¿Qué gases componen el sol?

Nuestro sol, como cualquier otra estrella, es una bola gigantesca de plasma brillante. Es un reactor termonuclear autosuficiente que proporciona la luz y el calor que nuestro planeta necesita para sostener la vida, mientras que su gravedad nos impide (y al resto del sistema solar) girar hacia las profundidades espacio.

El sol contiene varios gases y otros elementos que emiten radiación electromagnética, lo que permite a los científicos estudiar el sol a pesar de no poder acceder a muestras físicas.

TL; DR (demasiado largo; No leí)

Los gases más comunes en el sol, en masa, son: hidrógeno (alrededor del 70 por ciento, helio (alrededor del 28 por ciento), carbono, nitrógeno y oxígeno (juntos alrededor del 1,5 por ciento). El resto de la masa del sol (0,5 por ciento) está formado por una mezcla de trazas de otros elementos, incluidos, entre otros, neón, hierro, silicio, magnesio y azufre.

Dos elementos constituyen la inmensa mayoría de la materia solar, en masa: hidrógeno (alrededor del 70 por ciento) y helio (alrededor del 28 por ciento). Tenga en cuenta que si ve números diferentes, no se preocupe; probablemente esté viendo estimaciones según el número total de átomos individuales. Vamos en masa porque es más fácil pensar en ello.

El siguiente 1,5 por ciento de la masa es una mezcla de carbono, nitrógeno y oxígeno. El 0,5 por ciento final es una cornucopia de elementos más pesados, que incluyen, entre otros: neón, hierro, silicio, magnesio y azufre.

Quizás se esté preguntando cómo, exactamente sabemos qué forma el sol. Después de todo, ningún ser humano ha estado allí y ninguna nave espacial ha traído muestras de materia solar. El sol, sin embargo, baña constantemente la tierra enradiación electromagnéticay partículas liberadas por su núcleo impulsado por fusión.

Cada elemento absorbe ciertas longitudes de onda de radiación electromagnética (es decir, luz) e igualmente emite ciertas longitudes de onda cuando se calienta. En 1802, el científico William Hyde Wollaston notó que la luz solar que atravesaba un prisma producía el espectro del arco iris esperado, pero con notables líneas oscuras dispersas aquí y allá.

Para ver mejor este fenómeno, el óptico Joseph von Fraunhofer inventó el primer espectrómetro: básicamente un prisma mejorado, que difunde aún más las diferentes longitudes de onda de la luz solar, haciéndolas más fáciles para ver. También hizo que fuera más fácil ver que las líneas oscuras de Wollaston no eran un truco o una ilusión, parecían ser una característica de la luz solar.

Los científicos descubrieron que esas líneas oscuras (ahora llamadas líneas de Fraunhofer) correspondían a las longitudes de onda específicas de la luz absorbida por ciertos elementos como el hidrógeno, el calcio y el sodio. Por lo tanto, esos elementos deben estar presentes en las capas externas del sol, absorbiendo parte de la luz que emite el núcleo.

Con el tiempo, los métodos de detección cada vez más sofisticados nos han permitido cuantificar la salida del sol: electromagnética radiación en todas sus formas (rayos X, ondas de radio, ultravioleta, infrarrojos, etc.) y el flujo de partículas subatómicas como neutrinos. Al medir lo que libera el sol y lo que absorbe, hemos logrado una comprensión muy profunda de la composición del sol desde lejos.

¿Notaste algún patrón en los materiales que componen el sol? El hidrógeno y el helio son los dos primeros elementos de la tabla periódica: el más simple y el más ligero. Cuanto más pesado y complejo es un elemento, menos lo encontramos en el sol.

Esta tendencia de cantidades decrecientes a medida que pasamos de elementos más ligeros / simples a más pesados ​​/ complejos refleja cómo nacen las estrellas y su papel único en nuestro universo.

Inmediatamente después del Big Bang, el universo no era más que una nube densa y caliente de partículas subatómicas. Fueron necesarios casi 400.000 años de enfriamiento y expansión para que estas partículas se juntaran en una forma que reconoceríamos como el primer átomo, el hidrógeno.

Durante mucho tiempo, el universo estuvo dominado por átomos de hidrógeno y helio que pudieron formarse espontáneamente dentro de la sopa subatómica primordial. Lentamente, estos átomos comienzan a formar agregaciones sueltas.

Estas agregaciones ejercían una mayor gravedad, por lo que siguieron creciendo, atrayendo más material de las cercanías. Después de aproximadamente 1,6 millones de años, algunas de estas agregaciones se hicieron tan grandes que la presión y el calor en sus centros fueron suficientes para iniciar la fusión termonuclear, y nacieron las primeras estrellas.

Aquí está la clave de la fusión nuclear: aunque se requiere una enorme cantidad de energía para comenzar, el procesolanzamientosenergía.

Considere la creación de helio a través de la fusión de hidrógeno: dos núcleos de hidrógeno y dos neutrones se combinan para formar una un solo átomo de helio, pero el helio resultante tiene en realidad un 0,7% menos de masa que los materiales de partida. Como saben, la materia no se puede crear ni destruir, por lo que la masa debe haber ido a alguna parte. De hecho, se transformó en energía, según la ecuación más famosa de Einstein:

En el cual mies energía en julios (J),metroes kilogramos de masa (kg) yCes la velocidad de la luz en metros / segundo (m / s) - una constante. Podrías poner la ecuación en un lenguaje sencillo como:

​​energía (julios) = masa (kilogramos) × velocidad de la luz (metros / segundo)²​

La velocidad de la luz es de aproximadamente 300.000.000 metros / segundo, lo que significaC²tiene un valor de aproximadamente 90,000,000,000,000,000 - eso es noventacuatrillón- metros²/second². Normalmente, cuando se trata de números tan grandes, los pondría en notación científica para ahorrar espacio, pero aquí es útil para ver con cuántos ceros está tratando.

Como puede imaginar, incluso un pequeño número multiplicado pornoventa cuatrillonesva a terminar siendo muy grande. Ahora, veamos un solo gramo de hidrógeno. Para asegurarnos de que la ecuación nos dé una respuesta en julios, expresaremos esta masa como 0,001 kilogramos; las unidades son importantes. Entonces, si ingresa estos valores para la masa y la velocidad de la luz:

Eso está cerca de la cantidad de energía liberada por la bomba nuclear lanzada sobre Nagasaki contenida en un solo gramo del elemento más pequeño y ligero. En pocas palabras: el potencial de generación de energía mediante la conversión de masa en energía a través de la fusión es alucinante.

Es por eso que los científicos e ingenieros han estado tratando de encontrar una forma de crear un reactor de fusión nuclear aquí en la Tierra. Todos nuestros reactores nucleares funcionan hoy a través de Fisión nuclear, que divide los átomos en elementos más pequeños, pero es un proceso mucho menos eficiente para convertir masa en energía.

El sol no tiene una superficie sólida como la corteza terrestre; incluso dejando a un lado las temperaturas extremas, no puedes pararte sobre el sol. En cambio, el sol está formado por siete capas distintas deplasma​.

El plasma es el cuarto estado de la materia, el más energético. Caliente el hielo (sólido) y se derrite en agua (líquido). Continúe calentándolo y volverá a convertirse en vapor de agua (gas).

Sin embargo, si sigue calentando ese gas, se convertirá en plasma. El plasma es una nube de átomos, como un gas, pero se le ha infundido tanta energía que ha sidoionizado. Es decir, sus átomos se han cargado eléctricamente al perder sus electrones de sus órbitas habituales.

La transformación de gas a plasma cambia las propiedades de una sustancia y las partículas cargadas a menudo liberan energía en forma de luz. Los letreros de neón que brillan intensamente, de hecho, son tubos de vidrio llenos de un gas de neón; cuando una corriente eléctrica pasa a través del tubo, hace que el gas se transforme en un plasma brillante.

La estructura esférica del sol es el resultado de dos fuerzas en constante competencia:gravedadde la masa densa en el centro del sol que intenta sacar todo su plasma hacia adentro versus la energía de la fusión nuclear que tiene lugar en el núcleo, lo que hace que el plasma se expanda.

El sol está formado por siete capas: tres internas y cuatro externas. Son, desde el centro hacia afuera:

1. Centro
2. Zona radiativa
3. Zona convectiva
4. Fotosfera
5. Atmósfera
6. Región de transición
7. Corona

Hemos hablado de la centroya mucho; es donde tiene lugar la fusión. Como era de esperar, es donde encontrará la temperatura más alta del sol: unos 27.000.000.000 (27 millones) de grados Fahrenheit.

Lazona radiativa, a veces llamada zona de “radiación”, es donde la energía del núcleo viaja hacia afuera principalmente como radiación electromagnética.

La zona convectiva, también conocida como zona de "convección", es donde la energía es transportada principalmente por corrientes dentro del plasma de la capa. Piense en cómo el vapor de una olla hirviendo lleva el calor del quemador al aire sobre la estufa, y tendrá la idea correcta.

La "superficie" del sol, tal que es, es la fotosfera. Esto es lo que vemos cuando miramos al sol. La radiación electromagnética emitida por esta capa es visible a simple vista como luz y es tan brillante que oculta las capas externas menos densas de la vista.

Laatmósferaes más caliente que la fotosfera, pero no tan caliente como la corona. Su temperatura hace que el hidrógeno emita una luz rojiza. Suele ser invisible, pero puede verse como un resplandor rojizo que rodea al sol cuando un eclipse total oculta la fotosfera.

Lazona de transiciónes una capa delgada donde las temperaturas cambian drásticamente de la cromosfera a la corona. Es visible para telescopios que pueden detectar luz ultravioleta (UV).

Finalmente, el coronaes la capa más externa del sol y es extremadamente caliente, cientos de veces más caliente que la fotosfera, pero invisible a simple vista excepto durante un eclipse total, cuando aparece como un aura blanca delgada alrededor del sol. Exactamente por quéhace tanto calor es un misterio, pero al menos un factor parece ser "bombas de calor": paquetes de material extremadamente caliente que flota desde las profundidades del sol antes de explotar y liberar energía en el corona.

Como puede decirle cualquiera que haya tenido una quemadura solar, los efectos del sol se extienden mucho más allá de la corona. De hecho, la corona es tan caliente y distante del núcleo que la gravedad del sol no puede retener el plasma sobrecalentado: las partículas cargadas fluyen hacia el espacio como una constante.viento solar​.

A pesar del increíble tamaño del sol, eventualmente se quedará sin el hidrógeno que necesita para sostener su núcleo de fusión. El sol tiene una vida útil total prevista de alrededor de 10 mil millones de años. Nació hace unos 4.600 millones de años, por lo que pasará bastante tiempo antes de que se consuma, pero lo hará.

El sol irradia aproximadamente 3.846 × 10²⁶ J de energía todos los días. Con ese conocimiento, podemos estimar cuánta masa debe convertir por segundo. Le ahorraremos más matemáticas por ahora; sale alrededor de 4.27 × 10⁹ kgpor segundo. En solo tres segundos, el sol consume aproximadamente la misma masa que forma la Gran Pirámide de Giza, dos veces.

Cuando se quede sin hidrógeno, comenzará a utilizar sus elementos más pesados ​​para la fusión: un volátil proceso que hará que se expanda a 100 veces su tamaño actual mientras arroja gran parte de su masa en espacio. Cuando finalmente agota su combustible, dejará un objeto pequeño y extremadamente denso llamadoenano blanco, aproximadamente del tamaño de nuestra Tierra pero muchas, muchas veces más densa.