Ποια αέρια συνθέτουν τον ήλιο;

Ο ήλιος μας, όπως και κάθε άλλο αστέρι, είναι μια τεράστια μπάλα με λαμπερό πλάσμα. Είναι ένας αυτοσυντηρούμενος θερμοπυρηνικός αντιδραστήρας που παρέχει το φως και τη θερμότητα που χρειάζεται ο πλανήτης μας διατηρεί τη ζωή, ενώ η βαρύτητά μας μας κρατά (και το υπόλοιπο του ηλιακού συστήματος) από την περιστροφή στα βαθιά χώρος.

Ο ήλιος περιέχει πολλά αέρια και άλλα στοιχεία που εκπέμπουν ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, επιτρέποντας στους επιστήμονες να μελετήσουν τον ήλιο, παρόλο που δεν ήταν σε θέση να έχουν πρόσβαση σε φυσικά δείγματα.

TL; DR (Πάρα πολύ καιρό; Δεν διαβάστηκε)

Τα πιο κοινά αέρια στον ήλιο, κατά μάζα, είναι: υδρογόνο (περίπου 70 τοις εκατό, ήλιο (περίπου 28 τοις εκατό), άνθρακας, άζωτο και οξυγόνο (μαζί περίπου 1,5 τοις εκατό). Το υπόλοιπο της μάζας του ήλιου (0,5 τοις εκατό) αποτελείται από ένα μείγμα ιχνοστοιχείων άλλων στοιχείων, συμπεριλαμβανομένων ενδεικτικά του νέου, του σιδήρου, του πυριτίου, του μαγνησίου και του θείου.

Δύο στοιχεία αποτελούν τη συντριπτική πλειοψηφία της ύλης του ήλιου, κατά μάζα: υδρογόνο (περίπου 70 τοις εκατό) και ήλιο (περίπου 28 τοις εκατό). Σημειώστε, εάν βλέπετε διαφορετικούς αριθμούς, μην ανησυχείτε. πιθανότατα βλέπετε εκτιμήσεις σύμφωνα με τον συνολικό αριθμό μεμονωμένων ατόμων. Προχωράμε μαζικά γιατί είναι πιο εύκολο να το σκεφτούμε.

Το επόμενο 1,5 τοις εκατό της μάζας είναι ένα μείγμα άνθρακα, αζώτου και οξυγόνου Το τελικό 0,5 τοις εκατό είναι μια ουσία βαρύτερα στοιχεία, συμπεριλαμβανομένων ενδεικτικά: νέον, σίδηρος, πυρίτιο, μαγνήσιο και θείο.

Ίσως αναρωτιέστε πώς, ακριβώς γνωρίζουμε τι αποτελεί τον ήλιο. Εξάλλου, κανένας άνθρωπος δεν ήταν ποτέ εκεί και κανένα διαστημικό σκάφος δεν έφερε ποτέ δείγματα ηλιακής ύλης. Ο ήλιος, ωστόσο, λούζει συνεχώς τη γηηλεκτρομαγνητική ακτινοβολίακαι σωματίδια που απελευθερώνονται από τον πυρήνα της με σύντηξη.

Κάθε στοιχείο απορροφά ορισμένα μήκη κύματος ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (δηλαδή φως), και επίσης εκπέμπει ορισμένα μήκη κύματος όταν θερμαίνεται. Το 1802, ο επιστήμονας William Hyde Wollaston παρατήρησε ότι το φως του ήλιου που διέρχεται από ένα πρίσμα παρήγαγε το αναμενόμενο φάσμα ουράνιου τόξου, αλλά με αξιοσημείωτες σκοτεινές γραμμές διάσπαρτες εδώ και εκεί.

Για να ρίξετε μια καλύτερη ματιά σε αυτό το φαινόμενο, ο οπτικός Joseph von Fraunhofer, εφευρέθηκε το πρώτο φασματόμετρο - βασικά ένα βελτιωμένο πρίσμα - που απλώνει τα διαφορετικά μήκη κύματος του ηλιακού φωτός ακόμη περισσότερο, καθιστώντας τα ευκολότερα για να δω. Διευκόλυνε επίσης ότι οι σκοτεινές γραμμές του Wollaston δεν ήταν τέχνασμα ή ψευδαίσθηση - φαινόταν να είναι ένα χαρακτηριστικό γνώρισμα του ηλιακού φωτός.

Οι επιστήμονες διαπίστωσαν ότι αυτές οι σκοτεινές γραμμές (που τώρα ονομάζονται γραμμές Fraunhofer) αντιστοιχούσαν στα συγκεκριμένα μήκη κύματος του φωτός που απορροφήθηκαν από ορισμένα στοιχεία όπως το υδρογόνο, το ασβέστιο και το νάτριο. Επομένως, αυτά τα στοιχεία πρέπει να υπάρχουν στα εξωτερικά στρώματα του ήλιου, απορροφώντας μέρος του φωτός που εκπέμπεται από τον πυρήνα.

Με την πάροδο του χρόνου, ολοένα και πιο εξελιγμένες μέθοδοι ανίχνευσης μας επέτρεψαν να ποσοτικοποιήσουμε την έξοδο από τον ήλιο: ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία σε όλες τις μορφές της (ακτίνες Χ, ραδιοκύματα, υπεριώδεις ακτίνες, υπέρυθρες και ούτω καθεξής) και τη ροή υποατομικών σωματιδίων όπως νετρίνα. Μετρώντας αυτό που απελευθερώνει ο ήλιος και τι απορροφά, έχουμε δημιουργήσει μια πολύ λεπτομερή κατανόηση της σύνθεσης του ήλιου από μακριά.

Μήπως παρατηρήσατε κάποια μοτίβα στα υλικά που απαρτίζουν τον ήλιο; Το υδρογόνο και το ήλιο είναι τα δύο πρώτα στοιχεία στον περιοδικό πίνακα: το απλούστερο και το ελαφρύτερο. Όσο βαρύτερο και πιο περίπλοκο στοιχείο, τόσο λιγότερο βρίσκουμε στον ήλιο.

Αυτή η τάση μείωσης των ποσών καθώς μεταβαίνουμε από ελαφρύτερα / απλούστερα σε βαρύτερα / πιο περίπλοκα στοιχεία αντικατοπτρίζει το πώς γεννιούνται τα αστέρια και τον μοναδικό ρόλο τους στο σύμπαν μας.

Αμέσως μετά το Big Bang, το σύμπαν δεν ήταν τίποτα περισσότερο από ένα καυτό, πυκνό σύννεφο υποατομικών σωματιδίων. Χρειάστηκαν σχεδόν 400.000 χρόνια ψύξης και επέκτασης για να ενώσουν αυτά τα σωματίδια σε μια μορφή που θα αναγνωρίζαμε ως το πρώτο άτομο, το υδρογόνο.

Για μεγάλο χρονικό διάστημα, το σύμπαν κυριαρχούσε από άτομα υδρογόνου και ηλίου που μπόρεσαν να σχηματιστούν αυθόρμητα μέσα στην αρχέγονη υποατομική σούπα. Αργά, αυτά τα άτομα αρχίζουν να σχηματίζουν χαλαρές συσσωματώσεις.

Αυτές οι συγκεντρώσεις άσκησαν μεγαλύτερη βαρύτητα, έτσι συνέχισαν να αναπτύσσονται, τραβώντας περισσότερο υλικό από κοντά. Μετά από περίπου 1,6 εκατομμύρια χρόνια, μερικές από αυτές τις συγκεντρώσεις έγιναν τόσο μεγάλες που η πίεση και η θερμότητα στα κέντρα τους ήταν αρκετά για να ξεκινήσουν τη θερμοπυρηνική σύντηξη και γεννήθηκαν τα πρώτα αστέρια.

Εδώ είναι το βασικό πράγμα για την πυρηνική σύντηξη: παρόλο που απαιτεί τεράστια ποσότητα ενέργειας για να ξεκινήσει, η διαδικασία στην πραγματικότητακυκλοφορίεςενέργεια.

Εξετάστε τη δημιουργία ηλίου μέσω σύντηξης υδρογόνου: Δύο πυρήνες υδρογόνου και δύο νετρόνια συνδυάζονται για να σχηματίσουν ένα ένα άτομο ηλίου, αλλά το ήλιο που προκύπτει έχει στην πραγματικότητα 0,7% λιγότερη μάζα από τα αρχικά υλικά. Όπως γνωρίζετε, η ύλη δεν μπορεί να δημιουργηθεί ούτε να καταστραφεί, έτσι ώστε η μάζα να έχει πάει κάπου. Στην πραγματικότητα, μετατράπηκε σε ενέργεια, σύμφωνα με την πιο διάσημη εξίσωση του Αϊνστάιν:

Στο οποίο μιείναι ενέργεια σε joules (J),Μείναι χιλιόγραμμα μάζας (kg) καιντοείναι η ταχύτητα του φωτός σε μέτρα / δευτερόλεπτο (m / s) - μια σταθερά. Θα μπορούσατε να βάλετε την εξίσωση στα απλά αγγλικά ως:

​​ενέργεια (joules) = μάζα (χιλιόγραμμα) × ταχύτητα φωτός (μέτρα / δευτερόλεπτο)²​

Η ταχύτητα του φωτός είναι περίπου 300.000.000 μέτρα / δευτερόλεπτο, πράγμα που σημαίνειντο²έχει αξία περίπου 90.000.000.000.000.000 - δηλαδή ενενήντατετρακισεκατομμύριον- μέτρα²/second². Κανονικά όταν ασχολείστε με αριθμούς τόσο μεγάλους, θα τους βάλατε σε επιστημονική σημείωση για να εξοικονομήσετε χώρο, αλλά είναι χρήσιμο εδώ να δείτε πόσα μηδενικά αντιμετωπίζετε.

Όπως μπορείτε να φανταστείτε, ακόμη και ένας μικρός αριθμός πολλαπλασιασμένος επίενενήντα τετρακατομμύριακαταλήγει πολύ μεγάλο. Τώρα, ας δούμε ένα γραμμάριο υδρογόνου. Για να βεβαιωθούμε ότι η εξίσωση μας δίνει μια απάντηση σε joules, θα εκφράσουμε αυτήν τη μάζα καθώς 0,001 κιλά - οι μονάδες είναι σημαντικές. Έτσι, εάν συνδέσετε αυτές τις τιμές για τη μάζα και την ταχύτητα του φωτός:

Αυτό είναι κοντά στην ποσότητα ενέργειας που απελευθερώνεται από την πυρηνική βόμβα που πέφτει στο Ναγκασάκι που περιέχεται σε ένα γραμμάριο από το μικρότερο, ελαφρύτερο στοιχείο. Κατώτατη γραμμή: Το δυναμικό για παραγωγή ενέργειας μετατρέποντας τη μάζα σε ενέργεια μέσω σύντηξης είναι εντυπωσιακό.

Γι 'αυτό οι επιστήμονες και οι μηχανικοί προσπαθούν να βρουν έναν τρόπο για να δημιουργήσουν έναν πυρηνικό αντιδραστήρα σύντηξης εδώ στη Γη. Όλοι οι πυρηνικοί αντιδραστήρες μας σήμερα λειτουργούν μέσω πυρηνική διάσπαση, η οποία χωρίζει τα άτομα σε μικρότερα στοιχεία, αλλά είναι μια πολύ λιγότερο αποτελεσματική διαδικασία για τη μετατροπή της μάζας σε ενέργεια.

Ο ήλιος δεν έχει μια συμπαγή επιφάνεια όπως ο φλοιός της γης - ακόμη και αν ακυρώσουμε τις ακραίες θερμοκρασίες, δεν θα μπορούσατε να σταθείτε στον ήλιο. Αντ 'αυτού, ο ήλιος αποτελείται από επτά διαφορετικά στρώματαπλάσμα αίματος​.

Το πλάσμα είναι η τέταρτη, πιο ενεργητική κατάσταση της ύλης. Ζεσταίνουμε τον πάγο (στερεό) και λιώνει σε νερό (υγρό). Συνεχίστε να το θερμαίνετε και αλλάζει ξανά σε υδρατμούς (αέριο).

Αν συνεχίσετε να θερμαίνετε αυτό το αέριο, θα γίνει πλάσμα. Το πλάσμα είναι ένα σύννεφο ατόμων, όπως ένα αέριο, αλλά έχει εγχυθεί με τόση ενέργεια που ήτανιονισμένο. Δηλαδή, τα άτομα του έχουν φορτιστεί ηλεκτρικά με το ότι τα ηλεκτρόνια τους χτυπούνται χαλαρά από τις συνήθεις τροχιές τους.

Ο μετασχηματισμός από αέριο σε πλάσμα αλλάζει τις ιδιότητες μιας ουσίας και τα φορτισμένα σωματίδια απελευθερώνουν συχνά ενέργεια ως φως. Τα φωτεινά σημάδια νέον, στην πραγματικότητα, είναι γυάλινοι σωλήνες γεμάτοι με αέριο νέον - όταν ένα ηλεκτρικό ρεύμα διέρχεται μέσω του σωλήνα, προκαλεί το αέριο να μετατραπεί σε λαμπερό πλάσμα.

Η σφαιρική δομή του ήλιου είναι αποτέλεσμα δύο συνεχώς ανταγωνιστικών δυνάμεων:βαρύτητααπό την πυκνή μάζα στο κέντρο του ήλιου προσπαθώντας να τραβήξει όλο το πλάσμα του προς τα μέσα έναντι της ενέργειας από την πυρηνική σύντηξη που λαμβάνει χώρα στον πυρήνα, προκαλώντας την επέκταση του πλάσματος.

Ο ήλιος αποτελείται από επτά στρώσεις: τρία εσωτερικά και τέσσερα εξωτερικά. Είναι, από το κέντρο προς τα έξω:

1. Πυρήνας
2. Ακτινοβολική ζώνη
3. Αγωγική ζώνη
4. Photosphere
5. Χρωμόσφαιρα
6. Περιοχή μετάβασης
7. Στέμμα

Έχουμε μιλήσει για το πυρήναςήδη πολλά? είναι εκεί που λαμβάνει χώρα η σύντηξη. Όπως θα περίμενε κανείς, εκεί θα βρείτε την υψηλότερη θερμοκρασία στον ήλιο: περίπου 27.000.000.000 (27 εκατομμύρια) βαθμούς Φαρενάιτ.

οακτινοβολητική ζώνη, μερικές φορές ονομάζεται ζώνη «ακτινοβολίας», όπου η ενέργεια από τον πυρήνα ταξιδεύει προς τα έξω κυρίως ως ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.

ο μεταγωγική ζώνη, γνωστή ως ζώνη μεταφοράς, είναι όπου η ενέργεια μεταφέρεται κυρίως από ρεύματα στο πλάσμα της στρώσης. Σκεφτείτε πώς οι ατμοί από ένα δοχείο ζέσεως μεταφέρουν θερμότητα από τον καυστήρα στον αέρα πάνω από τη σόμπα και θα έχετε τη σωστή ιδέα.

Η «επιφάνεια» του ήλιου, έτσι ώστε να είναι, είναι η φωτοσφαιρα. Αυτό βλέπουμε όταν κοιτάζουμε τον ήλιο. Η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που εκπέμπεται από αυτό το στρώμα είναι ορατή στο γυμνό μάτι ως φως και είναι τόσο φωτεινή που κρύβει τα λιγότερο πυκνά εξωτερικά στρώματα από την θέα.

οχρωμόσφαιραείναι πιο ζεστό από τη φωτοσφαιρική, αλλά δεν είναι τόσο ζεστό όσο η κορώνα. Η θερμοκρασία του προκαλεί το υδρογόνο να εκπέμπει κοκκινωπό φως. Είναι συνήθως αόρατο, αλλά μπορεί να θεωρηθεί ως μια κοκκινωπή λάμψη που περιβάλλει τον ήλιο όταν μια συνολική έκλειψη κρύβει τη φωτοσφαίριση.

οζώνη μετάβασηςείναι ένα λεπτό στρώμα όπου οι θερμοκρασίες μετατοπίζονται δραματικά από τη χρωμόσφαιρα στην κορώνα. Είναι ορατό σε τηλεσκόπια που μπορούν να ανιχνεύσουν υπεριώδες (UV) φως.

Τέλος, το στέμμαείναι το πιο απομακρυσμένο στρώμα του ήλιου και είναι εξαιρετικά ζεστό - εκατοντάδες φορές πιο ζεστό από τη φωτοσφαίρα - αλλά αόρατο με γυμνό μάτι εκτός από μια ολική έκλειψη, όταν εμφανίζεται ως μια λεπτή λευκή αύρα γύρω από τον ήλιο. Ακριβώς Γιατίείναι τόσο ζεστό είναι λίγο μυστήριο, αλλά τουλάχιστον ένας παράγοντας φαίνεται να είναι «βόμβες θερμότητας»: πακέτα εξαιρετικά καυτό υλικό που επιπλέει από βαθιά στον ήλιο πριν εκραγεί και απελευθερώσει ενέργεια στο στέμμα.

Όπως μπορεί να σας πει ο καθένας που είχε ποτέ ηλιακό έγκαυμα, τα αποτελέσματα του ήλιου εκτείνονται πολύ πέρα ​​από την κορώνα. Στην πραγματικότητα, η κορώνα είναι τόσο ζεστή και μακριά από τον πυρήνα που η βαρύτητα του ήλιου δεν μπορεί να κρατήσει το υπερθερμαινόμενο πλάσμα - φορτισμένα σωματίδια ρέουν στο διάστημα ως σταθεράηλιακός άνεμος​.

Παρά το απίστευτο μέγεθος του ήλιου, τελικά θα εξαντληθεί το υδρογόνο που χρειάζεται για να διατηρήσει τον πυρήνα σύντηξης. Ο ήλιος έχει προβλεπόμενη συνολική διάρκεια ζωής περίπου 10 δισεκατομμυρίων ετών. Γεννήθηκε περίπου 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια πριν, οπότε υπάρχει αρκετός καιρός πριν να εξαντληθεί, αλλά θα φύγει.

Ο ήλιος εκπέμπει περίπου 3,846 × 10²⁶ J ενέργειας κάθε μέρα. Με αυτήν τη γνώση, μπορούμε να εκτιμήσουμε πόση μάζα πρέπει να μετατρέπεται ανά δευτερόλεπτο. Θα σας εξοικονομήσουμε περισσότερα μαθηματικά για τώρα. βγαίνει σε περίπου 4,27 × 10⁹ κιλόανά δευτερόλεπτο. Σε μόλις τρία δευτερόλεπτα, ο ήλιος καταναλώνει περίπου τόσο μεγάλη μάζα όσο αποτελεί τη Μεγάλη Πυραμίδα της Γκίζας, δύο φορές.

Όταν εξαντλείται υδρογόνο, θα αρχίσει να χρησιμοποιεί τα βαρύτερα στοιχεία του για σύντηξη - ένα πτητικό διαδικασία που θα την κάνει να επεκταθεί έως και 100 φορές το τρέχον μέγεθός της, ενώ παράγει μεγάλο μέρος της μάζας της χώρος. Όταν εξαντλήσει τελικά το καύσιμο του, θα αφήσει πίσω του ένα μικρό, εξαιρετικά πυκνό αντικείμενο που ονομάζεται αάσπρος νάνος, για το μέγεθος της Γης μας, αλλά πολλές, πολλές φορές πιο πυκνές.