Que gases constituem o Sol?

Nosso sol, como qualquer outra estrela, é uma bola gigantesca de plasma brilhante. É um reator termonuclear autossustentável que fornece a luz e o calor de que nosso planeta precisa para sustentar a vida, enquanto sua gravidade nos impede (e o resto do sistema solar) de girar para o fundo espaço.

O sol contém vários gases e outros elementos que emitem radiação eletromagnética, permitindo que os cientistas estudem o sol apesar de não poderem acessar amostras físicas.

TL; DR (muito longo; Não li)

Os gases mais comuns no Sol, em massa, são: hidrogênio (cerca de 70 por cento, hélio (cerca de 28 por cento), carbono, nitrogênio e oxigênio (juntos cerca de 1,5 por cento). O restante da massa do sol (0,5 por cento) é composto de uma mistura de vestígios de outros elementos, incluindo, mas não se limitando a neon, ferro, silício, magnésio e enxofre.

Dois elementos constituem a esmagadora maioria da matéria do Sol, em massa: hidrogênio (cerca de 70 por cento) e hélio (cerca de 28 por cento). Observe, se você vir números diferentes, não se preocupe; você provavelmente está vendo estimativas de acordo com o número total de átomos individuais. Estamos indo em massa porque é mais fácil pensar nisso.

Os próximos 1,5% da massa são uma mistura de carbono, nitrogênio e oxigênio. Os 0,5% finais são uma cornucópia de elementos mais pesados, incluindo, mas não se limitando a: néon, ferro, silício, magnésio e enxofre.

Você pode estar se perguntando como, exatamente nós sabemos o que compõe o sol. Afinal, nenhum humano jamais esteve lá e nenhuma espaçonave trouxe de volta amostras de matéria solar. O sol, no entanto, está constantemente banhando a terra emradiação eletromagnéticae partículas liberadas por seu núcleo alimentado por fusão.

Cada elemento absorve certos comprimentos de onda de radiação eletromagnética (ou seja, luz) e da mesma forma emite certos comprimentos de onda quando aquecido. Em 1802, o cientista William Hyde Wollaston notou que a luz do sol passando por um prisma produzia o espectro de arco-íris esperado, mas com notáveis ​​linhas escuras espalhadas aqui e ali.

Para ter uma visão melhor deste fenômeno, o oculista Joseph von Fraunhofer, inventou o primeiro espectrômetro - basicamente um prisma aprimorado - que espalha os diferentes comprimentos de onda da luz do sol ainda mais, tornando-os mais fáceis ver. Também ficou mais fácil ver que as linhas escuras de Wollaston não eram um truque ou ilusão - pareciam ser uma característica da luz do sol.

Os cientistas descobriram que essas linhas escuras (agora chamadas de linhas Fraunhofer) correspondiam aos comprimentos de onda específicos da luz absorvida por certos elementos como hidrogênio, cálcio e sódio. Portanto, esses elementos devem estar presentes nas camadas externas do sol, absorvendo parte da luz que está sendo emitida pelo núcleo.

Com o tempo, métodos de detecção cada vez mais sofisticados nos permitiram quantificar a saída do sol: eletromagnética radiação em todas as suas formas (raios X, ondas de rádio, ultravioleta, infravermelho e assim por diante) e o fluxo de partículas subatômicas como neutrinos. Ao medir o que o sol libera e o que ele absorve, construímos uma compreensão muito completa da composição do sol à distância.

Você notou algum padrão nos materiais que compõem o sol? Hidrogênio e hélio são os dois primeiros elementos da tabela periódica: o mais simples e o mais leve. Quanto mais pesado e complexo um elemento, menos encontramos ao sol.

Essa tendência de quantidades decrescentes à medida que nos movemos dos elementos mais leves / simples para os mais pesados ​​/ complexos reflete como as estrelas nascem e seu papel único em nosso universo.

Imediatamente após o Big Bang, o universo nada mais era do que uma nuvem densa e quente de partículas subatômicas. Demorou quase 400.000 anos de resfriamento e expansão para essas partículas se reunirem em uma forma que reconheceríamos como o primeiro átomo, o hidrogênio.

Por muito tempo, o universo foi dominado por átomos de hidrogênio e hélio que foram capazes de se formar espontaneamente dentro da sopa subatômica primordial. Lentamente, esses átomos começam a formar agregações soltas.

Essas agregações exerceram maior gravidade, então continuaram crescendo, puxando mais material das proximidades. Após cerca de 1,6 milhão de anos, algumas dessas agregações ficaram tão grandes que a pressão e o calor em seus centros foram suficientes para iniciar a fusão termonuclear, e as primeiras estrelas nasceram.

Aqui está o ponto-chave sobre a fusão nuclear: embora exija uma enorme quantidade de energia para começar, o processo na verdadelançamentosenergia.

Considere a criação de hélio via fusão de hidrogênio: dois núcleos de hidrogênio e dois nêutrons se combinam para formar um átomo de hélio único, mas o hélio resultante na verdade tem 0,7% menos massa do que os materiais de partida. Como você sabe, a matéria não pode ser criada nem destruída, então essa massa deve ter ido para algum lugar. Na verdade, foi transformado em energia, de acordo com a equação mais famosa de Einstein:

No qual Eé a energia em joules (J),mé a massa de quilogramas (kg) ecé a velocidade da luz em metros / segundo (m / s) - uma constante. Você pode colocar a equação em inglês simples como:

​​energia (joules) = massa (quilogramas) × velocidade da luz (metros / segundo)²​

A velocidade da luz é de aproximadamente 300.000.000 metros / segundo, o que significac²tem um valor de aproximadamente 90.000.000.000.000.000 - isto é noventaquatrilhão- metros²/second². Normalmente, ao lidar com números tão grandes, você os colocaria em notação científica para economizar espaço, mas é útil aqui ver com quantos zeros você está lidando.

Como você pode imaginar, mesmo um pequeno número multiplicado pornoventa quatrilhõesvai acabar muito grande. Agora, vamos olhar para um único grama de hidrogênio. Para garantir que a equação nos dê uma resposta em joules, expressaremos essa massa como 0,001 quilogramas - as unidades são importantes. Portanto, se você inserir esses valores para massa e velocidade da luz:

Isso é quase a quantidade de energia liberada pela bomba nuclear lançada em Nagasaki contida em um único grama do elemento menor e mais leve. Resumindo: o potencial de geração de energia pela conversão de massa em energia por meio da fusão é estonteante.

É por isso que cientistas e engenheiros vêm tentando descobrir uma maneira de criar um reator de fusão nuclear aqui na Terra. Todos os nossos reatores nucleares hoje funcionam via ficão nuclear, que divide os átomos em elementos menores, mas é um processo muito menos eficiente para converter massa em energia.

O sol não tem uma superfície sólida como a crosta terrestre - mesmo deixando de lado as temperaturas extremas, você não poderia ficar em pé no sol. Em vez disso, o sol é composto por sete camadas distintas deplasma​.

O plasma é o quarto estado da matéria, mais energético. Aqueça o gelo (sólido) e ele se derrete em água (líquido). Continue aquecendo-o e ele se transformará novamente em vapor d'água (gás).

Porém, se você continuar aquecendo esse gás, ele se tornará plasma. O plasma é uma nuvem de átomos, como um gás, mas foi infundido com tanta energia que foiionizado. Ou seja, seus átomos tornaram-se eletricamente carregados por terem seus elétrons liberados de suas órbitas usuais.

A transformação de gás em plasma muda as propriedades de uma substância e as partículas carregadas frequentemente liberam energia como luz. Sinais de néon brilhantes, na verdade, são tubos de vidro cheios de um gás neon - quando uma corrente elétrica passa pelo tubo, faz com que o gás se transforme em um plasma brilhante.

A estrutura esférica do sol é o resultado de duas forças em competição constante:gravidadeda massa densa no centro do sol tentando puxar todo o seu plasma para dentro contra a energia da fusão nuclear que ocorre no núcleo, fazendo com que o plasma se expanda.

O sol é composto de sete camadas: três internas e quatro externas. Eles são, do centro para fora:

1. Testemunho
2. Zona radiativa
3. Zona convectiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Região de transição
7. Corona

Já falamos sobre o testemunhomuito já; é onde a fusão ocorre. Como era de se esperar, é onde você encontrará a temperatura mais alta do sol: cerca de 27.000.000.000 (27 milhões) de graus Fahrenheit.

Ozona radiativa, às vezes chamada de zona de “radiação”, é onde a energia do núcleo viaja para fora principalmente como radiação eletromagnética.

O zona convectiva, também conhecida como zona de "convecção", é onde a energia é transportada principalmente por correntes dentro do plasma da camada. Pense em como o vapor de uma panela fervendo transporta o calor do queimador para o ar acima do fogão, e você terá a ideia certa.

A "superfície" do sol, tal que é, é a fotosfera. Isso é o que vemos quando olhamos para o sol. A radiação eletromagnética emitida por esta camada é visível a olho nu como luz e é tão brilhante que esconde as camadas externas menos densas da vista.

Ocromosferaé mais quente do que a fotosfera, mas não é tão quente quanto a corona. Sua temperatura faz com que o hidrogênio emita luz avermelhada. Geralmente é invisível, mas pode ser visto como um brilho avermelhado ao redor do sol quando um eclipse total oculta a fotosfera.

Ozona de transiçãoé uma camada fina onde as temperaturas mudam dramaticamente da cromosfera para a coroa. É visível para telescópios que podem detectar luz ultravioleta (UV).

finalmente, o coroaé a camada mais externa do sol e é extremamente quente - centenas de vezes mais quente que a fotosfera - mas invisível a olho nu, exceto durante um eclipse total, quando aparece como uma fina aura branca ao redor do sol. Exatamente Por quêestá tão quente é um pouco misterioso, mas pelo menos um fator parece ser "bombas de calor": pacotes de material extremamente quente que flutua das profundezas do sol antes de explodir e liberar energia para o corona.

Como qualquer pessoa que já teve uma queimadura de sol pode lhe dizer, os efeitos do sol se estendem muito além da coroa. Na verdade, a corona é tão quente e distante do núcleo que a gravidade do sol não consegue segurar o plasma superaquecido - partículas carregadas fluem para o espaço como uma constantevento solar​.

Apesar do tamanho incrível do sol, eventualmente ficará sem o hidrogênio de que precisa para sustentar seu núcleo de fusão. O sol tem uma vida útil total prevista de cerca de 10 bilhões de anos. Ele nasceu há cerca de 4,6 bilhões de anos, então ainda vai demorar um pouco antes de se queimar, mas vai.

O sol irradia cerca de 3,846 × 10²⁶ J de energia todos os dias. Com esse conhecimento, podemos estimar quanta massa ele deve estar convertendo por segundo. Vamos poupar você de mais matemática por enquanto; sai em torno de 4,27 × 10⁹ kgpor segundo. Em apenas três segundos, o sol consome quase a mesma massa que compõe a Grande Pirâmide de Gizé, duas vezes.

Quando ficar sem hidrogênio, ele começará a usar seus elementos mais pesados ​​para a fusão - um material volátil processo que fará com que ele se expanda 100 vezes seu tamanho atual, enquanto despeja grande parte de sua massa em espaço. Quando ele finalmente esgota seu combustível, ele deixará para trás um objeto pequeno e extremamente denso chamado deanã branca, do tamanho da nossa Terra, mas muitas, muitas vezes mais densa.