Quali gas compongono il sole?

Il nostro sole, come ogni altra stella, è una gigantesca palla di plasma incandescente. È un reattore termonucleare autosufficiente che fornisce la luce e il calore di cui il nostro pianeta ha bisogno sostenere la vita, mentre la sua gravità impedisce a noi (e al resto del sistema solare) di precipitare nel profondo spazio.

Il sole contiene diversi gas e altri elementi che emettono radiazioni elettromagnetiche, consentendo agli scienziati di studiare il sole nonostante non siano in grado di accedere a campioni fisici.

TL; DR (troppo lungo; non ho letto)

I gas più comuni nel sole, in massa, sono: idrogeno (circa il 70 percento, elio (circa il 28 percento), carbonio, azoto e ossigeno (complessivamente circa l'1,5 percento). Il resto della massa del sole (0,5 percento) è costituito da una miscela di tracce di altri elementi, inclusi ma non limitati a neon, ferro, silicio, magnesio e zolfo.

Due elementi costituiscono la stragrande maggioranza della materia del sole, in massa: idrogeno (circa il 70%) ed elio (circa il 28 percento). Nota, se vedi numeri diversi, non preoccuparti; probabilmente stai vedendo stime in base al numero totale di singoli atomi. Andiamo a massa perché è più facile pensarci.

Il successivo 1,5 percento della massa è una miscela di carbonio, azoto e ossigeno L'ultimo 0,5 percento è una cornucopia di elementi più pesanti, inclusi ma non limitati a: neon, ferro, silicio, magnesio e zolfo.

Forse ti starai chiedendo come sappiamo esattamente cosa compone il sole. Dopotutto, nessun essere umano è mai stato lì e nessuna navicella spaziale ha mai riportato campioni di materia solare. Il sole, tuttavia, bagna costantemente la terraradiazioni elettromagnetichee particelle rilasciate dal suo nucleo a fusione.

Ogni elemento assorbe determinate lunghezze d'onda della radiazione elettromagnetica (cioè la luce) e allo stesso modo emette determinate lunghezze d'onda quando riscaldato. Nel 1802, lo scienziato William Hyde Wollaston notò che la luce solare che passava attraverso un prisma produceva lo spettro dell'arcobaleno previsto, ma con notevoli linee scure sparse qua e là.

Per osservare meglio questo fenomeno, l'ottico Joseph von Fraunhofer ha inventato il primo spettrometro - fondamentalmente un prisma migliorato - che diffonde ancora di più le diverse lunghezze d'onda della luce solare, rendendole più facili da vedere. Ha anche reso più facile vedere che le linee scure di Wollaston non erano un trucco o un'illusione: sembravano essere una caratteristica della luce solare.

Gli scienziati hanno scoperto che quelle linee scure (ora chiamate linee di Fraunhofer) corrispondevano alle lunghezze d'onda specifiche della luce assorbite da alcuni elementi come l'idrogeno, il calcio e il sodio. Pertanto, quegli elementi devono essere presenti negli strati esterni del sole, assorbendo parte della luce emessa dal nucleo.

Nel tempo, metodi di rilevamento sempre più sofisticati hanno permesso di quantificare l'emissione del sole: elettromagnetica radiazioni in tutte le sue forme (raggi X, onde radio, ultravioletti, infrarossi e così via) e il flusso di particelle subatomiche come neutrini. Misurando ciò che il sole rilascia e ciò che assorbe, abbiamo costruito una comprensione molto approfondita della composizione del sole da lontano.

Hai notato per caso qualche disegno nei materiali che compongono il sole? L'idrogeno e l'elio sono i primi due elementi della tavola periodica: il più semplice e il più leggero. Più un elemento è pesante e complesso, meno ne troviamo nel sole.

Questa tendenza di quantità decrescenti man mano che ci muoviamo da elementi più leggeri/semplici a elementi più pesanti/più complessi riflette il modo in cui nascono le stelle e il loro ruolo unico nel nostro universo.

All'indomani del Big Bang, l'universo non era altro che una nuvola calda e densa di particelle subatomiche. Ci sono voluti quasi 400.000 anni di raffreddamento ed espansione perché queste particelle si unissero in una forma che riconosceremmo come il primo atomo, l'idrogeno.

Per molto tempo l'universo è stato dominato da atomi di idrogeno ed elio che erano in grado di formarsi spontaneamente all'interno del brodo subatomico primordiale. Lentamente, questi atomi iniziano a formare aggregazioni sciolte.

Queste aggregazioni esercitavano una maggiore gravità, quindi continuavano a crescere, attirando più materiale dalle vicinanze. Dopo circa 1,6 milioni di anni, alcune di queste aggregazioni divennero così grandi che la pressione e il calore nei loro centri furono sufficienti per dare il via alla fusione termonucleare e nacquero le prime stelle.

Ecco la cosa fondamentale della fusione nucleare: anche se richiede un'enorme quantità di energia per iniziare, il processo in realtàrilasciaenergia.

Considera la creazione di elio tramite la fusione dell'idrogeno: due nuclei di idrogeno e due neutroni si combinano per formare a singolo atomo di elio, ma l'elio risultante ha effettivamente lo 0,7 percento in meno di massa rispetto ai materiali di partenza. Come sai, la materia non può essere né creata né distrutta, quindi quella massa deve essere andata da qualche parte. Infatti si è trasformata in energia, secondo la più famosa equazione di Einstein:

In quale Eè l'energia in joule (J),mè chilogrammi di massa (kg) ecè la velocità della luce in metri/secondo (m/s) – una costante. Potresti mettere l'equazione in inglese semplice come:

​​energia (joule) = massa (chilogrammi) × velocità della luce (metri/secondo)²​

La velocità della luce è di circa 300.000.000 metri/secondo, il che significac²ha un valore di circa 90.000.000.000.000.000 – cioè novantaquadrilioni– metri²/second². Normalmente quando si tratta di numeri così grandi, li metteresti in notazione scientifica per risparmiare spazio, ma è utile qui per vedere con quanti zeri hai a che fare.

Come puoi immaginare, anche un piccolo numero moltiplicato pernovanta quadrilionista per diventare molto grande. Ora, diamo un'occhiata a un singolo grammo di idrogeno. Per assicurarci che l'equazione ci dia una risposta in joule, esprimeremo questa massa come 0,001 chilogrammi: le unità sono importanti. Quindi, se inserisci questi valori per massa e velocità della luce:

È vicino alla quantità di energia rilasciata dalla bomba nucleare sganciata su Nagasaki contenuta in un singolo grammo dell'elemento più piccolo e leggero. In conclusione: il potenziale per la generazione di energia convertendo la massa in energia tramite la fusione è sbalorditivo.

Questo è il motivo per cui scienziati e ingegneri hanno cercato di trovare un modo per creare un reattore a fusione nucleare qui sulla Terra. Tutti i nostri reattori nucleari oggi funzionano tramite fissione nucleare, che divide gli atomi in elementi più piccoli, ma è un processo molto meno efficiente per convertire la massa in energia.

Il sole non ha una superficie solida come la crosta terrestre - anche mettendo da parte le temperature estreme, non potresti stare sul sole. Invece, il sole è composto da sette strati distinti diplasma​.

Il plasma è il quarto stato della materia, il più energetico. Riscalda il ghiaccio (solido) e si scioglie in acqua (liquido). Continua a scaldarlo e si trasforma di nuovo in vapore acqueo (gas).

Se continui a scaldare quel gas, però, diventerà plasma. Il plasma è una nuvola di atomi, come un gas, ma è stato infuso con così tanta energia che è statoionizzato. Cioè, i suoi atomi si sono caricati elettricamente facendo staccare i loro elettroni dalle loro orbite abituali.

La trasformazione da gas a plasma modifica le proprietà di una sostanza e le particelle cariche spesso rilasciano energia sotto forma di luce. Le insegne al neon luminose, infatti, sono tubi di vetro riempiti con un gas al neon: quando una corrente elettrica viene fatta passare attraverso il tubo, fa sì che il gas si trasformi in un plasma incandescente.

La struttura sferica del sole è il risultato di due forze costantemente in competizione:gravitàdalla massa densa al centro del sole cercando di tirare tutto il suo plasma verso l'interno contro l'energia dalla fusione nucleare che si svolge nel nucleo, causando l'espansione del plasma.

Il sole è composto da sette strati: tre interni e quattro esterni. Sono, dal centro verso l'esterno:

1. Nucleo
2. Zona radiativa
3. Zona convettiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Regione di transizione
7. Corona

Abbiamo parlato di nucleogià molto; è dove avviene la fusione. Come ti aspetteresti, è dove troverai la temperatura più alta del sole: circa 27.000.000.000 (27 milioni) di gradi Fahrenheit.

Ilzona radiativa, a volte chiamata la zona di "radiazione", è dove l'energia dal nucleo viaggia verso l'esterno principalmente come radiazione elettromagnetica.

Il zona convettiva, nota anche come zona di "convezione", è dove l'energia viene trasportata principalmente dalle correnti all'interno del plasma dello strato. Pensa a come il vapore di una pentola bollente trasporta il calore dal bruciatore nell'aria sopra il fornello e avrai l'idea giusta.

La “superficie” del sole, tale che è, è la fotosfera. Questo è ciò che vediamo quando guardiamo il sole. La radiazione elettromagnetica emessa da questo strato è visibile ad occhio nudo come luce, ed è così brillante da nascondere alla vista gli strati esterni meno densi.

Ilcromosferaè più calda della fotosfera, ma non è calda come la corona. La sua temperatura fa sì che l'idrogeno emetta una luce rossastra. Di solito è invisibile ma può essere visto come un bagliore rossastro che circonda il sole quando un'eclissi totale nasconde la fotosfera.

Ilzona di transizioneè uno strato sottile in cui le temperature si spostano drasticamente dalla cromosfera alla corona. È visibile ai telescopi in grado di rilevare la luce ultravioletta (UV).

Infine, il coronaè lo strato più esterno del sole ed è estremamente caldo - centinaia di volte più caldo della fotosfera - ma invisibile ad occhio nudo tranne durante un'eclissi totale, quando appare come una sottile aura bianca intorno al sole. Esattamente perchéfa così caldo è un po' un mistero, ma almeno un fattore sembra essere "bombe di calore": i pacchetti di materiale estremamente caldo che galleggia dal profondo del sole prima di esplodere e rilasciare energia nel corona.

Come può dirti chiunque abbia mai avuto una scottatura solare, gli effetti del sole si estendono ben oltre la corona. In effetti, la corona è così calda e distante dal nucleo che la gravità del sole non può trattenere il plasma surriscaldato: le particelle cariche fluiscono nello spazio come una costantevento solare​.

Nonostante le incredibili dimensioni del sole, alla fine finirà l'idrogeno di cui ha bisogno per sostenere il suo nucleo di fusione. Il sole ha una durata totale prevista di circa 10 miliardi di anni. È nato circa 4,6 miliardi di anni fa, quindi ci vorrà un po' di tempo prima che si esaurisca, ma lo farà.

Il sole irradia una stima di 3.846 × 10²⁶ J di energia ogni giorno. Con questa conoscenza, possiamo stimare quanta massa deve essere convertita in base al secondo. Ti risparmieremo altra matematica per ora; esce a circa 4,27 × 10⁹ kgal secondo. In soli tre secondi, il sole consuma circa il doppio della massa che costituisce la Grande Piramide di Giza.

Quando esaurirà l'idrogeno, inizierà a utilizzare i suoi elementi più pesanti per la fusione: un volatile processo che lo farà espandere fino a 100 volte la sua dimensione attuale mentre vomita gran parte della sua massa in spazio. Quando finalmente esaurirà il suo carburante, lascerà dietro di sé un piccolo oggetto estremamente denso chiamato aNana bianca, delle dimensioni della nostra Terra ma molte, molte volte più dense.