Hvilke gasser utgjør solen?

Solen vår, som alle andre stjerner, er en gigantisk ball med glødende plasma. Det er en selvbærende termonukleær reaktor som gir lyset og varmen planeten trenger opprettholde livet, mens tyngdekraften holder oss (og resten av solsystemet) fra å spinne ut i dypet rom.

Solen inneholder flere gasser og andre elementer som avgir elektromagnetisk stråling, slik at forskere kan studere solen til tross for at de ikke har tilgang til fysiske prøver.

TL; DR (for lang; Leste ikke)

De vanligste gassene i solen, etter masse, er: hydrogen (ca. 70 prosent, helium (ca. 28 prosent), karbon, nitrogen og oksygen (tilsammen ca. 1,5 prosent). Resten av solmassen (0,5 prosent) består av en blanding av spormengder av andre grunnstoffer, inkludert men ikke begrenset til neon, jern, silisium, magnesium og svovel.

To elementer utgjør det overveldende flertallet av solens materie, etter masse: hydrogen (ca. 70 prosent) og helium (ca. 28 prosent). Merk at hvis du ser forskjellige tall, ikke bekymre deg; du ser sannsynligvis estimater i henhold til det totale antallet individuelle atomer. Vi går etter masse fordi det er lettere å tenke på.

De neste 1,5 prosentene av massen er en blanding av karbon, nitrogen og oksygen. De siste 0,5 prosent er en overflødighetshorn av tyngre grunnstoffer, inkludert, men ikke begrenset til: neon, jern, silisium, magnesium og svovel.

Du lurer kanskje på hvordan, akkurat vi vet hva som utgjør solen. Tross alt har ingen mennesker noen gang vært der, og ingen romfartøy har noen gang brakt tilbake prøver av solmateriale. Solen bader imidlertid stadig jordenelektromagnetisk strålingog partikler frigjort av sin fusjonsdrevne kjerne.

Hvert element absorberer visse bølgelengder av elektromagnetisk stråling (dvs. lys), og avgir også visse bølgelengder når det blir oppvarmet. I 1802 la forskeren William Hyde Wollaston merke til at sollys som passerte gjennom et prisme produserte det forventede regnbuespektret, men med bemerkelsesverdige mørke linjer spredt her og der.

For å se bedre på disse fenomenene oppfant optiker Joseph von Fraunhofer det første spektrometeret - i utgangspunktet et forbedret prisme - som sprer solens forskjellige bølgelengder enda mer, noe som gjør dem lettere å se. Det gjorde det også lettere å se at Wollastons mørke linjer ikke var et triks eller illusjon - de så ut til å være en funksjon av sollys.

Forskere fant ut at de mørke linjene (nå kalt Fraunhofer-linjer) tilsvarer de spesifikke bølgelengdene for lys absorbert av visse elementer som hydrogen, kalsium og natrium. Derfor må disse elementene være tilstede i de ytre lagene av solen, og absorbere noe av lyset som kjernen sender ut.

Over tid har stadig mer sofistikerte deteksjonsmetoder tillatt oss å kvantifisere produksjonen fra solen: elektromagnetisk stråling i alle dens former (røntgenstråler, radiobølger, ultrafiolett, infrarød og så videre) og strømmen av subatomære partikler som nøytrinoer. Ved å måle hva solen slipper og hva den absorberer, har vi bygget en veldig grundig forståelse av solens sammensetning på lang avstand.

Har du tilfeldigvis lagt merke til noen mønstre i materialene som utgjør solen? Hydrogen og helium er de to første elementene i det periodiske systemet: det enkleste og letteste. Jo tyngre og mer komplekst element, jo mindre av det finner vi i solen.

Denne trenden med synkende mengder når vi beveger oss fra lettere / enklere til tyngre / mer komplekse elementer gjenspeiler hvordan stjerner blir født og deres unike rolle i vårt univers.

I umiddelbar etterdyning av Big Bang var universet ikke annet enn en varm, tett sky av subatomære partikler. Det tok nesten 400 000 år med avkjøling og utvidelse før disse partiklene kom sammen i en form vi vil kjenne igjen som det første atomet, hydrogen.

I lang tid var universet dominert av hydrogen- og heliumatomer som var i stand til å danne seg spontant i den opprinnelige subatomære suppen. Sakte begynner disse atomene å danne løse aggregasjoner.

Disse aggregasjonene utøvde større tyngdekraft, så de fortsatte å vokse og hente inn mer materiale fra nærliggende. Etter cirka 1,6 millioner år ble noen av disse aggregasjonene så store at trykket og varmen i deres sentre var nok til å sparke termonukleær fusjon, og de første stjernene ble født.

Her er det viktigste med kjernefysisk fusjon: selv om det krever en enorm mengde energi for å komme i gang, er prosessen faktiskutgivelserenergi.

Tenk på dannelsen av helium via hydrogenfusjon: To hydrogenkjerner og to nøytroner kombineres for å danne en enkelt heliumatom, men det resulterende heliumet har faktisk 0,7 prosent mindre masse enn utgangsmaterialene. Som du vet kan materie verken skapes eller ødelegges, slik at massen må ha gått et sted. Faktisk ble den forvandlet til energi, ifølge Einsteins mest berømte ligning:

I hvilken Eer energi i joule (J),mer masse kilo (kg) ogcer lysets hastighet i meter / sekund (m / s) - en konstant. Du kan sette ligningen på engelsk som:

​​energi (joule) = masse (kilo) × lyshastighet (meter / sekund)²​

Lysets hastighet er omtrent 300.000.000 meter / sekund, noe som betyrc²har en verdi på omtrent 90.000.000.000.000.000 - det er nittikvadrillion- meter²/second². Normalt når du arbeider med så store tall, vil du sette dem i vitenskapelig notasjon for å spare plass, men det er nyttig her å se hvor mange nuller du har å gjøre med.

Som du kan forestille deg, til og med et lite tall multiplisert mednitti kvadrillionkommer til å ende opp veldig stort. La oss nå se på enkelt gram hydrogen. For å sikre at ligningen gir oss et svar i joule, vil vi uttrykke denne massen som 0,001 kg - enheter er viktige. Så hvis du kobler til disse verdiene for masse og lyshastighet:

Det er nær den mengden energi som kjemisk bombe sluppet ut på Nagasaki, inneholdt i ett gram av det minste, letteste elementet. Poenget: Potensialet for energiproduksjon ved å konvertere masse til energi via fusjon er utrolig.

Dette er grunnen til at forskere og ingeniører har prøvd å finne en måte å lage en kjernefusjonsreaktor her på jorden. Alle våre atomreaktorer i dag fungerer via atomfisjon, som deler atomene i mindre grunnstoffer, men er en mye mindre effektiv prosess for å konvertere masse til energi.

Solen har ikke en solid overflate som jordskorpen - selv om du legger til side de ekstreme temperaturene, kunne du ikke stå på solen. I stedet består solen av syv forskjellige lagplasma​.

Plasma er den fjerde, mest energiske tilstanden. Varm opp is (fast), og den smelter til vann (væske). Fortsett å varme den opp, og den endres igjen til vanndamp (gass).

Hvis du fortsetter å varme opp gassen, blir den imidlertid plasma. Plasma er en sky av atomer, som en gass, men den har blitt tilført med så mye energi at den har værtionisert. Det vil si atomene har blitt elektrisk ladet ved å få elektronene deres slått fra sine vanlige baner.

Transformasjonen fra gass til plasma endrer stoffets egenskaper, og de ladede partiklene frigjør ofte energi som lys. Glødende neonskilt er faktisk glassrør fylt med en neongass - når en elektrisk strøm føres gjennom røret, får den gassen til å transformere seg til et glødende plasma.

Solens sfæriske struktur er et resultat av to stadig konkurrerende krefter:tyngdekraftenfra den tette massen i solens sentrum og prøver å trekke alt plasmaet innover mot energi fra kjernefusjonen som foregår i kjernen, og får plasmaet til å utvide seg.

Solen består av syv lag: tre indre og fire ytre. De er fra sentrum og utover:

1. Kjerne
2. Strålingssone
3. Konveksjonssone
4. Fotosfær
5. Kromosfæren
6. Overgangsregion
7. Corona

Vi har snakket om kjernemye allerede; det er der fusjon finner sted. Som du forventer, er det der du finner den høyeste temperaturen på solen: noen 27.000.000.000 (27 millioner) grader Fahrenheit.

Destrålesone, noen ganger kalt "strålingssonen", er der energien fra kjernen beveger seg utover hovedsakelig som elektromagnetisk stråling.

De konvektiv sone, også kalt "konveksjon" sone, er hvor energien bæres primært av strømmer i lagets plasma. Tenk på hvordan damp fra en kokende gryte fører varmen fra brenneren opp i luften over ovnen, og du får den rette ideen.

Solens "overflate", slik at den er, er den fotosfæren. Dette er hva vi ser når vi ser på solen. Den elektromagnetiske strålingen som sendes ut av dette laget er synlig for det blotte øye som lys, og det er så lyst at det skjuler de mindre tette ytre lagene fra syne.

Dekromosfærener varmere enn fotosfæren, men det er ikke så varmt som koronaen. Temperaturen får hydrogen til å avgi rødt lys. Det er vanligvis usynlig, men kan sees på som en rødlig glød som omgir solen når en total formørkelse skjuler fotosfæren.

Deovergangssoneer et tynt lag der temperaturene skifter dramatisk fra kromosfæren til koronaen. Det er synlig for teleskoper som kan oppdage ultrafiolett (UV) lys.

Til slutt, koronaer det ytterste laget av solen og er ekstremt varmt - hundrevis av ganger varmere enn fotosfæren - men usynlig for det blotte øye, bortsett fra under en total formørkelse, når den ser ut som en tynn hvit aura rundt solen. Nøyaktig Hvorfordet er så varmt er litt av et mysterium, men minst én faktor ser ut til å være "varmebomber": pakker med ekstremt varmt materiale som flyter opp fra dypt i solen før det eksploderer og frigjør energi i korona.

Som noen som noen gang har hatt solbrenthet kan fortelle deg, strekker effekten av solen seg langt utover koronaen. Faktisk er koronaen så varm og fjern fra kjernen at solens tyngdekraft ikke kan holde tak i det superoppvarmede plasmaet - ladede partikler strømmer ut i rommet som en konstantsol-vind​.

Til tross for solens utrolige størrelse, vil den til slutt gå tom for hydrogenet den trenger for å opprettholde fusjonskjernen. Solen har en forventet total levetid på rundt 10 milliarder år. Den ble født for rundt 4,6 milliarder år siden, så det er ganske lang tid før den vil brenne ut, men den vil.

Solen utstråler estimert 3,846 × 10²⁶ J av energi hver dag. Med den kunnskapen kan vi estimere hvor mye masse den må konvertere per sekund. Vi sparer deg mer matte for nå; det kommer ut til rundt 4,27 × 10⁹ kgper sekund. På bare tre sekunder bruker solen omtrent like mye masse som den store pyramiden i Giza, to ganger.

Når det går tom for hydrogen, vil det begynne å bruke de tyngre elementene for fusjon - en flyktig prosess som får den til å utvide seg til 100 ganger den nåværende størrelsen mens den spy ut mye av massen rom. Når den til slutt tømmer drivstoffet, vil den etterlate seg en liten, ekstremt tett gjenstand som kalles ahvit dverg, omtrent på størrelse med jorden vår, men mange, mange ganger tettere.