Aus welchen Gasen besteht die Sonne?

Unsere Sonne ist wie jeder andere Stern eine gigantische Kugel aus glühendem Plasma. Es ist ein autarker thermonuklearer Reaktor, der das Licht und die Wärme liefert, die unser Planet benötigt das Leben zu erhalten, während seine Schwerkraft uns (und den Rest des Sonnensystems) davon abhält, sich in die Tiefe zu drehen Platz.

Die Sonne enthält mehrere Gase und andere Elemente, die elektromagnetische Strahlung abgeben, sodass Wissenschaftler die Sonne untersuchen können, obwohl sie keinen Zugang zu physischen Proben haben.

TL; DR (zu lang; nicht gelesen)

Die am häufigsten vorkommenden Gase in der Sonne sind nach Masse: Wasserstoff (etwa 70 Prozent, Helium (etwa 28 Prozent), Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff (zusammen etwa 1,5 Prozent). Der Rest der Sonnenmasse (0,5 Prozent) besteht aus einer Mischung von Spurenmengen anderer Elemente, einschließlich, aber nicht beschränkt auf Neon, Eisen, Silizium, Magnesium und Schwefel.

Zwei Elemente machen den überwältigenden Großteil der Sonnenmaterie aus: Wasserstoff (etwa 70 Prozent) und Helium (etwa 28 Prozent). Beachten Sie, dass Sie sich keine Sorgen machen, wenn Sie unterschiedliche Zahlen sehen. Sie sehen wahrscheinlich Schätzungen nach der Gesamtzahl der einzelnen Atome. Wir gehen von Masse, weil es einfacher ist, darüber nachzudenken.

Die nächsten 1,5 Prozent der Masse sind eine Mischung aus Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff Die letzten 0,5 Prozent sind ein Füllhorn schwerer Elemente, einschließlich, aber nicht beschränkt auf: Neon, Eisen, Silizium, Magnesium und Schwefel.

Sie fragen sich vielleicht, wie genau wir wissen, was die Sonne ausmacht. Schließlich war noch nie ein Mensch dort und kein Raumschiff hat jemals Proben von Sonnenmaterie mitgebracht. Die Sonne badet jedoch ständig die Erde inelektromagnetische Strahlungund Partikel, die von seinem fusionsbetriebenen Kern freigesetzt werden.

Jedes Element absorbiert bestimmte Wellenlängen elektromagnetischer Strahlung (d. h. Licht) und emittiert beim Erhitzen ebenfalls bestimmte Wellenlängen. Im Jahr 1802 bemerkte der Wissenschaftler William Hyde Wollaston, dass Sonnenlicht, das durch ein Prisma fällt, das erwartete Regenbogenspektrum erzeugte, jedoch hier und da mit bemerkenswerten dunklen Linien.

Um dieses Phänomen besser zu sehen, erfand der Optiker Joseph von Fraunhofer das erste Spektrometer – im Grunde ein verbessertes Prisma – das die verschiedenen Wellenlängen des Sonnenlichts noch mehr verteilt und damit einfacher macht um zu sehen. Es machte es auch leichter zu erkennen, dass Wollastons dunkle Linien kein Trick oder eine Illusion waren – sie schienen ein Merkmal des Sonnenlichts zu sein.

Wissenschaftler fanden heraus, dass diese dunklen Linien (jetzt Fraunhofer-Linien genannt) den spezifischen Wellenlängen des Lichts entsprachen, die von bestimmten Elementen wie Wasserstoff, Kalzium und Natrium absorbiert wurden. Daher müssen diese Elemente in den äußeren Schichten der Sonne vorhanden sein und einen Teil des vom Kern emittierten Lichts absorbieren.

Im Laufe der Zeit haben es uns immer ausgefeiltere Nachweismethoden ermöglicht, die Strahlung der Sonne zu quantifizieren: Strahlung in all ihren Formen (Röntgenstrahlen, Radiowellen, Ultraviolett, Infrarot usw.) und der Fluss von subatomaren Teilchen wie Neutrinos. Durch die Messung dessen, was die Sonne freisetzt und absorbiert, haben wir uns ein sehr gründliches Verständnis der Zusammensetzung der Sonne aus der Ferne erarbeitet.

Haben Sie zufällig irgendwelche Muster in den Materialien bemerkt, aus denen die Sonne besteht? Wasserstoff und Helium sind die ersten beiden Elemente im Periodensystem: das einfachste und leichteste. Je schwerer und komplexer ein Element ist, desto weniger davon finden wir in der Sonne.

Dieser Trend abnehmender Mengen, wenn wir uns von leichteren/einfacheren zu schwereren/komplexeren Elementen bewegen, spiegelt die Entstehung von Sternen und ihre einzigartige Rolle in unserem Universum wider.

Unmittelbar nach dem Urknall war das Universum nichts weiter als eine heiße, dichte Wolke aus subatomaren Teilchen. Es dauerte fast 400.000 Jahre der Abkühlung und Expansion, bis diese Teilchen in einer Form zusammenkamen, die wir als erstes Atom, Wasserstoff, erkennen würden.

Das Universum wurde lange Zeit von Wasserstoff- und Heliumatomen dominiert, die sich spontan innerhalb der subatomaren Ursuppe bilden konnten. Langsam beginnen diese Atome, lose Aggregate zu bilden.

Diese Ansammlungen übten eine größere Schwerkraft aus, so dass sie weiter wuchsen und mehr Material aus der Nähe anzogen. Nach etwa 1,6 Millionen Jahren wurden einige dieser Ansammlungen so groß, dass der Druck und die Hitze in ihren Zentren ausreichten, um die thermonukleare Fusion auszulösen, und die ersten Sterne wurden geboren.

Hier ist das Wichtigste an der Kernfusion: Obwohl es enorm viel Energie erfordert, um in Gang zu kommen, ist der Prozess tatsächlichVeröffentlichungenEnergie.

Betrachten Sie die Erzeugung von Helium durch Wasserstofffusion: Zwei Wasserstoffkerne und zwei Neutronen verbinden sich zu a einzelnes Heliumatom, aber das resultierende Helium hat tatsächlich 0,7 Prozent weniger Masse als die Ausgangsmaterialien. Wie Sie wissen, kann Materie weder erzeugt noch zerstört werden, also muss die Masse irgendwo hingegangen sein. Tatsächlich wurde es gemäß Einsteins berühmtester Gleichung in Energie umgewandelt:

In welchem Eist Energie in Joule (J),ichist Masse Kilogramm (kg) undcist die Lichtgeschwindigkeit in Metern/Sekunde (m/s) – eine Konstante. Sie könnten die Gleichung in einfaches Englisch wie folgt formulieren:

​​Energie (Joule) = Masse (Kilogramm) × Lichtgeschwindigkeit (Meter/Sekunde)²​

Die Lichtgeschwindigkeit beträgt ungefähr 300.000.000 Meter/Sekunde, was bedeutetc²hat einen Wert von ca. 90 000 000 000 000 000 – das sind neunzigBilliarde– Meter²/second². Normalerweise würden Sie bei so großen Zahlen diese in wissenschaftlicher Notation schreiben, um Platz zu sparen, aber es ist hier nützlich zu sehen, mit wie vielen Nullen Sie es zu tun haben.

Wie Sie sich vorstellen können, sogar eine winzige Zahl multipliziert mitneunzig Billiardenwird am Ende sehr groß. Schauen wir uns nun ein einzelnes Gramm Wasserstoff an. Um sicherzustellen, dass die Gleichung eine Antwort in Joule liefert, drücken wir diese Masse als 0,001 Kilogramm aus – Einheiten sind wichtig. Wenn Sie also diese Werte für Masse und Lichtgeschwindigkeit einsetzen:

Das ist fast die Energiemenge, die von der auf Nagasaki abgeworfenen Atombombe freigesetzt wurde, die in einem einzigen Gramm des kleinsten und leichtesten Elements enthalten ist. Fazit: Das Potenzial für die Energieerzeugung durch die Umwandlung von Masse in Energie durch Fusion ist überwältigend.

Aus diesem Grund haben Wissenschaftler und Ingenieure versucht, einen Weg zu finden, einen Kernfusionsreaktor hier auf der Erde zu bauen. Alle unsere Kernreaktoren arbeiten heute über Kernspaltung, das Atome in kleinere Elemente aufspaltet, aber ein viel weniger effizientes Verfahren zur Umwandlung von Masse in Energie ist.

Die Sonne hat keine feste Oberfläche wie die Erdkruste – selbst wenn man die extremen Temperaturen mal beiseite lässt, konnte man auf der Sonne nicht stehen. Stattdessen besteht die Sonne aus sieben verschiedenen Schichten vonPlasma​.

Plasma ist der vierte, energiereichste Aggregatzustand. Erhitze Eis (fest) und es schmilzt zu Wasser (flüssig). Erhitze es weiter und es verwandelt sich wieder in Wasserdampf (Gas).

Wenn Sie dieses Gas jedoch weiter erhitzen, wird es zu Plasma. Plasma ist eine Atomwolke, wie ein Gas, aber es wurde so viel Energie infundiert, dass esionisiert. Das heißt, seine Atome wurden elektrisch aufgeladen, indem ihre Elektronen aus ihren üblichen Bahnen gerissen wurden.

Die Umwandlung von Gas in Plasma verändert die Eigenschaften eines Stoffes und die geladenen Teilchen geben oft Energie als Licht ab. Glühende Leuchtreklamen sind nämlich mit Neongas gefüllte Glasröhren – wenn ein elektrischer Strom durch die Röhre geleitet wird, verwandelt sich das Gas in ein glühendes Plasma.

Die kugelförmige Struktur der Sonne ist das Ergebnis zweier ständig konkurrierender Kräfte:Schwereaus der dichten Masse im Zentrum der Sonne, die versucht, ihr gesamtes Plasma nach innen zu ziehen, im Gegensatz zur Energie aus der Kernfusion, die im Kern stattfindet, wodurch sich das Plasma ausdehnt.

Die Sonne besteht aus sieben Schichten: drei inneren und vier äußeren. Sie sind von der Mitte nach außen:

1. Ader
2. Strahlungszone
3. Konvektionszone
4. Photosphäre
5. Chromosphäre
6. Übergangsregion
7. Corona

Wir haben darüber gesprochen Aderschon viel; hier findet die Fusion statt. Wie zu erwarten, finden Sie hier die höchste Temperatur auf der Sonne: etwa 27 000 000 000 (27 Millionen) Grad Fahrenheit.

DasStrahlungszone, manchmal auch "Strahlungszone" genannt, ist der Ort, an dem Energie vom Kern hauptsächlich als elektromagnetische Strahlung nach außen wandert.

Das Konvektionszone, auch bekannt als „Konvektionszone“, ist der Ort, an dem die Energie hauptsächlich durch Ströme innerhalb des Plasmas der Schicht transportiert wird. Stellen Sie sich vor, wie Dampf aus einem kochenden Topf die Hitze vom Brenner in die Luft über dem Herd trägt, und Sie haben die richtige Idee.

Die „Oberfläche“ der Sonne, so wie sie ist, ist die Photosphäre. Das sehen wir, wenn wir die Sonne betrachten. Die von dieser Schicht emittierte elektromagnetische Strahlung ist mit bloßem Auge als Licht sichtbar und so hell, dass sie die weniger dichten äußeren Schichten ausblendet.

DasChromosphäreist heißer als die Photosphäre, aber nicht so heiß wie die Korona. Seine Temperatur bewirkt, dass Wasserstoff rötliches Licht emittiert. Es ist normalerweise unsichtbar, kann aber als rötliches Leuchten gesehen werden, das die Sonne umgibt, wenn eine totale Sonnenfinsternis die Photosphäre verbirgt.

DasÜbergangszoneist eine dünne Schicht, in der sich die Temperaturen dramatisch von der Chromosphäre zur Korona verschieben. Es ist für Teleskope sichtbar, die ultraviolettes (UV) Licht erkennen können.

Endlich, das Coronaist die äußerste Schicht der Sonne und ist extrem heiß – hundertmal heißer als die Photosphäre – aber für das bloße Auge unsichtbar, außer während einer totalen Sonnenfinsternis, wenn sie als dünne weiße Aura um die Sonne herum erscheint. Genau WarumEs ist so heiß, dass es ein Rätsel ist, aber mindestens ein Faktor scheint „Hitzebomben“ zu sein: Pakete mit extrem heißes Material, das aus der Tiefe der Sonne aufsteigt, bevor es explodiert und Energie in Corona.

Jeder, der schon einmal einen Sonnenbrand hatte, kann Ihnen sagen, dass die Auswirkungen der Sonne weit über die Korona hinausgehen. Tatsächlich ist die Korona so heiß und weit vom Kern entfernt, dass die Schwerkraft der Sonne das überhitzte Plasma nicht halten kann – geladene Teilchen strömen als Konstante in den WeltraumSonnenwind​.

Trotz der unglaublichen Größe der Sonne wird ihr irgendwann der Wasserstoff ausgehen, den sie braucht, um ihren Fusionskern aufrechtzuerhalten. Die Sonne hat eine vorhergesagte Gesamtlebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren. Es wurde vor etwa 4,6 Milliarden Jahren geboren, es dauert also eine ganze Weile, bis es ausbrennt, aber es wird.

Die Sonne strahlt schätzungsweise 3.846 × 10²⁶ J Energie jeden Tag. Mit diesem Wissen können wir abschätzen, wie viel Masse es pro Sekunde umwandeln muss. Wir ersparen Ihnen vorerst mehr Mathematik; es kommt auf etwa 4,27 × 10⁹ kgpro Sekunde. In nur drei Sekunden verbraucht die Sonne etwa doppelt so viel Masse wie die Große Pyramide von Gizeh.

Wenn ihm der Wasserstoff ausgeht, werden seine schwereren Elemente zur Fusion verwendet – ein flüchtiges Prozess, der es auf das 100-fache seiner aktuellen Größe ausdehnen lässt, während ein Großteil seiner Masse in Platz. Wenn es schließlich seinen Treibstoff verbraucht, hinterlässt es ein kleines, extrem dichtes Objekt namens aweißer Zwerg, etwa so groß wie unsere Erde, aber um ein Vielfaches dichter.