어떤 가스가 태양을 구성합니까?

우리의 태양은 다른 모든 별과 마찬가지로 빛나는 플라즈마의 거대한 공입니다. 지구에 필요한 빛과 열을 제공하는 자립형 열핵 원자로입니다. 생명을 유지하고 중력은 우리 (및 나머지 태양계)가 깊은 곳으로 회전하지 못하도록합니다. 우주.

태양에는 전자기 복사를 방출하는 여러 가스와 기타 요소가 포함되어있어 과학자들은 물리적 샘플에 접근 할 수 없더라도 태양을 연구 할 수 있습니다.

TL; DR (너무 김; 읽지 않음)

태양에서 가장 흔한 기체는 질량 기준으로 수소 (약 70 %, 헬륨 (약 28 %), 탄소, 질소 및 산소 (모두 약 1.5 %))입니다. 태양의 나머지 질량 (0.5 %)은 네온, 철, 실리콘, 마그네슘 및 황을 포함하지만 이에 국한되지 않는 미량의 다른 원소의 혼합물로 구성됩니다.

질량으로 태양 물질의 압도적 대부분을 구성하는 두 가지 요소는 수소 (약 70 %)와 헬륨 (약 28 %)입니다. 다른 숫자가 표시 되더라도 걱정하지 마십시오. 개별 원자의 총 수에 따른 추정치를 볼 수 있습니다. 생각하기 쉽기 때문에 우리는 대량으로 가고 있습니다.

다음 1.5 %는 탄소, 질소 및 산소의 혼합물입니다. 마지막 0.5 %는 네온, 철, 실리콘, 마그네슘 및 황을 포함하되 이에 국한되지 않는 더 무거운 원소의 풍요 로움입니다.

당신은 어떻게, 정확히 우리가 태양을 구성하는 것을 알고 있는지 궁금 할 것입니다. 결국, 그곳에 인간은 없었으며 우주선도 태양 물질 샘플을 되찾은 적이 없습니다. 그러나 태양은 끊임없이 지구를전자기 방사선핵융합 핵에 의해 방출되는 입자.

모든 요소는 특정 파장의 전자기 복사 (즉, 빛)를 흡수하고 마찬가지로 가열되면 특정 파장을 방출합니다. 1802 년 과학자 William Hyde Wollaston은 프리즘을 통과하는 햇빛이 예상되는 무지개 스펙트럼을 생성하지만 눈에 띄는 어두운 선이 여기 저기 흩어져 있음을 발견했습니다.

이 현상을 더 잘 살펴보기 위해 안경사 Joseph von Fraunhofer가 최초의 분광기를 발명했습니다. 기본적으로 개선 된 프리즘 – 서로 다른 파장의 태양 광을 더 많이 퍼뜨려 더 쉽게 보다. 또한 Wollaston의 어두운 선이 속임수 나 환상이 아니라는 것을 쉽게 알 수있었습니다. 햇빛의 특징 인 것처럼 보였습니다.

과학자들은이 어두운 선 (현재는 Fraunhofer 선이라고 함)이 수소, 칼슘, 나트륨과 같은 특정 원소가 흡수하는 특정 파장의 빛에 해당한다는 사실을 알아 냈습니다. 따라서 이러한 요소는 태양의 바깥층에 있어야하며 코어에서 방출되는 빛의 일부를 흡수해야합니다.

시간이 지남에 따라 점점 더 정교 해지는 감지 방법을 통해 태양의 출력을 정량화 할 수있었습니다. 모든 형태의 방사선 (X 선, 전파, 자외선, 적외선 등)과 같은 아 원자 입자의 흐름 중성미자. 태양이 방출하는 것과 흡수하는 것을 측정함으로써 우리는 멀리서 태양의 구성에 대한 매우 철저한 이해를 구축했습니다.

태양을 구성하는 재료에서 패턴을 발견 했습니까? 수소와 헬륨은 주기율표에서 가장 단순하고 가벼운 원소입니다. 더 무겁고 복잡한 요소 일수록 태양에서 발견되는 요소는 적습니다.

우리가 더 가볍고 / 단순한 요소에서 더 무겁고 / 더 복잡한 요소로 이동함에 따라 양이 감소하는 추세는 별이 어떻게 태어나고 우리 우주에서 독특한 역할을하는지 반영합니다.

빅뱅 직후 우주는 뜨겁고 빽빽한 아 원자 입자 구름에 지나지 않았습니다. 이 입자들이 우리가 첫 번째 원자 인 수소로 인식 할 수있는 형태로 모이는 데 거의 400,000 년이 걸렸습니다.

오랫동안 우주는 원시 아 원자 수프 내에서 자발적으로 형성 될 수있는 수소와 헬륨 원자에 ​​의해 지배되었습니다. 천천히, 이 원자들은 느슨한 응집을 형성하기 시작합니다.

이 응집체는 더 큰 중력을 발휘하여 계속 성장하여 근처에서 더 많은 물질을 끌어 들였습니다. 약 160 만년 후, 이러한 응집체 중 일부는 너무 커져서 중심의 압력과 열이 열핵 융합을 시작하기에 충분했고 첫 번째 별이 탄생했습니다.

핵융합의 핵심은 다음과 같습니다. 시작하는 데 엄청난 양의 에너지가 필요하지만 실제로는릴리스에너지.

수소 융합을 통한 헬륨 생성을 고려하십시오. 두 개의 수소 핵과 두 개의 중성자가 결합하여 단 하나의 헬륨 원자이지만, 그 결과 헬륨은 실제로 출발 물질보다 0.7 % 적은 질량을 가지고 있습니다. 아시다시피, 물질은 생성되거나 파괴 될 수 없으므로 질량이 어딘가로 이동했을 것입니다. 사실, 그것은 아인슈타인의 가장 유명한 방정식에 따라 에너지로 변환되었습니다.

어느 이자형에너지는 줄 단위 (J)입니다.미디엄질량 킬로그램 (kg)이고씨빛의 속도 (미터 / 초 (m / s))-상수입니다. 방정식을 일반 영어로 다음과 같이 넣을 수 있습니다.

​​에너지 (줄) = 질량 (킬로그램) × 광속 (미터 / 초)²​

빛의 속도는 약 300,000,000m / 초입니다.씨²약 90,000,000,000,000,000의 값을가집니다. 즉, 90 개입니다.천조– 미터²/second². 일반적으로이 정도로 큰 숫자를 다룰 때는 공간을 절약하기 위해 과학적 표기법으로 입력하지만 여기에서 처리중인 0의 수를 확인하는 것이 유용합니다.

상상할 수 있듯이 아주 작은 숫자에도구십 조결국 매우 커집니다. 이제 수소 1 그램을 살펴 보겠습니다. 방정식이 줄 단위로 답을 제공하는지 확인하기 위해이 질량을 0.001kg으로 표현할 것입니다. 단위가 중요합니다. 따라서 빛의 질량과 속도에 다음 값을 연결하면 :

이것은 나가사키에 떨어 뜨린 핵폭탄이 방출하는 에너지의 양에 가깝습니다. 결론: 융합을 통해 질량을 에너지로 변환하여 에너지를 생성 할 수있는 잠재력은 놀랍습니다.

이것이 과학자들과 엔지니어들이 여기 지구상에 핵융합로를 만드는 방법을 알아 내려고 노력한 이유입니다. 오늘날 우리의 모든 원자로는 핵분열이는 원자를 더 작은 요소로 분할하지만 질량을 에너지로 변환하는 데 훨씬 덜 효율적인 과정입니다.

태양은 지각과 같은 단단한 표면을 가지고 있지 않습니다. 극한의 기온을 제쳐두고도 태양 위에 설 수 없습니다. 대신 태양은혈장​.

플라즈마는 네 번째로 가장 에너지가 넘치는 물질 상태입니다. 얼음 (고체)을 가열하면 물 (액체)로 녹습니다. 계속 가열하면 다시 수증기 (가스)로 변합니다.

그래도 가스를 계속 가열하면 플라즈마가됩니다. 플라즈마는 가스와 같은 원자 구름이지만 너무 많은 에너지가 주입되어이온화. 즉, 원자는 전자가 일반적인 궤도에서 느슨해 짐으로써 전하를 띠게되었습니다.

가스에서 플라즈마로의 변환은 물질의 특성을 변경하고 하전 입자는 종종 에너지를 빛으로 방출합니다. 실제로 빛나는 네온 사인은 네온 가스로 채워진 유리관입니다. 전류가 튜브를 통과하면 가스가 빛나는 플라즈마로 변환됩니다.

태양의 구형 구조는 지속적으로 경쟁하는 두 가지 힘의 결과입니다.중량태양 중심의 밀도가 높은 질량에서 모든 플라즈마를 안쪽으로 끌어 당기려는 시도와 핵융합에서 발생하는 에너지에 비해 플라즈마가 확장되도록합니다.

태양은 7 개의 층으로 구성되어 있습니다: 3 개의 내부 층과 4 개의 외부 층. 중심에서 바깥쪽으로 :

1. 핵심
2. 방사 영역
3. 대류 영역
4. 광구
5. 채층
6. 전환 영역
7. 코로나

우리는 핵심이미 많이; 융합이 일어나는 곳입니다. 예상대로 태양에서 가장 높은 기온 인 화씨 27,000,000,000 (27 백만)도를 찾을 수 있습니다.

그만큼복사 영역"방사선"영역이라고도하는는 코어의 에너지가 주로 전자기 복사로 외부로 이동하는 곳입니다.

그만큼 대류 구역, 일명 "대류"영역은 에너지가 주로 층의 플라즈마 내의 전류에 의해 전달되는 곳입니다. 끓는 냄비의 증기가 어떻게 버너의 열을 스토브 위의 공기로 전달하는지 생각해보십시오. 그러면 올바른 아이디어를 얻게 될 것입니다.

태양의“표면”은 광구. 이것이 우리가 태양을 볼 때 보는 것입니다. 이 레이어에서 방출되는 전자기 복사는 육안으로도 빛으로 볼 수 있으며 너무 밝아서 밀도가 낮은 외부 레이어를 보이지 않게 숨 깁니다.

그만큼채층광권보다 뜨겁지 만 코로나만큼 뜨겁지는 않습니다. 그 온도는 수소가 붉은 빛을 내도록합니다. 일반적으로 보이지 않지만 개기 일식이 광구를 가리면 태양을 둘러싼 붉은 빛으로 볼 수 있습니다.

그만큼전환 영역온도가 색층에서 코로나로 극적으로 이동하는 얇은 층입니다. 자외선 (UV) 빛을 감지 할 수있는 망원경으로 볼 수 있습니다.

마지막으로 코로나태양의 가장 바깥 쪽 층이며 극도로 뜨겁습니다 – 광구보다 수백 배 더 뜨겁습니다 – 그러나 개기 일식을 제외하고는 육안으로는 볼 수 없으며, 태양 주위에 얇은 흰색 기운으로 나타납니다. 바로 그거죠 왜너무 덥다는 것은 약간의 미스터리이지만 적어도 한 가지 요인은 "열 폭탄"인 것 같습니다. 폭발하여 에너지를 방출하기 전에 태양 깊은 곳에서 떠오르는 극도로 뜨거운 물질 코로나.

햇볕에 화상을 입은 적이있는 사람이라면 누구나 말할 수 있듯이 태양의 영향은 코로나를 훨씬 뛰어 넘습니다. 사실 코로나는 코어에서 너무 뜨겁고 멀리 떨어져있어 태양의 중력이 과열 된 플라즈마를 유지하지 못합니다. 하전 된 입자는 일정하게 우주로 흘러갑니다.태양풍​.

태양의 엄청난 크기에도 불구하고 결국 핵융합 핵을 유지하는 데 필요한 수소가 부족해질 것입니다. 태양의 예상 총 수명은 약 100 억년입니다. 약 46 억년 전에 태어 났기 때문에 타 버리기까지는 꽤 오랜 시간이 걸리지 만 그렇게 될 것입니다.

태양은 대략 3.846 × 10을 방출합니다.²⁶ 매일 에너지의 J. 이러한 지식을 바탕으로 초당 변환해야하는 질량을 추정 할 수 있습니다. 지금은 더 많은 수학을 아끼겠습니다. 약 4.27 × 10으로 나옵니다.⁹ 킬로그램초당. 불과 3 초 만에 태양은 기자의 대 피라미드를 구성하는 질량을 두 번이나 소모합니다.

수소가 떨어지면 핵융합에 더 무거운 원소를 사용하기 시작합니다. 현재 크기의 100 배로 확장하고 질량의 대부분을 우주. 마지막으로 연료를 모두 소모하면 A라고 불리는 작고 밀도가 높은 물체가 남습니다.백색 왜성, 지구의 크기와 비슷하지만 훨씬 더 밀도가 높습니다.