънце по маса са: водород (около 70 процента, хелий (около 28 процента), въглерод, азот и кислород (заедно около 1,5 процента). Останалата част от слънчевата маса (0,5 процента) се състои от смес от следи от други елементи, включително, но не само, неон, желязо, силиций, магнезий и сяра.

Два елемента съставляват огромното мнозинство от слънчевата материя, като маса: водород (около 70 процента) и хелий (около 28 процента). Имайте предвид, че ако виждате различни номера, не се тревожете; вероятно виждате оценки според общия брой отделни атоми. Отиваме с маса, защото е по-лесно да се мисли.

Следващите 1,5 процента от масата са смес от въглерод, азот и кислород Крайните 0,5 процента са рог на изобилието от по-тежки елементи, включително, но не само: неон, желязо, силиций, магнезий и сяра.

Може би се чудите как точно знаем от какво се състои слънцето. В крайна сметка никой човек никога не е бил там и нито един космически кораб никога не е връщал проби от слънчева материя. Слънцето обаче постоянно къпе земятаелектромагнитно излъчванеи частици, освободени от ядрото, задвижвано от синтез

Всеки елемент поглъща определени дължини на вълните на електромагнитното излъчване (т.е. светлина) и също така излъчва определени дължини на вълните при нагряване. През 1802 г. ученият Уилям Хайд Воластън забелязва, че слънчевата светлина, преминаваща през призма, произвежда очаквания спектър на дъгата, но със забележителни тъмни линии, разпръснати тук и там.

За да разгледа по-добре това явление, оптикът Йозеф фон Фраунхофер изобретил първия спектрометър - по същество подобрена призма - която разпространява различните дължини на вълните на слънчевата светлина още повече, правейки ги по-лесни да видиш. По-лесно беше да се види, че тъмните линии на Воластън не бяха трик или илюзия - те изглеждаха като черта на слънчевата светлина.

Учените разбраха, че тези тъмни линии (сега наричани линии на Фраунхофер) съответстват на специфичните дължини на вълните на светлината, погълната от определени елементи като водород, калций и натрий. Следователно тези елементи трябва да присъстват във външните слоеве на слънцето, поглъщайки част от светлината, излъчвана от сърцевината.

С течение на времето все по-усъвършенстваните методи за откриване ни позволиха да определим количествено изхода от слънцето: електромагнитен радиация във всичките й форми (рентгенови лъчи, радиовълни, ултравиолетови, инфрачервени и т.н.) и потокът от субатомни частици като неутрино. Измервайки какво отделя слънцето и какво поглъща, ние изградихме много задълбочено разбиране за състава на слънцето отдалеч.

Случвало ли ви се е да забележите някакви шарки в материалите, съставляващи слънцето? Водородът и хелийът са първите два елемента в периодичната таблица: най-простият и най-лекият. Колкото по-тежък и сложен елемент има, толкова по-малко от него намираме на слънце.

Тази тенденция на намаляване на количествата, когато преминаваме от по-леки / по-прости към по-тежки / по-сложни елементи, отразява как се раждат звездите и тяхната уникална роля в нашата Вселена.

Непосредствено след Големия взрив Вселената не беше нищо повече от горещ, плътен облак от субатомни частици. Отне почти 400 000 години охлаждане и разширяване, за да се съберат тези частици във форма, която бихме разпознали като първия атом, водород.

Дълго време Вселената е била доминирана от водородни и хелиеви атоми, които са могли да се образуват спонтанно в първичната субатомна супа. Бавно тези атоми започват да образуват хлабави агрегации.

Тези агрегати упражняваха по-голяма гравитация, така че те непрекъснато растяха, привличайки повече материал отблизо. След около 1,6 милиона години някои от тези агрегати станаха толкова големи, че налягането и топлината в техните центрове бяха достатъчни, за да започнат термоядрения синтез и се родиха първите звезди.

Ето ключовото нещо за ядрения синтез: въпреки че той изисква огромно количество енергия, за да започне, процесът всъщностосвобождаваенергия.

Помислете за създаването на хелий чрез водородно сливане: Две водородни ядра и два неутрона се комбинират, за да образуват а единичен хелиев атом, но полученият хелий всъщност има 0,7% по-малка маса от изходните материали. Както знаете, материята не може да бъде нито създадена, нито унищожена, така че масата трябва да е отишла някъде. Всъщност той се трансформира в енергия, според най-известното уравнение на Айнщайн:

В който Е.е енергия в джаули (J),ме маса килограми (kg) и° Се скоростта на светлината в метри / секунда (m / s) - константа. Можете да сложите уравнението на обикновен английски като:

​​енергия (джаули) = маса (килограми) × скорост на светлината (метри / секунда)²​

Скоростта на светлината е приблизително 300 000 000 метра / секунда, което означава° С²има стойност приблизително 90 000 000 000 000 000 - това е деветдесетквадрилион- метри²/second². Обикновено, когато се занимавате с толкова големи числа, бихте ги поставили в научна нотация, за да спестите място, но тук е полезно да видите колко нули имате работа.

Както можете да си представите, дори малко число, умножено подеветдесет квадрилионаще свърши много голям. Сега, нека разгледаме един грам водород. За да сме сигурни, че уравнението ни дава отговор в джаули, ще изразим тази маса като 0,001 килограма - единиците са важни. Така че, ако включите тези стойности за маса и скорост на светлината:

Това е близо до количеството енергия, освободено от ядрената бомба, хвърлена върху Нагасаки, съдържаща се в един грам от най-малкия и лек елемент. В крайна сметка: Потенциалът за генериране на енергия чрез преобразуване на масата в енергия чрез синтез е смайващ.

Ето защо учените и инженерите се опитват да намерят начин за създаване на реактор за ядрен синтез тук на Земята. Всички наши ядрени реактори днес работят чрез ядрено делене, който разделя атомите на по-малки елементи, но е много по-малко ефективен процес за превръщане на масата в енергия.

Слънцето няма твърда повърхност като земната кора - дори да оставите настрана екстремните температури, не бихте могли да стоите на слънцето. Вместо това слънцето се състои от седем различни слоя отплазма​.

Плазмата е четвъртото, най-енергично, състояние на материята. Загрейте лед (твърд) и той се топи във вода (течност). Продължавайте да го загрявате и той отново се превръща във водна пара (газ).

Ако продължите да загрявате този газ обаче, той ще стане плазма. Плазмата е облак от атоми, подобно на газ, но тя е вливана с толкова много енергия, че е билайонизиран. Тоест атомите му са се заредили електрически, като електроните им са изхвърлени от обичайните си орбити.

Трансформацията от газ в плазма променя свойствата на веществото и заредените частици често отделят енергия като светлина. В действителност светещите неонови знаци са стъклени тръби, пълни с неонов газ - когато електрическият ток е преминал през тръбата, това води до превръщането на газа в светеща плазма.

Сферичната структура на слънцето е резултат от две непрекъснато конкуриращи се сили:земно притеглянеот плътната маса в центъра на слънцето, опитвайки се да изтегли цялата си плазма навътре спрямо енергията от ядрения синтез, протичащ в ядрото, което кара плазмата да се разширява.

Слънцето се състои от седем слоя: три вътрешни и четири външни. Те са от центъра навън:

1. Ядро
2. Радиационна зона
3. Конвективна зона
4. Фотосфера
5. Хромосфера
6. Преходен регион
7. Корона

Говорили сме за ядромного вече; там се извършва синтез. Както бихте очаквали, там ще намерите най-високата температура на слънцето: около 27 000 000 000 (27 милиона) градуса по Фаренхайт.

Theрадиационна зона, понякога наричана „радиационна“ зона, е мястото, където енергията от ядрото се движи навън главно като електромагнитно излъчване.

The конвективна зона, известна още като зона на „конвекция“, е мястото, където енергията се пренася предимно от токове в плазмата на слоя. Помислете как парите от кипяща тенджера пренасят топлина от горелката във въздуха над печката и ще имате правилната идея.

"Повърхността" на слънцето, такава каквато е, е фотосфера. Това виждаме, когато гледаме слънцето. Електромагнитното излъчване, излъчвано от този слой, се вижда с просто око като светлина и е толкова ярко, че скрива по-малко плътните външни слоеве от погледа.

Theхромосферае по-горещо от фотосферата, но не е толкова горещо, колкото короната. Температурата му кара водородът да излъчва червеникава светлина. Обикновено е невидим, но може да се разглежда като червеникаво сияние около слънцето, когато пълно затъмнение скрива фотосферата.

Theпреходна зонае тънък слой, при който температурите се изместват драстично от хромосферата към короната. Видим е за телескопи, които могат да откриват ултравиолетова (UV) светлина.

И накрая, коронае най-външният слой на слънцето и е изключително горещ - стотици пъти по-горещ от фотосферата - но невидим с просто око, освен по време на пълно затъмнение, когато се появява като тънка бяла аура около слънцето. Точно защотолкова е горещо е малко загадка, но поне един фактор изглежда е "топлинни бомби": пакети от изключително горещ материал, който се издига дълбоко на слънце, преди да избухне и да освободи енергия в корона.

Както може да ви каже всеки, който някога е имал слънчево изгаряне, въздействието на слънцето се простира далеч отвъд короната. Всъщност короната е толкова гореща и отдалечена от ядрото, че гравитацията на Слънцето не може да задържи свръхнагрятата плазма - заредените частици изтичат в космоса като константаСлънчев вятър​.

Въпреки невероятните размери на слънцето, в крайна сметка ще свърши водородът, който му е необходим, за да поддържа ядрото си на синтез. Слънцето има обща продължителност на живота около 10 милиарда години. Роден е преди около 4,6 милиарда години, така че има доста време, преди да изгори, но ще го направи.

Слънцето излъчва приблизително 3.846 × 10²⁶ J енергия всеки ден. С това знание можем да изчислим колко маса трябва да преобразува на секунда. Засега ще ви спестим повече математика; излиза на около 4.27 × 10⁹ килограмаза секунда. Само за три секунди слънцето изразходва приблизително толкова маса, колкото съставлява Великата пирамида в Гиза, два пъти повече.

Когато свърши водородът, той ще започне да използва по-тежките си елементи за синтез - летлив процес, който ще го накара да се разшири до 100 пъти сегашния си размер, като в същото време изхвърля голяма част от масата си пространство. Когато най-накрая изчерпи горивото си, ще остави след себе си малък, изключително плътен обект, наречен aбяло джудже, с размерите на нашата Земя, но много, много пъти по-плътни.