Gas Apa yang Membuat Matahari?

Matahari kita, seperti setiap bintang lainnya, adalah bola raksasa plasma bercahaya. Ini adalah reaktor termonuklir mandiri yang menyediakan cahaya dan panas yang dibutuhkan planet kita menopang kehidupan, sementara gravitasinya membuat kita (dan seluruh tata surya) tidak berputar ke dalam ruang.

Matahari mengandung beberapa gas dan elemen lain yang mengeluarkan radiasi elektromagnetik, memungkinkan para ilmuwan untuk mempelajari matahari meskipun tidak dapat mengakses sampel fisik.

TL; DR (Terlalu Panjang; Tidak Membaca)

Gas yang paling umum di matahari, berdasarkan massa, adalah: hidrogen (sekitar 70 persen, helium (sekitar 28 persen), karbon, nitrogen dan oksigen (bersama-sama sekitar 1,5 persen). Sisa massa matahari (0,5 persen) terdiri dari campuran sejumlah elemen lain, termasuk namun tidak terbatas pada neon, besi, silikon, magnesium, dan belerang.

Dua elemen membentuk sebagian besar materi matahari, berdasarkan massa: hidrogen (sekitar 70 persen) dan helium (sekitar 28 persen). Catatan, jika Anda melihat nomor yang berbeda, jangan khawatir; Anda mungkin melihat perkiraan berdasarkan jumlah total atom individu. Kami pergi secara massal karena lebih mudah untuk dipikirkan.

1,5 persen berikutnya dari massa adalah campuran karbon, nitrogen dan oksigen 0,5 persen terakhir adalah tumpah ruah dari unsur-unsur yang lebih berat, termasuk tetapi tidak terbatas pada: neon, besi, silikon, magnesium dan belerang.

Anda mungkin bertanya-tanya bagaimana tepatnya kita tahu apa yang membentuk matahari. Lagi pula, tidak ada manusia yang pernah ke sana dan tidak ada pesawat ruang angkasa yang pernah membawa kembali sampel materi matahari. Matahari, bagaimanapun, terus-menerus memandikan bumiradiasi elektromagnetikdan partikel yang dilepaskan oleh inti bertenaga fusinya.

Setiap elemen menyerap panjang gelombang tertentu dari radiasi elektromagnetik (yaitu, cahaya), dan juga memancarkan panjang gelombang tertentu ketika dipanaskan. Pada tahun 1802, ilmuwan William Hyde Wollaston memperhatikan bahwa sinar matahari yang melewati prisma menghasilkan spektrum pelangi yang diharapkan, tetapi dengan garis-garis gelap yang mencolok tersebar di sana-sini.

Untuk melihat lebih baik fenomena ini, ahli kacamata Joseph von Fraunhofer, menemukan spektrometer pertama – pada dasarnya prisma yang ditingkatkan – yang menyebarkan panjang gelombang sinar matahari yang berbeda lebih jauh, membuatnya lebih mudah untuk melihat. Itu juga membuat lebih mudah untuk melihat bahwa garis-garis gelap Wollaston bukanlah tipuan atau ilusi – mereka tampaknya merupakan ciri dari sinar matahari.

Para ilmuwan menemukan bahwa garis-garis gelap itu (sekarang disebut garis Fraunhofer) berhubungan dengan panjang gelombang cahaya tertentu yang diserap oleh unsur-unsur tertentu seperti hidrogen, kalsium, dan natrium. Oleh karena itu, unsur-unsur tersebut harus ada di lapisan luar matahari, menyerap sebagian cahaya yang dipancarkan oleh inti.

Seiring waktu, metode deteksi yang semakin canggih memungkinkan kita untuk mengukur output dari matahari: elektromagnetik radiasi dalam segala bentuknya (sinar-X, gelombang radio, ultraviolet, inframerah dan sebagainya) dan aliran partikel subatomik seperti neutrino. Dengan mengukur apa yang dilepaskan matahari dan apa yang diserapnya, kami telah membangun pemahaman yang sangat menyeluruh tentang komposisi matahari dari jauh.

Apakah Anda memperhatikan adanya pola pada bahan yang membentuk matahari? Hidrogen dan helium adalah dua elemen pertama pada tabel periodik: yang paling sederhana dan paling ringan. Semakin berat dan kompleks suatu elemen, semakin sedikit yang kita temukan di matahari.

Tren penurunan jumlah saat kita berpindah dari elemen yang lebih ringan/sederhana ke elemen yang lebih berat/lebih kompleks mencerminkan bagaimana bintang dilahirkan dan peran uniknya di alam semesta kita.

Segera setelah Big Bang, alam semesta tidak lebih dari awan padat partikel subatomik yang panas. Butuh hampir 400.000 tahun pendinginan dan perluasan partikel-partikel ini untuk bersatu dalam bentuk yang kita kenal sebagai atom pertama, hidrogen.

Untuk waktu yang lama, alam semesta didominasi oleh atom hidrogen dan helium yang mampu terbentuk secara spontan di dalam sup subatom primordial. Perlahan-lahan, atom-atom ini mulai membentuk agregasi longgar.

Agregasi ini menghasilkan gravitasi yang lebih besar, sehingga mereka terus tumbuh, menarik lebih banyak material dari dekat. Setelah sekitar 1,6 juta tahun, beberapa agregasi ini menjadi sangat besar sehingga tekanan dan panas di pusatnya cukup untuk memulai fusi termonuklir, dan bintang-bintang pertama lahir.

Inilah hal utama tentang fusi nuklir: meskipun membutuhkan energi yang sangat besar untuk memulai, prosesnya sebenarnyarilisenergi.

Pertimbangkan penciptaan helium melalui fusi hidrogen: Dua inti hidrogen dan dua neutron bergabung membentuk a atom helium tunggal, tetapi helium yang dihasilkan sebenarnya memiliki massa 0,7 persen lebih kecil daripada bahan awalnya. Seperti yang Anda ketahui, materi tidak dapat diciptakan atau dimusnahkan, sehingga massa pasti telah pergi ke suatu tempat. Bahkan, itu diubah menjadi energi, menurut persamaan Einstein yang paling terkenal:

Di mana Eadalah energi dalam joule (J),sayaadalah massa kilogram (kg) dancadalah kecepatan cahaya dalam meter/sekon (m/s) – konstanta. Anda dapat memasukkan persamaan ke dalam bahasa Inggris sederhana sebagai:

​​energi (joule) = massa (kilogram) × kecepatan cahaya (meter/sekon)²​

Kecepatan cahaya kira-kira 300.000.000 meter/detik, yang berartic²memiliki nilai sekitar 90.000.000.000.000 – itu sembilan puluh ninemilion lipat empat– meter²/second². Biasanya ketika berurusan dengan angka sebesar ini, Anda akan memasukkannya ke dalam notasi ilmiah untuk menghemat ruang, tetapi di sini berguna untuk melihat berapa banyak nol yang Anda hadapi.

Seperti yang dapat Anda bayangkan, bahkan sejumlah kecil dikalikan dengansembilan puluh kuadriliunakan berakhir sangat besar. Sekarang, mari kita lihat satu gram hidrogen. Untuk memastikan persamaan memberi kita jawaban dalam joule, kita akan menyatakan massa ini sebagai 0,001 kilogram – satuan penting. Jadi, jika Anda memasukkan nilai-nilai ini untuk massa dan kecepatan cahaya:

Itu mendekati jumlah energi yang dilepaskan oleh bom nuklir yang dijatuhkan di Nagasaki yang terkandung dalam satu gram elemen terkecil dan teringan. Intinya: Potensi pembangkitan energi dengan mengubah massa menjadi energi melalui fusi sangat membingungkan.

Inilah sebabnya mengapa para ilmuwan dan insinyur mencoba mencari cara untuk membuat reaktor fusi nuklir di Bumi. Semua reaktor nuklir kami hari ini bekerja melalui fisi nuklir, yang membagi atom menjadi elemen yang lebih kecil, tetapi merupakan proses yang jauh lebih efisien untuk mengubah massa menjadi energi.

Matahari tidak memiliki permukaan padat seperti kerak bumi – bahkan dengan mengesampingkan suhu ekstrem, Anda tidak dapat berdiri di atas matahari. Sebaliknya, matahari terdiri dari tujuh lapisan yang berbeda dariplasma​.

Plasma adalah keadaan materi keempat yang paling energik. Memanaskan es (padat), dan meleleh menjadi air (cair). Terus dipanaskan, dan itu berubah lagi menjadi uap air (gas).

Namun, jika Anda terus memanaskan gas itu, itu akan menjadi plasma. Plasma adalah awan atom, seperti gas, tetapi telah diresapi dengan begitu banyak energi sehinggaterionisasi. Artinya, atom-atomnya menjadi bermuatan listrik karena elektronnya terlepas dari orbitnya yang biasa.

Transformasi dari gas ke plasma mengubah sifat zat, dan partikel bermuatan sering melepaskan energi sebagai cahaya. Tanda-tanda neon yang bersinar, sebenarnya, adalah tabung kaca yang diisi dengan gas neon – ketika arus listrik melewati tabung, itu menyebabkan gas berubah menjadi plasma bercahaya.

Struktur bola matahari adalah hasil dari dua kekuatan yang terus bersaing:gravitasidari massa padat di pusat matahari mencoba menarik semua plasmanya ke dalam versus energi dari fusi nuklir yang terjadi di inti, menyebabkan plasma mengembang.

Matahari terdiri dari tujuh lapisan: tiga bagian dalam dan empat bagian luar. Mereka adalah, dari pusat ke luar:

1. Inti
2. Zona radiasi
3. Zona konvektif
4. Fotosfer
5. Kromosfer
6. Daerah transisi
7. Korona

Kami telah berbicara tentang intisudah banyak; itu adalah di mana fusi terjadi. Seperti yang Anda harapkan, di situlah Anda akan menemukan suhu tertinggi di matahari: sekitar 27.000.000.000 (27 juta) derajat Fahrenheit.

Ituzona radiasi, kadang-kadang disebut zona "radiasi", di mana energi dari inti bergerak keluar terutama sebagai radiasi elektromagnetik.

Itu zona konvektif, alias zona "konveksi", adalah tempat energi dibawa terutama oleh arus di dalam plasma lapisan. Pikirkan bagaimana uap dari panci mendidih membawa panas dari kompor ke udara di atas kompor, dan Anda akan memiliki ide yang tepat.

“Permukaan” matahari, sedemikian rupa, adalah fotosfer. Ini adalah apa yang kita lihat ketika kita melihat matahari. Radiasi elektromagnetik yang dipancarkan oleh lapisan ini terlihat dengan mata telanjang sebagai cahaya, dan sangat terang sehingga menyembunyikan lapisan luar yang kurang padat dari pandangan.

Itukromosferlebih panas dari fotosfer, tapi tidak sepanas korona. Suhunya menyebabkan hidrogen memancarkan cahaya kemerahan. Biasanya tidak terlihat tetapi dapat dilihat sebagai cahaya kemerahan yang mengelilingi matahari ketika gerhana total menyembunyikan fotosfer.

Ituzona transisiadalah lapisan tipis di mana suhu berubah secara dramatis dari kromosfer ke korona. Itu terlihat oleh teleskop yang dapat mendeteksi sinar ultraviolet (UV).

Akhirnya, koronaadalah lapisan terluar matahari dan sangat panas – ratusan kali lebih panas daripada fotosfer – tetapi tidak terlihat dengan mata telanjang kecuali saat gerhana total, ketika muncul sebagai aura putih tipis di sekitar matahari. Persis Mengapasangat panas adalah sedikit misteri, tetapi setidaknya satu faktor tampaknya menjadi "bom panas": paket bahan yang sangat panas yang mengapung dari jauh di bawah matahari sebelum meledak dan melepaskan energi ke dalam korona.

Siapa pun yang pernah mengalami sengatan matahari dapat memberi tahu Anda, efek matahari jauh melampaui korona. Faktanya, korona sangat panas dan jauh dari inti sehingga gravitasi matahari tidak dapat menahan plasma super panas – partikel bermuatan mengalir ke luar angkasa sebagai konstanta.angin matahari​.

Terlepas dari ukuran matahari yang luar biasa, pada akhirnya ia akan kehabisan hidrogen yang dibutuhkan untuk mempertahankan inti fusinya. Matahari diperkirakan memiliki umur total sekitar 10 miliar tahun. Itu lahir sekitar 4,6 miliar tahun yang lalu, jadi ada beberapa saat sebelum itu akan terbakar, tetapi itu akan terjadi.

Matahari memancarkan sekitar 3,846 × 10²⁶ J energi setiap hari. Dengan pengetahuan itu, kita dapat memperkirakan berapa banyak massa yang harus dikonversi per detik. Kami akan memberi Anda lebih banyak matematika untuk saat ini; hasilnya sekitar 4,27 × 10⁹ kgper detik. Hanya dalam tiga detik, matahari menghabiskan massa sebanyak yang membentuk Piramida Agung Giza, dua kali lipat.

Ketika kehabisan hidrogen, ia akan mulai menggunakan unsur-unsur yang lebih berat untuk fusi – yang mudah menguap proses yang akan membuatnya mengembang hingga 100 kali ukurannya saat ini sambil memuntahkan sebagian besar massanya ke dalam ruang. Ketika akhirnya kehabisan bahan bakarnya, ia akan meninggalkan benda kecil yang sangat padat yang disebut akatai putih, seukuran Bumi kita tetapi berkali-kali lebih padat.