Jakie gazy tworzą słońce?

Nasze słońce, jak każda inna gwiazda, jest gigantyczną kulą świecącej plazmy. Jest to samowystarczalny reaktor termojądrowy, który zapewnia światło i ciepło potrzebne naszej planecie do podtrzymywać życie, podczas gdy jego grawitacja powstrzymuje nas (i resztę Układu Słonecznego) przed oderwaniem się w głęboką wodę przestrzeń.

Słońce zawiera kilka gazów i innych pierwiastków, które emitują promieniowanie elektromagnetyczne, dzięki czemu naukowcy mogą badać słońce, mimo że nie mają dostępu do fizycznych próbek.

TL; DR (zbyt długi; Nie czytałem)

Najpopularniejszymi gazami na Słońcu, masowo, są: wodór (ok. 70 proc., hel (ok. 28 proc.), węgiel, azot i tlen (razem ok. 1,5 proc.). Pozostała część masy Słońca (0,5%) składa się z mieszaniny śladowych ilości innych pierwiastków, w tym między innymi neonu, żelaza, krzemu, magnezu i siarki.

Przeważającą większość materii Słońca stanowią dwa pierwiastki: wodór (około 70 procent) i hel (około 28 procent). Uwaga, jeśli widzisz różne liczby, nie martw się; prawdopodobnie widzisz szacunki według całkowitej liczby pojedynczych atomów. Jedziemy masowo, bo łatwiej o tym myśleć.

Kolejne 1,5% masy to mieszanka węgla, azotu i tlenu. Ostatnie 0,5% to róg obfitości cięższych pierwiastków, w tym między innymi: neonu, żelaza, krzemu, magnezu i siarki.

Możesz się zastanawiać, skąd dokładnie wiemy, co składa się na słońce. W końcu żaden człowiek nigdy tam nie był i żaden statek kosmiczny nigdy nie przywiózł próbek materii słonecznej. Słońce jednak nieustannie kąpie ziemię w .promieniowanie elektromagnetyczneoraz cząsteczki uwalniane przez napędzany fuzją rdzeń.

Każdy element pochłania określone długości fal promieniowania elektromagnetycznego (tj. światła) i podobnie emituje określone długości fal po podgrzaniu. W 1802 roku naukowiec William Hyde Wollaston zauważył, że światło słoneczne przechodzące przez pryzmat wytwarza oczekiwane widmo tęczy, ale z wyraźnymi ciemnymi liniami rozrzuconymi tu i tam.

Aby lepiej przyjrzeć się temu zjawisku, optyk Joseph von Fraunhofer wynalazł pierwszy spektrometr – w zasadzie ulepszony pryzmat – który rozprowadza różne długości fal światła słonecznego jeszcze bardziej, co czyni je łatwiejszymi zobaczyć. Dzięki temu łatwiej było również dostrzec, że ciemne linie Wollastona nie były sztuczką ani iluzją – wydawały się być cechą światła słonecznego.

Naukowcy odkryli, że te ciemne linie (obecnie nazywane liniami Fraunhofera) odpowiadają określonym długościom fal światła pochłanianego przez pewne pierwiastki, takie jak wodór, wapń i sód. Dlatego pierwiastki te muszą być obecne w zewnętrznych warstwach słońca, pochłaniając część światła emitowanego przez jądro.

Z biegiem czasu coraz bardziej wyrafinowane metody wykrywania pozwoliły nam określić ilościowo promieniowanie słoneczne: elektromagnetyczne promieniowanie we wszystkich jego formach (promieniowanie rentgenowskie, fale radiowe, ultrafiolet, podczerwień itd.) oraz przepływ cząstek subatomowych, takich jak neutrina. Mierząc, co słońce uwalnia i co pochłania, zbudowaliśmy bardzo dokładną wiedzę na temat składu słońca z daleka.

Czy zauważyłeś jakieś wzory w materiałach, z których składa się słońce? Wodór i hel to dwa pierwsze pierwiastki w układzie okresowym: najprostszy i najlżejszy. Im cięższy i bardziej złożony pierwiastek, tym mniej znajdujemy go na słońcu.

Ten trend zmniejszania się ilości, gdy przechodzimy od lżejszych/prostszych do cięższych/bardziej złożonych pierwiastków, odzwierciedla sposób, w jaki gwiazdy się rodzą i ich wyjątkową rolę we wszechświecie.

Bezpośrednio po Wielkim Wybuchu wszechświat był tylko gorącym, gęstym obłokiem cząstek subatomowych. Ochładzanie i rozszerzanie tych cząsteczek zajęło prawie 400 000 lat, zanim te cząstki połączyły się w formę, którą rozpoznalibyśmy jako pierwszy atom, wodór.

Przez długi czas wszechświat był zdominowany przez atomy wodoru i helu, które mogły spontanicznie formować się w pierwotnej subatomowej zupie. Powoli te atomy zaczynają tworzyć luźne skupiska.

Te skupiska wywierały większą grawitację, więc rosły, przyciągając coraz więcej materiału z pobliskich miejsc. Po około 1,6 miliona lat niektóre z tych skupisk stały się tak duże, że ciśnienie i ciepło w ich centrach wystarczyły do ​​rozpoczęcia syntezy termojądrowej i narodziły się pierwsze gwiazdy.

Oto kluczowa rzecz dotycząca syntezy jądrowej: nawet jeśli jej rozpoczęcie wymaga ogromnej ilości energii, w rzeczywistości proces tenwydaniaenergia.

Rozważ tworzenie helu poprzez fuzję wodoru: dwa jądra wodoru i dwa neutrony łączą się, tworząc pojedynczy atom helu, ale powstały hel ma w rzeczywistości masę mniejszą o 0,7 procent niż materiały wyjściowe. Jak wiadomo materii nie da się ani stworzyć, ani zniszczyć, więc masa musiała gdzieś odejść. W rzeczywistości został przekształcony w energię, zgodnie z najsłynniejszym równaniem Einsteina:

W którym mito energia w dżulach (J),mto masa kilogramów (kg) idoto prędkość światła w metrach/sekundę (m/s) – stała. Możesz umieścić równanie w prostym języku angielskim jako:

​​energia (dżule) = masa (kilogramy) × prędkość światła (metry/sekundę)²​

Prędkość światła wynosi około 300 000 000 metrów na sekundę, co oznaczado²ma wartość około 90 000 000 000 000 000 – to dziewięćdziesiątkwadrylion– metry²/second². Zwykle, gdy mamy do czynienia z tak dużymi liczbami, umieścilibyśmy je w notacji naukowej, aby zaoszczędzić miejsce, ale warto tutaj zobaczyć, z iloma zerami mamy do czynienia.

Jak możesz sobie wyobrazić, nawet niewielka liczba pomnożona przezdziewięćdziesiąt biliardówbędzie bardzo duży. Spójrzmy teraz na pojedynczy gram wodoru. Aby upewnić się, że równanie daje nam odpowiedź w dżulach, wyrażmy tę masę jako 0,001 kilograma – jednostki są ważne. Więc jeśli wstawisz te wartości dla masy i prędkości światła:

To blisko ilość energii uwolnionej przez bombę nuklearną zrzuconą na Nagasaki zawartej w jednym gramie najmniejszego i najlżejszego pierwiastka. Konkluzja: Potencjał generowania energii poprzez przekształcanie masy w energię poprzez fuzję jest oszałamiający.

Dlatego naukowcy i inżynierowie próbują znaleźć sposób na stworzenie reaktora syntezy jądrowej tutaj na Ziemi. Wszystkie nasze reaktory jądrowe działają obecnie przez: rozszczepienia jądrowego, który dzieli atomy na mniejsze elementy, ale jest znacznie mniej wydajnym procesem przekształcania masy w energię.

Słońce nie ma solidnej powierzchni, takiej jak skorupa ziemska – nawet pomijając ekstremalne temperatury, nie można było stać na słońcu. Zamiast tego słońce składa się z siedmiu odrębnych warstwosocze​.

Plazma jest czwartym, najbardziej energetycznym stanem materii. Podgrzej lód (stały) i roztopi się w wodzie (ciecz). Kontynuuj ogrzewanie, a ponownie zmieni się w parę wodną (gaz).

Jeśli jednak będziesz dalej podgrzewać ten gaz, stanie się on plazmą. Plazma to chmura atomów, jak gaz, ale została napełniona tak dużą energią, że zostałazjonizowany. Oznacza to, że jego atomy zostały naładowane elektrycznie przez uwolnienie ich elektronów z ich zwykłych orbit.

Transformacja gazu w plazmę zmienia właściwości substancji, a naładowane cząstki często uwalniają energię w postaci światła. Świecące neony to w rzeczywistości szklane rurki wypełnione gazem neonowym – kiedy przez rurkę przepływa prąd elektryczny, gaz zamienia się w jarzącą się plazmę.

Kulista struktura Słońca jest wynikiem działania dwóch nieustannie rywalizujących ze sobą sił:powagaz gęstej masy w centrum Słońca, próbując wyciągnąć całą swoją plazmę do wewnątrz w porównaniu z energią z fuzji jądrowej zachodzącej w jądrze, powodując ekspansję plazmy.

Słońce składa się z siedmiu warstw: trzech wewnętrznych i czterech zewnętrznych. Są to, od środka na zewnątrz:

1. Rdzeń
2. Strefa promieniowania
3. Strefa konwekcyjna
4. Fotosfera
5. Chromosfera
6. Region przejściowy
7. Korona

Rozmawialiśmy o rdzeńjuż dużo; to tam odbywa się fuzja. Jak można się spodziewać, to tutaj znajdziesz najwyższą temperaturę na słońcu: około 27 000 000 000 (27 milionów) stopni Fahrenheita.

strefa radiacyjna, czasami nazywana strefą „promieniowania”, to miejsce, w którym energia z jądra wędruje na zewnątrz głównie jako promieniowanie elektromagnetyczne.

strefa konwekcyjna, czyli strefa „konwekcji”, to miejsce, w którym energia jest przenoszona głównie przez prądy w plazmie warstwy. Pomyśl, jak para z gotującego się garnka przenosi ciepło z palnika do powietrza nad piecem, a będziesz miał dobry pomysł.

„Powierzchnia” słońca, taka jaka jest, to fotosfera. To właśnie widzimy, gdy patrzymy na słońce. Promieniowanie elektromagnetyczne emitowane przez tę warstwę jest widoczne gołym okiem jako światło i jest tak jasne, że ukrywa mniej gęste warstwy zewnętrzne.

chromosferajest gorętsza niż fotosfera, ale nie tak gorąca jak korona. Jego temperatura powoduje, że wodór emituje czerwonawe światło. Zwykle jest niewidoczny, ale można go zobaczyć jako czerwonawą poświatę otaczającą słońce, gdy całkowite zaćmienie ukrywa fotosferę.

strefa przejściowato cienka warstwa, w której temperatura zmienia się dramatycznie od chromosfery do korony. Jest widoczny dla teleskopów, które mogą wykrywać światło ultrafioletowe (UV).

Wreszcie koronajest najbardziej zewnętrzną warstwą Słońca i jest niezwykle gorąca – setki razy gorętsza niż fotosfera – ale niewidoczne gołym okiem, z wyjątkiem całkowitego zaćmienia, kiedy pojawia się jako cienka biała aura wokół słońca. Dokładnie dlaczegojest tak gorąco to trochę tajemnica, ale przynajmniej jeden czynnik wydaje się być „bomby cieplne”: paczki ekstremalnie gorący materiał, który unosi się z głębi słońca, zanim eksploduje i uwalnia energię do korona.

Każdy, kto kiedykolwiek miał oparzenia słoneczne, może ci powiedzieć, że działanie słońca wykracza daleko poza koronę. W rzeczywistości korona jest tak gorąca i odległa od jądra, że ​​grawitacja słoneczna nie jest w stanie utrzymać przegrzanej plazmy – naładowane cząstki odpływają w przestrzeń jako stała.wiatr słoneczny​.

Pomimo niesamowitych rozmiarów Słońca, w końcu zabraknie mu wodoru potrzebnego do podtrzymania jego rdzenia fuzyjnego. Przewidywana całkowita długość życia Słońca wynosi około 10 miliardów lat. Urodził się około 4,6 miliarda lat temu, więc minie trochę czasu, zanim się wypali, ale tak się stanie.

Słońce promieniuje szacunkowo 3,846 × 10²⁶ J energii każdego dnia. Dzięki tej wiedzy możemy oszacować, jaką masę musi przetworzyć w ciągu sekundy. Na razie oszczędzimy ci więcej matematyki; wychodzi do około 4,27 × 10⁹ kgna sekundę. W ciągu zaledwie trzech sekund słońce zużywa mniej więcej tyle masy, ile dwukrotnie tworzy Wielka Piramida w Gizie.

Kiedy skończy mu się wodór, zacznie wykorzystywać cięższe pierwiastki do syntezy – lotny proces, który sprawi, że rozszerzy się do 100-krotności swojego obecnego rozmiaru, jednocześnie wyrzucając znaczną część swojej masy przestrzeń. Kiedy w końcu wyczerpie się paliwo, pozostawi po sobie mały, niezwykle gęsty obiekt zwany abiały karzeł, mniej więcej wielkości naszej Ziemi, ale o wiele, wiele razy gęstszej.