Mitkä kaasut muodostavat auringon?

Aurinkomme, kuten kaikki muutkin tähdet, on jättimäinen hehkuvan plasman pallo. Se on itsensä ylläpitävä lämpöydinreaktori, joka tarjoaa planeettamme tarvitseman valon ja lämmön ylläpitää elämää, kun taas sen painovoima estää meitä (ja muuta aurinkokuntaa) pyörimästä syvälle tilaa.

Aurinko sisältää useita kaasuja ja muita elementtejä, jotka lähettävät sähkömagneettista säteilyä, jolloin tutkijat voivat tutkia aurinkoa, vaikka heillä ei ole pääsyä fyysisiin näytteisiin.

TL; DR (liian pitkä; Ei lukenut)

Yleisimmät auringossa esiintyvät kaasut ovat massaa: vety (noin 70 prosenttia, helium (noin 28 prosenttia), hiili, typpi ja happi (yhdessä noin 1,5 prosenttia). Loput aurinkomassasta (0,5 prosenttia) koostuu seoksesta, jossa on pieniä määriä muita alkuaineita, mukaan lukien, mutta ei rajoittuen, neon, rauta, pii, magnesium ja rikki.

Kaksi elementtiä muodostaa ylivoimaisen osan auringon aineesta massasta: vety (noin 70 prosenttia) ja helium (noin 28 prosenttia). Huomaa, että jos näet erilaisia ​​numeroita, älä tuskaile; näet todennäköisesti arvioita yksittäisten atomien kokonaismäärän mukaan. Menemme joukkoon, koska sitä on helpompi ajatella.

Seuraavat 1,5 prosenttia massasta on sekoitus hiiltä, ​​typpeä ja happea. Lopullinen 0,5 prosenttia on runsaampien alkuaineiden, mukaan lukien, mutta ei rajoittuen, neon, rauta, pii, magnesium ja rikki.

Saatat miettiä, kuinka tiedämme tarkalleen, mistä aurinko koostuu. Loppujen lopuksi kukaan ihminen ei ole koskaan ollut siellä, eikä mikään avaruusalus ole koskaan tuonut takaisin näytteitä aurinkoaineesta. Aurinko kuitenkin kylvää maata jatkuvastielektromagneettinen säteilyja hiukkaset, joita sen fuusiokäyttöinen ydin vapauttaa.

Jokainen elementti absorboi tietyt aallonpituudet sähkömagneettista säteilyä (ts. Valoa) ja lähettää samalla tiettyjä aallonpituuksia kuumennettaessa. Vuonna 1802 tiedemies William Hyde Wollaston huomasi, että prisman läpi kulkeva auringonvalo tuotti odotetun sateenkaaren spektrin, mutta huomattavia tummia viivoja hajallaan täällä ja siellä.

Saadakseen paremman kuvan tästä ilmiöstä, optikko Joseph von Fraunhofer keksi ensimmäisen spektrometrin - pohjimmiltaan parannettu prisma - joka levittää auringonvalon eri aallonpituudet entistä enemmän ja helpottaa niitä nähdä. Se helpotti myös sen ymmärtämistä, että Wollastonin tummat viivat eivät olleet temppuja tai harhoja - ne näyttivät olevan auringonvalon piirre.

Tutkijat selvittivät, että nuo tummat viivat (nyt nimeltään Fraunhofer-viivat) vastasivat tiettyjen alkuaineiden, kuten vety, kalsium ja natrium, absorboimia valon erityisiä aallonpituuksia. Siksi näiden elementtien on oltava läsnä auringon ulkokerroksissa absorboimaan osan ytimen lähettämästä valosta.

Ajan myötä yhä kehittyneemmät havaintomenetelmät ovat antaneet meille mahdollisuuden kvantifioida auringon lähtö: sähkömagneettinen säteily kaikissa muodoissaan (röntgensäteet, radioaallot, ultravioletti, infrapuna ja niin edelleen) ja subatomisten hiukkasten neutriinot. Mittaamalla, mitä aurinko vapauttaa ja mitä se absorboi, olemme rakentaneet hyvin perusteellisen käsityksen auringon koostumuksesta kaukaa.

Huomasitko sattumanvaraisesti materiaaleja, jotka muodostavat auringon? Vety ja helium ovat jaksollisen taulukon kaksi ensimmäistä elementtiä: yksinkertaisin ja kevyin. Mitä raskaampi ja monimutkaisempi elementti on, sitä vähemmän löydämme auringosta.

Tämä suuntaus laskeviin määriin siirtyessä kevyemmistä / yksinkertaisemmista raskaampiin / monimutkaisempiin elementteihin heijastaa sitä, kuinka tähdet syntyvät ja niiden ainutlaatuisen roolin maailmankaikkeudessamme.

Välittömästi alkuräjähdyksen jälkeen maailmankaikkeus ei ollut muuta kuin kuuma, tiheä subatomisten hiukkasten pilvi. Kestää melkein 400 000 vuotta jäähdytystä ja laajenemista, ennen kuin nämä hiukkaset muodostuvat yhdessä muodossa, jonka tunnistaisimme ensimmäiseksi atomiksi, vedyksi.

Pitkään universumia hallitsivat vety- ja heliumatomit, jotka kykenivät muodostumaan spontaanisti alkusubatomisessa keitossa. Hitaasti nämä atomit alkavat muodostaa irtonaisia ​​aggregaatteja.

Näillä yhdistelmillä oli suurempi painovoima, joten ne jatkoivat kasvuaan vetämällä lisää materiaalia läheltä. Noin 1,6 miljoonan vuoden kuluttua jotkut näistä yhdistelmistä kasvoivat niin suuriksi, että niiden keskuksissa oleva paine ja lämpö olivat riittäviä lämpöydinfuusion käynnistämiseksi, ja ensimmäiset tähdet syntyivät.

Tässä on ydinfuusion avainasia: vaikka aloittaminen vaatii valtavan määrän energiaa, prosessi itse asiassajulkaisutenergiaa.

Harkitse heliumin muodostumista vetyfuusion kautta: Kaksi vetyydintä ja kaksi neutronia yhdistyvät muodostaen a yksittäinen heliumiatomi, mutta tuloksena olevan heliumin massa on itse asiassa 0,7 prosenttia pienempi kuin lähtöaineilla. Kuten tiedät, ainetta ei voida luoda eikä tuhota, joten sen massan on täytynyt mennä jonnekin. Itse asiassa se muuttui energiaksi Einsteinin tunnetuimman yhtälön mukaan:

Jossa Eon energia jouleina (J),mon massakiloja (kg) jacon valon nopeus metreinä / sekunti (m / s) - vakio. Voit laittaa yhtälön tavalliseen englantiin seuraavasti:

​​energia (joulea) = massa (kilogrammaa) × valon nopeus (metriä / sekunti)²​

Valon nopeus on noin 300 000 000 metriä sekunnissa, mikä tarkoittaac²arvo on noin 90 000 000 000 000 000 - se on 90kvadriljoonaa- metriä²/second². Normaalisti käsitellessäsi näin suuria lukuja, sinun tulisi laittaa ne tieteelliseen notaatioon säästääksesi tilaa, mutta tässä on hyödyllistä nähdä, kuinka monta nollaa sinulla on.

Kuten voitte kuvitella, jopa pieni luku kerrottunayhdeksänkymmentä kvadriljoonaaon tulossa erittäin suuri. Tarkastellaan nyt yhtä grammaa vetyä. Varmistaaksemme, että yhtälö antaa meille vastauksen jouleina, ilmaisemme tämän massan 0,001 kilogrammana - yksiköt ovat tärkeitä. Joten jos liität nämä valon massan ja nopeuden arvot:

Se on lähellä Nagasakiin pudotetun ydinpommin vapauttamaa energiamäärää yhden gramman pienimmässä, kevyimmässä elementissä. Bottom line: Mahdollisuus energiantuotantoon muuntamalla massa energiaksi fuusion avulla on hämmästyttävää.

Siksi tutkijat ja insinöörit ovat yrittäneet selvittää tapaa luoda ydinfuusioreaktori täällä maan päällä. Kaikki ydinreaktorimme toimivat tänään ydinfissio, joka jakaa atomit pienemmiksi elementeiksi, mutta on paljon vähemmän tehokas prosessi massan muuttamiseksi energiaksi.

Auringolla ei ole kiinteää pintaa kuin maankuorta - vaikka äärimmäiset lämpötilat olisikin syrjässä, et voisi seistä auringossa. Sen sijaan aurinko koostuu seitsemästä erillisestä kerroksestaplasma​.

Plasma on aineen neljäs, energeettisin tila. Kuumenna jää (kiinteä) ja se sulaa vedeksi (nestemäiseksi). Lämmitä sitä edelleen, ja se muuttuu jälleen vesihöyryksi (kaasuksi).

Jos jatkat sen kaasun lämmittämistä, siitä tulee kuitenkin plasmaa. Plasma on atomien pilvi, kuten kaasu, mutta siihen on syötetty niin paljon energiaa kuin se on ollutionisoitu. Toisin sanoen sen atomit ovat varautuneet sähköisesti, kun heidän elektroninsa on lyöty irti tavallisista kiertoradoistaan.

Muutos kaasusta plasmaksi muuttaa aineen ominaisuuksia, ja varatut hiukkaset vapauttavat energiaa usein valona. Hehkuvat neonmerkit ovat itse asiassa neonkaasulla täytettyjä putkia - kun sähkövirta viedään putken läpi, se saa kaasun muuttumaan hehkuvaksi plasmaksi.

Auringon pallomainen rakenne on seurausta kahdesta jatkuvasti kilpailevasta voimasta:painovoimaauringon keskellä olevasta tiheästä massasta, joka yrittää vetää kaiken plasman sisäänpäin verrattuna ytimessä tapahtuvan ydinfuusion energiaan, mikä saa plasman laajenemaan.

Aurinko koostuu seitsemästä kerroksesta: kolmesta sisäisestä ja neljästä ulkoisesta. Ne ovat keskeltä ulospäin:

1. Ydin
2. Säteilyalue
3. Konvektiivialue
4. Fotosfääri
5. Kromosfääri
6. Siirtymäalue
7. Corona

Olemme puhuneet ydinpaljon jo; siellä tapahtuu fuusio. Kuten voit odottaa, sieltä löydät korkeimman lämpötilan auringossa: noin 27 000 000 000 (27 miljoonaa) Fahrenheit-astetta.

säteilyvyöhyke, joskus kutsutaan "säteily" -vyöhykkeeksi, missä ytimen energia kulkee ulospäin ensisijaisesti sähkömagneettisena säteilynä.

konvektiivialue, eli "konvektio" -vyöhyke, on paikka, jossa energia kulkeutuu ensisijaisesti kerroksen plasmassa olevilla virtauksilla. Ajattele, kuinka kiehuvan kattilan höyry kuljettaa lämpöä polttimesta kiukaan yläpuolelle ilmaan, ja sinulla on oikea idea.

Auringon "pinta", sellaisena kuin se on, on fotosfääri. Tämän näemme katsellessamme aurinkoa. Tämän kerroksen lähettämä sähkömagneettinen säteily näkyy paljaalla silmällä valona, ​​ja se on niin kirkas, että se piilottaa vähemmän tiheät ulkokerrokset näkyvistä.

kromosfäärion kuumempaa kuin fotosfääri, mutta se ei ole niin kuuma kuin korona. Sen lämpötila saa vetyä lähettämään punertavaa valoa. Se on yleensä näkymätön, mutta se voidaan nähdä punaisena hehkuna, joka ympäröi aurinkoa, kun täydellinen pimennys piilottaa fotosfäärin.

siirtymäalueon ohut kerros, jossa lämpötilat siirtyvät dramaattisesti kromosfääristä koroon. Se näkyy kaukoputkille, jotka voivat havaita ultraviolettivalon (UV).

Lopuksi koronaon uloin aurinkokerros ja on erittäin kuuma - satoja kertoja kuumempi kuin fotosfääri - mutta paljaalle silmälle näkymätön paitsi täydellisen pimennyksen aikana, jolloin se näkyy ohuena valkoisena aurana auringon ympäri. Tarkalleen miksiniin kuuma on vähän mysteeri, mutta ainakin yksi tekijä näyttää olevan "lämpöpommit": paketteja erittäin kuuma materiaali, joka kelluu ylös auringosta ennen räjähtämistä ja vapauttaa energiaa korona.

Kuten kuka tahansa, jolla on koskaan ollut auringonpolttama, voi kertoa sinulle, auringon vaikutukset ulottuvat paljon koronan ulkopuolelle. Itse asiassa korona on niin kuuma ja kaukana ytimestä, että auringon painovoima ei voi pitää kiinni ylikuumentuneesta plasmasta - varatut hiukkaset virtaavat avaruuteen vakionaaurinkotuuli​.

Huolimatta auringon uskomattomasta koosta, se lopulta loppuu vedestä, jota se tarvitsee fuusioytimensä ylläpitämiseksi. Auringon arvioitu kokonaiselinaika on noin 10 miljardia vuotta. Se syntyi noin 4,6 miljardia vuotta sitten, joten on vielä jonkin aikaa ennen kuin se palaa, mutta se tulee.

Aurinko säteilee arviolta 3,846 × 10²⁶ J energiaa joka päivä. Tämän tiedon avulla voimme arvioida, kuinka paljon massaa sen on muutettava sekunnissa. Säästämme sinulle lisää matematiikkaa toistaiseksi; se tulee noin 4,27 × 10⁹ kgsekunnissa. Vain kolmessa sekunnissa aurinko kuluttaa suunnilleen yhtä paljon massaa kuin kahdesti yli Gizan suuren pyramidin.

Kun vety loppuu, se alkaa käyttää raskaampia elementtejä fuusiolle - haihtuvaa prosessi, joka saa sen laajentumaan 100-kertaiseksi nykyisestä koostaan ​​samalla kun se levittää suuren osan massastaan tilaa. Kun se lopulta kuluttaa polttoainettaan, se jättää taakseen pienen, erittäin tiheän esineen, jota kutsutaan avalkoinen kääpiö, suunnilleen maapallomme kokoinen, mutta monta, monta kertaa tiheämpi.