Uit welke gassen bestaat de zon?

Onze zon is, net als elke andere ster, een gigantische bal van gloeiend plasma. Het is een zelfvoorzienende thermonucleaire reactor die het licht en de warmte levert die onze planeet nodig heeft het leven in stand houden, terwijl de zwaartekracht ons (en de rest van het zonnestelsel) ervan weerhoudt om de diepte in te gaan ruimte.

De zon bevat verschillende gassen en andere elementen die elektromagnetische straling afgeven, waardoor wetenschappers de zon kunnen bestuderen ondanks dat ze geen toegang hebben tot fysieke monsters.

TL; DR (te lang; niet gelezen)

De meest voorkomende gassen in de zon, naar massa, zijn: waterstof (ongeveer 70 procent, helium (ongeveer 28 procent), koolstof, stikstof en zuurstof (samen ongeveer 1,5 procent). De rest van de massa van de zon (0,5 procent) bestaat uit een mengsel van sporen van andere elementen, inclusief maar niet beperkt tot neon, ijzer, silicium, magnesium en zwavel.

Twee elementen vormen de overgrote meerderheid van de materie van de zon, in massa: waterstof (ongeveer 70 procent) en helium (ongeveer 28 procent). Let op, maak je geen zorgen als je verschillende nummers ziet; je ziet waarschijnlijk schattingen op basis van het totale aantal individuele atomen. We gaan massaal omdat het gemakkelijker is om over na te denken.

De volgende 1,5 procent van de massa is een mengsel van koolstof, stikstof en zuurstof. De laatste 0,5 procent is een overvloed aan zwaardere elementen, waaronder maar niet beperkt tot: neon, ijzer, silicium, magnesium en zwavel.

Je vraagt ​​je misschien af ​​hoe we precies weten waaruit de zon bestaat. Er is tenslotte nooit een mens geweest en geen ruimtevaartuig heeft ooit monsters van zonnematerie teruggebracht. De zon echter baadt de aarde constant inelectromagnetische stralingen deeltjes die vrijkomen door de door fusie aangedreven kern.

Elk element absorbeert bepaalde golflengten van elektromagnetische straling (d.w.z. licht) en zendt ook bepaalde golflengten uit bij verhitting. In 1802 merkte wetenschapper William Hyde Wollaston op dat zonlicht dat door een prisma valt, het verwachte regenboogspectrum produceerde, maar met hier en daar opvallende donkere lijnen.

Om dit fenomeen beter te kunnen bekijken, vond opticien Joseph von Fraunhofer de eerste spectrometer uit - in feite een verbeterd prisma - dat de verschillende golflengten van zonlicht nog meer verspreidt, waardoor ze gemakkelijker worden zien. Het maakte het ook gemakkelijker om te zien dat de donkere lijnen van Wollaston geen truc of illusie waren - ze leken een kenmerk van zonlicht te zijn.

Wetenschappers kwamen erachter dat die donkere lijnen (nu Fraunhofer-lijnen genoemd) overeenkwamen met de specifieke golflengten van licht dat wordt geabsorbeerd door bepaalde elementen zoals waterstof, calcium en natrium. Daarom moeten die elementen in de buitenste lagen van de zon aanwezig zijn en een deel van het licht absorberen dat door de kern wordt uitgestraald.

In de loop van de tijd hebben steeds geavanceerdere detectiemethoden ons in staat gesteld de output van de zon te kwantificeren: elektromagnetisch straling in al zijn vormen (röntgenstralen, radiogolven, ultraviolet, infrarood enzovoort) en de stroom van subatomaire deeltjes zoals neutrino's. Door te meten wat de zon afgeeft en absorbeert, hebben we van een afstand een zeer grondig begrip van de samenstelling van de zon opgebouwd.

Heb je toevallig patronen opgemerkt in de materialen waaruit de zon bestaat? Waterstof en helium zijn de eerste twee elementen van het periodiek systeem: de eenvoudigste en lichtste. Hoe zwaarder en complexer een element, des te minder vinden we ervan in de zon.

Deze trend van afnemende hoeveelheden naarmate we van lichtere/eenvoudigere naar zwaardere/complexere elementen gaan, weerspiegelt hoe sterren worden geboren en hun unieke rol in ons universum.

In de onmiddellijke nasleep van de oerknal was het universum niets meer dan een hete, dichte wolk van subatomaire deeltjes. Het duurde bijna 400.000 jaar van afkoeling en expansie voordat deze deeltjes samenkwamen in een vorm die we zouden herkennen als het eerste atoom, waterstof.

Lange tijd werd het heelal gedomineerd door waterstof- en heliumatomen die zich spontaan konden vormen binnen de oer-subatomaire soep. Langzaam beginnen deze atomen losse aggregaties te vormen.

Deze aggregaties oefenden een grotere zwaartekracht uit, dus ze bleven groeien en trokken meer materiaal van dichtbij aan. Na ongeveer 1,6 miljoen jaar werden sommige van deze aggregaties zo groot dat de druk en hitte in hun centra voldoende waren om thermonucleaire fusie op gang te brengen, en de eerste sterren werden geboren.

Hier is het belangrijkste over kernfusie: hoewel het een enorme hoeveelheid energie vereist om op gang te komen, is het proces eigenlijkreleasesenergie.

Overweeg de creatie van helium via waterstoffusie: twee waterstofkernen en twee neutronen vormen samen een enkel heliumatoom, maar het resulterende helium heeft in feite 0,7 procent minder massa dan de uitgangsmaterialen. Zoals je weet, kan materie niet worden gemaakt of vernietigd, dus die massa moet ergens heen zijn gegaan. In feite werd het omgezet in energie, volgens de beroemdste vergelijking van Einstein:

Waarin Eis energie in joule (J),mis massa kilogram (kg) encis de lichtsnelheid in meter/seconde (m/s) – een constante. Je zou de vergelijking in gewoon Engels kunnen zetten als:

​​energie (joule) = massa (kilogram) × lichtsnelheid (meter/seconde)²​

De lichtsnelheid is ongeveer 300.000.000 meter/seconde, wat betekent:c²heeft een waarde van ongeveer 90.000.000.000.000.000.000 - dat is negentigquadriljoen– meter²/second². Normaal gesproken zou je, als je met zulke grote getallen te maken hebt, ze in wetenschappelijke notatie zetten om ruimte te besparen, maar het is hier handig om te zien met hoeveel nullen je te maken hebt.

Zoals je je kunt voorstellen, zelfs een klein getal vermenigvuldigd metnegentig quadriljoengaat erg groot worden. Laten we nu eens kijken naar een enkele gram waterstof. Om er zeker van te zijn dat de vergelijking ons een antwoord geeft in joules, zullen we deze massa uitdrukken als 0,001 kilogram - eenheden zijn belangrijk. Dus, als je deze waarden invult voor massa en lichtsnelheid:

Dat komt dicht in de buurt van de hoeveelheid energie die vrijkomt bij de atoombom die op Nagasaki is gevallen en die zich in een enkele gram van het kleinste, lichtste element bevindt. Kortom: het potentieel voor energieopwekking door massa via fusie om te zetten in energie is verbijsterend.

Dit is de reden waarom wetenschappers en ingenieurs hebben geprobeerd een manier te vinden om hier op aarde een kernfusiereactor te creëren. Al onze kernreactoren werken tegenwoordig via kernsplijting, dat atomen in kleinere elementen splitst, maar een veel minder efficiënt proces is om massa in energie om te zetten.

De zon heeft geen vast oppervlak zoals de aardkorst - zelfs afgezien van de extreme temperaturen, zou je niet op de zon kunnen staan. In plaats daarvan bestaat de zon uit zeven verschillende lagen vanplasma​.

Plasma is de vierde, meest energetische toestand van materie. Verwarm ijs (vast) en het smelt in water (vloeibaar). Blijf het verwarmen en het verandert weer in waterdamp (gas).

Als je dat gas echter blijft verwarmen, wordt het plasma. Plasma is een wolk van atomen, als een gas, maar het is doordrenkt met zoveel energie dat hetgeïoniseerd. Dat wil zeggen, de atomen zijn elektrisch geladen geworden doordat hun elektronen uit hun gebruikelijke banen zijn geslagen.

De transformatie van gas naar plasma verandert de eigenschappen van een stof, en de geladen deeltjes geven vaak energie af in de vorm van licht. Gloeiende neonreclames zijn in feite glazen buizen gevuld met neongas - wanneer een elektrische stroom door de buis wordt geleid, zorgt dit ervoor dat het gas verandert in een gloeiend plasma.

De bolvormige structuur van de zon is het resultaat van twee constant concurrerende krachten:zwaartekrachtvan de dichte massa in het centrum van de zon die al zijn plasma naar binnen probeert te trekken versus energie van de kernfusie die in de kern plaatsvindt, waardoor het plasma uitzet.

De zon bestaat uit zeven lagen: drie binnenste en vier buitenste. Ze zijn, van het centrum naar buiten:

1. Kern
2. stralingszone
3. convectieve zone
4. Fotosfeer
5. chromosfeer
6. Overgangsregio
7. Corona

We hebben het gehad over de kernal veel; het is waar fusie plaatsvindt. Zoals je zou verwachten, vind je hier de hoogste temperatuur op de zon: zo'n 27.000.000 (27 miljoen) graden Fahrenheit.

Destralingszone, soms de "stralings" -zone genoemd, is waar energie van de kern naar buiten reist, voornamelijk als elektromagnetische straling.

De convectieve zone, ook bekend als "convectie" -zone, is waar de energie voornamelijk wordt gedragen door stromen in het plasma van de laag. Bedenk hoe damp uit een kokende pot warmte van de brander naar de lucht boven de kachel voert, en je hebt het juiste idee.

Het "oppervlak" van de zon, zodanig dat het is, is de fotosfeer. Dit is wat we zien als we naar de zon kijken. De elektromagnetische straling die door deze laag wordt uitgezonden, is met het blote oog zichtbaar als licht, en het is zo helder dat het de minder dichte buitenste lagen aan het zicht onttrekt.

Dechromosfeeris heter dan de fotosfeer, maar niet zo heet als de corona. De temperatuur zorgt ervoor dat waterstof roodachtig licht uitstraalt. Het is meestal onzichtbaar, maar kan worden gezien als een roodachtige gloed rond de zon wanneer een totale zonsverduistering de fotosfeer verbergt.

Deovergangszoneis een dunne laag waar de temperatuur dramatisch verschuift van de chromosfeer naar de corona. Het is zichtbaar voor telescopen die ultraviolet (UV) licht kunnen detecteren.

eindelijk, de coronais de buitenste laag van de zon en is extreem heet – honderden keren heter dan de fotosfeer – maar onzichtbaar voor het blote oog, behalve tijdens een totale zonsverduistering, wanneer het verschijnt als een dunne witte aura rond de zon. Precies waaromit's so hot is een beetje een mysterie, maar tenminste één factor lijkt "hittebommen" te zijn: pakjes extreem heet materiaal dat van diep in de zon omhoog drijft voordat het explodeert en energie vrijgeeft in de corona.

Zoals iedereen die ooit zonnebrand heeft gehad je kan vertellen, reiken de effecten van de zon tot ver buiten de corona. In feite is de corona zo heet en ver van de kern dat de zwaartekracht van de zon het oververhitte plasma niet kan vasthouden - geladen deeltjes stromen als een constante de ruimte in.zonnewind​.

Ondanks de ongelooflijke grootte van de zon, zal het uiteindelijk geen waterstof meer hebben die nodig is om zijn fusiekern in stand te houden. De zon heeft een voorspelde totale levensduur van ongeveer 10 miljard jaar. Het werd ongeveer 4,6 miljard jaar geleden geboren, dus het duurt nog een hele tijd voordat het zal uitbranden, maar het zal wel gebeuren.

De zon straalt naar schatting 3.846 × 10. uit²⁶ J van energie elke dag. Met die kennis kunnen we inschatten hoeveel massa het per seconde moet omzetten. We zullen je nu meer wiskunde besparen; het komt uit op ongeveer 4,27 × 10 "⁹ kgper seconde. In slechts drie seconden verbruikt de zon twee keer zoveel massa als de Grote Piramide van Gizeh.

Wanneer het geen waterstof meer heeft, zal het zijn zwaardere elementen gaan gebruiken voor fusie - een vluchtige proces waardoor het uitbreidt tot 100 keer zijn huidige grootte, terwijl een groot deel van zijn massa wordt uitgespuwd ruimte. Wanneer het uiteindelijk zijn brandstof opgebruikt, zal het een klein, extreem dicht object achterlaten dat a. wordt genoemdwitte dwerg, ongeveer zo groot als onze aarde, maar vele, vele malen dichter.