Hvilke gasser udgør solen?

Vores sol er som enhver anden stjerne en gigantisk kugle af glødende plasma. Det er en selvbærende termonuklear reaktor, der giver det lys og den varme, vores planet har brug for opretholde livet, mens dets tyngdekraft forhindrer os (og resten af ​​solsystemet) i at spinde ud i dybden plads.

Solen indeholder flere gasser og andre grundstoffer, der afgiver elektromagnetisk stråling, så forskere kan studere solen på trods af at de ikke har adgang til fysiske prøver.

TL; DR (for lang; Har ikke læst)

De mest almindelige gasser i solen, efter masse, er: brint (ca. 70 procent, helium (ca. 28 procent), kulstof, nitrogen og ilt (tilsammen ca. 1,5 procent). Den resterende del af solens masse (0,5 procent) består af en blanding af spormængder af andre grundstoffer, inklusive men ikke begrænset til neon, jern, silicium, magnesium og svovl.

To elementer udgør det overvældende flertal af solens stof med hensyn til masse: brint (ca. 70 procent) og helium (ca. 28 procent). Bemærk, hvis du ser forskellige tal, skal du ikke bekymre dig; du ser sandsynligvis estimater i henhold til det samlede antal individuelle atomer. Vi går efter masse, fordi det er lettere at tænke på.

De næste 1,5 procent af massen er en blanding af kulstof, nitrogen og ilt De sidste 0,5 procent er en overflødighedshorn af tungere grundstoffer, inklusive men ikke begrænset til: neon, jern, silicium, magnesium og svovl.

Du undrer dig måske over, hvordan vi nøjagtigt ved, hvad der udgør solen. Når alt kommer til alt har intet menneske nogensinde været der, og intet rumfartøj har nogensinde bragt prøver af solmateriale tilbage. Solen bader dog konstant jorden indelektromagnetisk strålingog partikler frigivet af dens fusionsdrevne kerne.

Hvert element absorberer visse bølgelængder af elektromagnetisk stråling (dvs. lys) og udsender ligeledes visse bølgelængder, når det opvarmes. I 1802 bemærkede videnskabsmanden William Hyde Wollaston, at sollys, der passerede gennem et prisme, producerede det forventede regnbue-spektrum, men med bemærkelsesværdige mørke linjer spredt her og der.

For at få et bedre kig på dette fænomen opfandt optiker Joseph von Fraunhofer det første spektrometer - dybest set et forbedret prisme - der spreder solens forskellige bølgelængder ud endnu mere, hvilket gør dem lettere at se. Det gjorde det også lettere at se, at Wollastons mørke linjer ikke var et trick eller en illusion - de syntes at være et træk ved sollys.

Forskere fandt ud af, at disse mørke linjer (nu kaldet Fraunhofer-linjer) svarede til de specifikke bølgelængder af lys absorberet af visse grundstoffer som brint, calcium og natrium. Derfor skal disse elementer være til stede i de ydre lag af solen og absorbere noget af det lys, der udsendes af kernen.

Over tid har stadig mere sofistikerede detektionsmetoder gjort det muligt for os at kvantificere output fra solen: elektromagnetisk stråling i alle dens former (røntgenstråler, radiobølger, ultraviolet, infrarød osv.) og strømmen af ​​subatomære partikler som neutrinoer. Ved at måle, hvad solen frigiver, og hvad den absorberer, har vi bygget en meget grundig forståelse af solens sammensætning på lang afstand.

Har du tilfældigvis bemærket nogen mønstre i de materialer, der udgør solen? Brint og helium er de første to elementer i det periodiske system: det enkleste og letteste. Jo tungere og mere komplekst et element er, jo mindre af det finder vi i solen.

Denne tendens med faldende mængder, når vi bevæger os fra lettere / enklere til tungere / mere komplekse elementer, afspejler, hvordan stjerner fødes og deres unikke rolle i vores univers.

Umiddelbart efter Big Bang var universet intet andet end en varm, tæt sky af subatomære partikler. Det tog næsten 400.000 år med afkøling og udvidelse, før disse partikler kom sammen i en form, som vi ville genkende som det første atom, brint.

I lang tid var universet domineret af brint- og heliumatomer, der var i stand til at dannes spontant i den oprindelige subatomære suppe. Langsomt begynder disse atomer at danne løse aggregeringer.

Disse sammenlægninger udøvede større tyngdekraft, så de fortsatte med at vokse og trak mere materiale ind i nærheden. Efter cirka 1,6 millioner år blev nogle af disse sammenlægninger så store, at trykket og varmen i deres centre var nok til at starte termonuklear fusion, og de første stjerner blev født.

Her er nøglen ved kernefusion: selvom det kræver en enorm mængde energi for at komme i gang, er processen faktiskudgivelserenergi.

Overvej oprettelsen af ​​helium via brintfusion: To hydrogenkerner og to neutroner kombineres for at danne en enkelt heliumatom, men det resulterende helium har faktisk 0,7 procent mindre masse end udgangsmaterialerne. Som du ved, kan materie hverken skabes eller ødelægges, så massen må være gået et eller andet sted. Faktisk blev det omdannet til energi ifølge Einsteins mest berømte ligning:

Hvori Eer energi i joule (J),mer masse kg (kg) ogcer lysets hastighed i meter / sekund (m / s) - en konstant. Du kan sætte ligningen på almindeligt engelsk som:

​​energi (joule) = masse (kg) × lyshastighed (meter / sekund)²​

Lysets hastighed er cirka 300.000.000 meter / sekund, hvilket betyderc²har en værdi på ca. 90.000.000.000.000.000.000 - det er halvfemskvadrillion- meter²/second². Normalt når du beskæftiger dig med så store tal, vil du sætte dem i videnskabelig notation for at spare plads, men det er nyttigt her at se, hvor mange nuller du har at gøre med.

Som du kan forestille dig, selv et lille antal ganget medhalvfems quadrillionender meget stor. Lad os nu se på et enkelt gram brint. For at sikre, at ligningen giver os et svar i joule, udtrykker vi denne masse som 0,001 kg - enheder er vigtige. Så hvis du tilslutter disse værdier for lysets masse og hastighed:

Det er tæt på den mængde energi, der frigives af den atombombe, der blev kastet på Nagasaki, indeholdt i et enkelt gram af det mindste, letteste element. Bundlinje: Potentialet for energiproduktion ved at konvertere masse til energi via fusion er forbløffende.

Dette er grunden til, at forskere og ingeniører har forsøgt at finde ud af en måde at skabe en kernefusionsreaktor her på Jorden på. Alle vores atomreaktorer i dag fungerer via nuklear fission, som opdeler atomer i mindre grundstoffer, men er en meget mindre effektiv proces til at omdanne masse til energi.

Solen har ikke en fast overflade som jordskorpen - selv når man sætter de ekstreme temperaturer til side, kunne man ikke stå på solen. I stedet består solen af ​​syv forskellige lag afplasma​.

Plasma er den fjerde, mest energiske tilstand af stof. Opvarm is (fast), og den smelter i vand (væske). Bliv ved med at opvarme den, og den skifter igen til vanddamp (gas).

Hvis du fortsætter med at opvarme den gas, bliver den imidlertid plasma. Plasma er en sky af atomer, som en gas, men det er blevet tilført med så meget energi, at det har væretioniseret. Det vil sige at dets atomer er blevet elektrisk ladede ved at få deres elektroner banket løs fra deres sædvanlige kredsløb.

Transformationen fra gas til plasma ændrer et stofs egenskaber, og de ladede partikler frigiver ofte energi som lys. Glødende neonskilte er faktisk glasrør fyldt med en neongas - når en elektrisk strøm føres gennem røret, får den gassen til at transformere til et glødende plasma.

Solens sfæriske struktur er et resultat af to konstant konkurrerende kræfter:tyngdekraftfra den tætte masse ved solens centrum og forsøger at trække alt dets plasma indad versus energi fra den nukleare fusion, der finder sted i kernen, hvilket får plasmaet til at ekspandere.

Solen består af syv lag: tre indre og fire ydre. De er fra centrum udad:

1. Kerne
2. Strålingszone
3. Konvektiv zone
4. Fotosfæren
5. Chromosphere
6. Overgangsregion
7. Corona

Vi har talt om kernemeget allerede; det er her fusion finder sted. Som du forventer, er det her, du finder den højeste temperatur på solen: omkring 27.000.000.000 (27 millioner) grader Fahrenheit.

Detstrålingszone, undertiden kaldet “strålingszonen”, er hvor energi fra kernen primært bevæger sig udad som elektromagnetisk stråling.

Det konvektive zone, også kaldet "konvektion" zone, er hvor energien primært bæres af strømme i lagets plasma. Tænk på, hvordan damp fra en kogende gryde fører varme fra brænderen op i luften over komfuret, og du får den rigtige idé.

Solens “overflade”, sådan at den er, er fotosfæren. Dette er hvad vi ser, når vi ser på solen. Den elektromagnetiske stråling, der udsendes af dette lag, er synlig for det blotte øje som lys, og det er så lyst, at det skjuler de mindre tætte ydre lag fra syne.

Detkromosfæreer varmere end fotosfæren, men det er ikke så varmt som koronaen. Dens temperatur får brint til at udsende rødligt lys. Det er normalt usynligt, men kan ses som en rødlig glød, der omgiver solen, når en total formørkelse skjuler fotosfæren.

Detovergangszoneer et tyndt lag, hvor temperaturerne skifter dramatisk fra kromosfæren til koronaen. Det er synligt for teleskoper, der kan registrere ultraviolet (UV) lys.

Endelig blev koronaer det yderste lag af solen og er ekstremt varmt - hundreder af gange varmere end fotosfæren - men usynlig for det blotte øje undtagen under en total formørkelse, når den fremstår som en tynd hvid aura omkring solen. Nemlig hvorfordet er så varmt er lidt af et mysterium, men mindst én faktor synes at være "varmebomber": pakker med ekstremt varmt materiale, der svæver op fra dybt i solen, før det eksploderer og frigiver energi til korona.

Som enhver, der nogensinde har haft solskoldning, kan fortælle dig, strækker solens virkninger sig langt ud over koronaen. Faktisk er koronaen så varm og fjern fra kernen, at solens tyngdekraft ikke kan holde fat i det superopvarmede plasma - ladede partikler strømmer ud i rummet som en konstantsolvind​.

På trods af solens utrolige størrelse vil den til sidst løbe tør for det brint, den har brug for for at opretholde sin fusionskerne. Solen har en forventet samlet levetid på omkring 10 milliarder år. Det blev født for omkring 4,6 milliarder år siden, så der går et stykke tid, før det brænder ud, men det vil det.

Solen udstråler estimeret 3.846 × 10²⁶ J af energi hver dag. Med denne viden kan vi estimere, hvor meget masse det skal konverteres pr. Sekund. Vi sparer dig mere matematik indtil videre; det kommer ud på omkring 4,27 × 10⁹ kgpr. sekund. På bare tre sekunder forbruger solen omkring lige så meget masse som den store pyramide i Giza, to gange.

Når det løber tør for brint, begynder det at bruge sine tungere elementer til fusion - en flygtig proces, der får den til at udvide sig til 100 gange sin nuværende størrelse, mens den spytter meget af sin masse ind i plads. Når det endelig udtømmer sit brændstof, efterlader det en lille, ekstremt tæt genstand kaldet ahvid dværg, omtrent på størrelse med vores jord, men mange, mange gange tættere.