Jaké plyny tvoří slunce?

Naše slunce, stejně jako každá jiná hvězda, je obrovská koule zářící plazmy. Jedná se o samonosný termonukleární reaktor, který poskytuje světlo a teplo, které naše planeta potřebuje udržovat život, zatímco jeho gravitace nám (a zbytku sluneční soustavy) brání v otáčení do hloubky prostor.

Slunce obsahuje několik plynů a dalších prvků, které vydávají elektromagnetické záření, což umožňuje vědcům studovat slunce, přestože nemají přístup k fyzickým vzorkům.

TL; DR (příliš dlouhý; Nečetl)

Nejběžnějšími plyny na slunci podle hmotnosti jsou: vodík (asi 70 procent, helium (asi 28 procent), uhlík, dusík a kyslík (dohromady asi 1,5 procenta). Zbytek sluneční hmoty (0,5 procenta) je tvořen směsí stopových množství dalších prvků, mimo jiné neonů, železa, křemíku, hořčíku a síry.

Drtivou většinu sluneční hmoty tvoří dva prvky podle hmotnosti: vodík (asi 70 procent) a hélium (asi 28 procent). Pokud vidíte různá čísla, netrapte se; pravděpodobně vidíte odhady podle celkového počtu jednotlivých atomů. Půjdeme hromadně, protože je snadnější o tom přemýšlet.

Dalších 1,5 procenta hmoty je směs uhlíku, dusíku a kyslíku. Konečných 0,5 procenta je hojnost těžších prvků, mimo jiné: neon, železo, křemík, hořčík a síra.

Možná se divíte, jak přesně víme, co tvoří slunce. Koneckonců, žádný člověk tam nikdy nebyl a žádná kosmická loď nikdy nepřinesla zpět vzorky sluneční hmoty. Slunce však neustále zaplavuje Zemielektromagnetická radiacea částice uvolněné jeho fúzním jádrem.

Každý prvek absorbuje určité vlnové délky elektromagnetického záření (tj. Světlo) a při zahřátí také vydává určité vlnové délky. V roce 1802 si vědec William Hyde Wollaston všiml, že sluneční světlo procházející hranolem vytvářelo očekávané duhové spektrum, ale s výraznými tmavými čarami rozptýlenými sem a tam.

Pro lepší pohled na tento jev vynalezl optik Joseph von Fraunhofer první spektrometr - v podstatě vylepšený hranol - který ještě více rozšiřuje různé vlnové délky slunečního světla, což je usnadňuje vidět. Také to usnadnilo vidět, že Wollastonovy tmavé linie nebyly trikem nebo iluzí - vypadaly jako rys slunečního světla.

Vědci zjistili, že tyto tmavé čáry (nyní nazývané Fraunhoferovy čáry) odpovídají specifickým vlnovým délkám světla absorbovaného určitými prvky, jako je vodík, vápník a sodík. Tyto prvky proto musí být přítomny ve vnějších vrstvách slunce a absorbovat část světla vyzařovaného jádrem.

Postupem času nám stále sofistikovanější detekční metody umožnily kvantifikovat výstup ze slunce: elektromagnetický záření ve všech jeho formách (rentgenové záření, rádiové vlny, ultrafialové, infračervené atd.) a tok subatomárních částic jako neutrina. Měřením toho, co slunce uvolňuje a co absorbuje, jsme z dálky vybudovali velmi důkladné pochopení složení slunce.

Všimli jste si náhodou nějakých vzorů v materiálech, které tvoří slunce? Vodík a hélium jsou první dva prvky periodické tabulky: nejjednodušší a nejlehčí. Čím těžší a složitější prvek, tím méně jej na slunci najdeme.

Tento trend snižování množství při přechodu od lehčích / jednodušších k těžším / složitějším prvkům odráží to, jak se rodí hvězdy a jejich jedinečná role v našem vesmíru.

V bezprostředním následku velkého třesku nebyl vesmír ničím jiným než horkým hustým mrakem subatomárních částic. Trvalo téměř 400 000 let chlazení a rozšiřování, než se tyto částice spojily ve formě, kterou bychom poznali jako první atom, vodík.

Po dlouhou dobu ve vesmíru dominovaly atomy vodíku a helia, které se dokázaly spontánně tvořit v prvotní subatomové polévce. Tyto atomy pomalu začínají vytvářet volné agregace.

Tyto agregace vyvíjely větší gravitaci, takže stále rostly a přitahovaly další materiál z blízka. Po zhruba 1,6 milionu let se některé z těchto agregací natolik zvětšily, že tlak a teplo v jejich centrech stačily k nastartování termonukleární fúze a první hvězdy se narodily.

Tady je klíčová věc jaderné fúze: i když to vyžaduje obrovské množství energie, aby bylo možné začít, proces ve skutečnostizprávyenergie.

Zvažte vytvoření helia fúzí vodíku: Dvě vodíková jádra a dva neutrony se spojí a vytvoří a jediný atom hélia, ale výsledné hélium má ve skutečnosti o 0,7 procenta menší hmotnost než výchozí materiály. Jak víte, hmota nemůže být ani vytvořena, ani zničena, takže hmota musela někam odejít. Ve skutečnosti se transformovala na energii podle nejslavnější Einsteinovy ​​rovnice:

Ve kterém Eje energie v joulech (J),mje hmotnostní kilogram (kg) aCje rychlost světla v metrech za sekundu (m / s) - konstanta. Rovnici můžete dát do jednoduché angličtiny jako:

​​energie (jouly) = hmotnost (kilogramy) × rychlost světla (metry za sekundu)²​

Rychlost světla je zhruba 300 000 000 metrů za sekundu, což znamenáC²má hodnotu přibližně 90 000 000 000 000 000 - to je devadesátkvadrilion- metrů²/second². Normálně, když pracujete s tak velkými čísly, dali byste je do vědecké notace, abyste ušetřili místo, ale je zde užitečné zjistit, kolik nul máte na starosti.

Jak si dokážete představit, dokonce i malé číslo vynásobenédevadesát kvadrilionůskončí velmi velký. Nyní se podívejme na jeden gram vodíku. Abychom se ujistili, že nám rovnice dává odpověď v joulech, vyjádříme tuto hmotnost jako 0,001 kilogramu - jednotky jsou důležité. Pokud tedy připojíte tyto hodnoty pro hmotnost a rychlost světla:

To se blíží množství energie uvolněné atomovou bombou, která dopadla na Nagasaki, obsaženou v jediném gramu nejmenšího a nejlehčího prvku. Sečteno a podtrženo: Potenciál pro výrobu energie přeměnou hmoty na energii fúzí je ohromující.

Proto se vědci a inženýři pokoušejí přijít na způsob, jak vytvořit reaktor jaderné fúze zde na Zemi. Všechny naše jaderné reaktory dnes fungují prostřednictvím jaderné štěpení, který rozděluje atomy na menší prvky, ale je to mnohem méně efektivní proces přeměny hmoty na energii.

Slunce nemá pevný povrch jako zemská kůra - i kdybychom odložili extrémní teploty, nemohli byste stát na slunci. Místo toho je slunce tvořeno sedmi odlišnými vrstvamiplazma​.

Plazma je čtvrtý, nejenergetičtější stav hmoty. Zahřejte led (pevný) a ten se roztaví na vodu (kapalinu). Stále ho zahřívejte a znovu se změní na vodní páru (plyn).

Pokud však tento plyn stále ohříváte, stane se z něj plazma. Plazma je oblak atomů jako plyn, ale byl naplněn tolika energií, jakou bylionizovaný. To znamená, že jeho atomy se elektricky nabily tím, že jejich elektrony byly vyhozeny z obvyklých oběžných drah.

Transformace z plynu na plazmu mění vlastnosti látky a nabité částice často uvolňují energii jako světlo. Zářící neonové nápisy jsou ve skutečnosti skleněné trubice naplněné neonovým plynem - když trubicí prochází elektrický proud, způsobí to, že se plyn transformuje na zářící plazmu.

Sférická struktura Slunce je výsledkem dvou neustále si konkurujících sil:gravitacez husté hmoty ve středu slunce se snaží vytáhnout veškerou svou plazmu dovnitř versus energie z jaderné fúze probíhající v jádru, což způsobí expanzi plazmy.

Slunce se skládá ze sedmi vrstev: tří vnitřních a čtyř vnějších. Jsou to od středu ven:

1. Jádro
2. Radiační zóna
3. Konvekční zóna
4. Fotosféra
5. Chromosféra
6. Přechodová oblast
7. Corona

Mluvili jsme o jádrouž hodně; to je místo, kde dochází k fúzi. Jak byste očekávali, právě zde najdete nejvyšší teplotu na slunci: asi 27 000 000 000 (27 milionů) stupňů Fahrenheita.

Theradiační zóna, někdy nazývaná „radiační“ zóna, je místo, kde energie z jádra putuje ven primárně jako elektromagnetické záření.

The konvekční zóna„konvekční“ zóna, kde je energie přenášena primárně proudy v plazmě vrstvy. Přemýšlejte o tom, jak pára z varného kotle přenáší teplo z hořáku do vzduchu nad kamny, a budete mít správnou představu.

„Povrch“ slunce, takový, jaký je, je fotosféra. To je to, co vidíme, když se díváme na slunce. Elektromagnetické záření vyzařované touto vrstvou je viditelné pouhým okem jako světlo a je tak jasné, že skrývá méně husté vnější vrstvy.

Thechromosféraje teplejší než fotosféra, ale není tak horká jako korona. Jeho teplota způsobuje, že vodík vydává načervenalé světlo. Obvykle je neviditelná, ale lze ji vidět jako načervenalá záře obklopující slunce, když úplné zatmění skrývá fotosféru.

Thepřechodová zónaje tenká vrstva, kde se teploty dramaticky mění z chromosféry do koróny. Je viditelný dalekohledy, které dokážou detekovat ultrafialové (UV) světlo.

Nakonec koronaje nejvzdálenější vrstva slunce a je extrémně horká - stokrát teplejší než fotosféra - ale pouhým okem neviditelný, kromě úplného zatmění, kdy se kolem Slunce jeví jako tenká bílá aura. Přesně tak pročje to tak horké, je trochu záhadou, ale alespoň jedním z faktorů se zdá být „tepelné bomby“: balíčky extrémně horký materiál, který se vznáší z hloubky slunce, než exploduje a uvolní energii do korona.

Jak vám může říci kdokoli, kdo se kdy spálil, účinky slunce přesahují daleko za koronu. Ve skutečnosti je korona tak horká a vzdálená od jádra, že gravitace slunce nedokáže udržet moc nad přehřátou plazmou - nabité částice proudí do prostoru jako konstantasolární bouře​.

I přes neuvěřitelnou velikost Slunce mu nakonec dojde vodík, který potřebuje k udržení svého fúzního jádra. Předpokládaná celková délka života Slunce je kolem 10 miliard let. Narodilo se to asi před 4,6 miliardami let, takže je dost času, než vyhoří, ale bude.

Slunce vyzařuje odhadem 3,846 × 10²⁶ J energie každý den. S těmito znalostmi můžeme odhadnout, kolik hmoty musí převádět za sekundu. Prozatím vám ušetříme více matematiky; vyjde na přibližně 4,27 × 10⁹ kgza vteřinu. Za pouhé tři sekundy slunce spotřebuje zhruba tolik hmoty, kolik tvoří Velká pyramida v Gíze, a to dvakrát.

Když mu dojde vodík, začne k fúzi používat své těžší prvky - těkavé proces, díky kterému se rozšíří na stonásobek své současné velikosti a zároveň chrlí velkou část své hmoty prostor. Když konečně vyčerpá palivo, zanechá po sobě malý, extrémně hustý předmět zvaný abílý trpaslíko velikosti naší Země, ale mnohokrát hustší.