Ce gaze alcătuiesc Soarele?

Soarele nostru, ca orice altă stea, este o minge gigantică de plasmă strălucitoare. Este un reactor termonuclear care se autosusține, care asigură lumina și căldura de care are nevoie planeta noastră susține viața, în timp ce gravitația sa ne împiedică pe noi (și restul sistemului solar) să ne învârtim în adâncime spaţiu.

Soarele conține mai multe gaze și alte elemente care degajă radiații electromagnetice, permițând oamenilor de știință să studieze soarele, în ciuda faptului că nu au putut accesa probe fizice.

TL; DR (Prea lung; Nu am citit)

Cele mai frecvente gaze la soare, în masă, sunt: ​​hidrogen (aproximativ 70%, heliu (aproximativ 28%), carbon, azot și oxigen (împreună aproximativ 1,5%). Restul masei soarelui (0,5%) este alcătuit dintr-un amestec de urme de alte elemente, incluzând, dar nelimitându-se la neon, fier, siliciu, magneziu și sulf.

Două elemente alcătuiesc majoritatea covârșitoare a materiei solare, în masă: hidrogen (aproximativ 70%) și heliu (aproximativ 28%). Rețineți, dacă vedeți numere diferite, nu vă supărați; probabil că vedeți estimări în funcție de numărul total de atomi individuali. Mergem la masă pentru că este mai ușor să ne gândim.

Următorul 1,5 la sută din masă este un amestec de carbon, azot și oxigen Ultimul 0,5 la sută este o cornucopie de elemente mai grele, incluzând, dar fără a se limita la: neon, fier, siliciu, magneziu și sulf.

S-ar putea să vă întrebați cum știm exact ce alcătuiește soarele. La urma urmei, niciun om nu a fost vreodată acolo și nici o navă spațială nu a adus vreodată mostre de materie solară. Totuși, soarele scaldă în mod constant pământulradiatie electromagneticași particulele eliberate de miezul său alimentat prin fuziune.

Fiecare element absoarbe anumite lungimi de undă ale radiației electromagnetice (adică lumină) și, de asemenea, emite anumite lungimi de undă atunci când este încălzit. În 1802, omul de știință William Hyde Wollaston a observat că lumina soarelui care trece printr-o prismă a produs spectrul curcubeu așteptat, dar cu linii întunecate notabile împrăștiate ici și colo.

Pentru a vedea mai bine acest fenomen, opticianul Joseph von Fraunhofer a inventat primul spectrometru - practic o prismă îmbunătățită - care răspândește diferitele lungimi de undă ale soarelui și mai mult, făcându-le mai ușoare pentru a vedea. De asemenea, a făcut mai ușor să vedeți că liniile întunecate ale lui Wollaston nu erau un truc sau o iluzie - păreau a fi o caracteristică a soarelui.

Oamenii de știință au aflat că acele linii întunecate (numite acum linii Fraunhofer) corespund lungimilor de undă specifice ale luminii absorbite de anumite elemente precum hidrogen, calciu și sodiu. Prin urmare, aceste elemente trebuie să fie prezente în straturile exterioare ale soarelui, absorbind o parte din lumina emisă de miez.

De-a lungul timpului, metodele de detectare din ce în ce mai sofisticate ne-au permis să cuantificăm ieșirea din soare: electromagnetică radiații în toate formele sale (raze X, unde radio, ultraviolete, infraroșii și așa mai departe) și fluxul de particule subatomice precum neutrini. Măsurând ce eliberează soarele și ce absoarbe, am construit o înțelegere foarte aprofundată a compoziției soarelui de departe.

Ați observat întâmplător vreun tipar în materialele care alcătuiesc soarele? Hidrogenul și heliul sunt primele două elemente de pe tabelul periodic: cel mai simplu și cel mai ușor. Cu cât este mai greu și mai complex un element, cu atât găsim mai puțin din el în soare.

Această tendință de scădere a cantităților pe măsură ce trecem de la elemente mai ușoare / mai simple la mai grele / mai complexe reflectă modul în care se nasc stelele și rolul lor unic în universul nostru.

Imediat după Big Bang, universul nu era altceva decât un nor fierbinte și dens de particule subatomice. Au fost necesare aproape 400.000 de ani de răcire și extindere pentru ca aceste particule să se reunească într-o formă pe care am recunoaște-o ca primul atom, hidrogenul.

Pentru o lungă perioadă de timp, universul a fost dominat de atomi de hidrogen și heliu care au putut să se formeze spontan în supa subatomică primordială. Încet, acești atomi încep să formeze agregări libere.

Aceste agregări au exercitat o gravitate mai mare, așa că au continuat să crească, aducând mai mult material din apropiere. După aproximativ 1,6 milioane de ani, unele dintre aceste agregări au devenit atât de mari încât presiunea și căldura din centrele lor au fost suficiente pentru a declanșa fuziunea termonucleară și s-au născut primele stele.

Iată lucrul cheie cu privire la fuziunea nucleară: chiar dacă necesită o cantitate extraordinară de energie pentru a începe, procesul de faptelibereazăenergie.

Luați în considerare crearea heliului prin fuziunea hidrogenului: doi nuclei de hidrogen și doi neutroni se combină pentru a forma un un singur atom de heliu, dar heliul rezultat are de fapt 0,7% mai puțină masă decât materiile prime. După cum știți, materia nu poate fi nici creată, nici distrusă, astfel încât masa trebuie să fi plecat undeva. De fapt, a fost transformată în energie, conform celei mai faimoase ecuații a lui Einstein:

In care Eeste energie în jouli (J),meste masa de kilograme (kg) șiceste viteza luminii în metri / secundă (m / s) - o constantă. Puteți pune ecuația în engleză simplă, după cum urmează:

​​energie (jouli) = masa (kilograme) × viteza luminii (metri / secundă)²​

Viteza luminii este de aproximativ 300.000.000 de metri / secundă, ceea ce înseamnăc²are o valoare de aproximativ 90.000.000.000.000.000 - adică nouăzecicvadrilion- metri²/second². În mod normal, atunci când tratați cu numere atât de mari, le-ați pune în notație științifică pentru a economisi spațiu, dar este util aici să vedeți cu câte zero aveți de-a face.

După cum vă puteți imagina, chiar și un număr mic înmulțit cunouăzeci de miliardeva ajunge foarte mare. Acum, să ne uităm la un singur gram de hidrogen. Pentru a ne asigura că ecuația ne oferă un răspuns în jouli, vom exprima această masă ca 0,001 kilograme - unitățile sunt importante. Deci, dacă introduceți aceste valori pentru masă și viteza luminii:

Este aproape de cantitatea de energie eliberată de bomba nucleară aruncată asupra Nagasaki, conținută într-un singur gram din cel mai mic și mai ușor element. Concluzie: potențialul de generare a energiei prin conversia masei în energie prin fuziune este uimitor.

Acesta este motivul pentru care oamenii de știință și inginerii au încercat să găsească o modalitate de a crea un reactor de fuziune nucleară aici pe Pământ. Toate reactoarele noastre nucleare de astăzi funcționează prin Fisiune nucleara, care împarte atomii în elemente mai mici, dar este un proces mult mai puțin eficient pentru conversia masei în energie.

Soarele nu are o suprafață solidă precum scoarța terestră - chiar și lăsând deoparte temperaturile extreme, nu ai putea sta pe soare. În schimb, soarele este alcătuit din șapte straturi distincte deplasmă​.

Plasma este a patra, cea mai energică, stare a materiei. Încălziți gheața (solidă) și aceasta se topește în apă (lichidă). Încălziți-l și se transformă din nou în vapori de apă (gaz).

Totuși, dacă continuați să încălziți acel gaz, acesta va deveni plasmă. Plasma este un nor de atomi, ca un gaz, dar a fost infuzat cu atât de multă energie încât a fostionizat. Adică, atomii săi au devenit încărcați electric prin eliminarea electronilor lor de pe orbitele lor obișnuite.

Transformarea din gaz în plasmă modifică proprietățile unei substanțe, iar particulele încărcate eliberează adesea energie sub formă de lumină. Semnele neon strălucitoare, de fapt, sunt tuburi de sticlă umplute cu un gaz neon - atunci când un curent electric este trecut prin tub, acesta determină transformarea gazului într-o plasmă strălucitoare.

Structura sferică a soarelui este rezultatul a două forțe concurente în mod constant:gravitatiedin masa densă din centrul soarelui, încercând să tragă toată plasma sa spre interior față de energia din fuziunea nucleară care are loc în miez, determinând expansiunea plasmei.

Soarele este alcătuit din șapte straturi: trei interioare și patru exterioare. Ele sunt, de la centru spre exterior:

1. Miezul
2. Zona radiativă
3. Zona convectivă
4. Fotosferă
5. Cromosfera
6. Regiunea de tranziție
7. Corona

Am vorbit despre nucleumulte deja; acolo are loc fuziunea. Așa cum v-ați aștepta, este locul unde veți găsi cea mai ridicată temperatură de la soare: aproximativ 27.000.000.000 (27 milioane) grade Fahrenheit.

zona radiativă, denumită uneori zona „radiației”, este locul în care energia din miez se deplasează spre exterior în primul rând sub formă de radiație electromagnetică.

zona convectivă, cunoscută și ca zona de „convecție”, este locul în care energia este transportată în principal de curenții din plasma stratului. Gândiți-vă la modul în care vaporii dintr-o oală fierbinte transportă căldura de pe arzător în aerul de deasupra aragazului și veți avea ideea potrivită.

„Suprafața” soarelui, așa cum este, este fotosferă. Aceasta este ceea ce vedem când ne uităm la soare. Radiația electromagnetică emisă de acest strat este vizibilă cu ochiul liber ca lumină și este atât de strălucitoare încât ascunde straturile exterioare mai puțin dense de la vedere.

cromosferăeste mai fierbinte decât fotosfera, dar nu este la fel de fierbinte ca coroana. Temperatura sa face ca hidrogenul să emită lumină roșiatică. De obicei, este invizibil, dar poate fi văzut ca o strălucire roșiatică care înconjoară soarele atunci când o eclipsă totală ascunde fotosfera.

zonă de tranzițieeste un strat subțire în care temperaturile se schimbă dramatic de la cromosferă la coroană. Este vizibil pentru telescoapele care pot detecta lumina ultravioletă (UV).

În cele din urmă, coronaeste stratul cel mai exterior al soarelui și este extrem de fierbinte - de sute de ori mai fierbinte decât fotosfera - dar invizibil cu ochiul liber, cu excepția unei eclipse totale, când apare ca o aură albă subțire în jurul soarelui. Exact De ceeste atât de cald este un pic misterios, dar cel puțin un factor pare să fie „bombele de căldură”: pachetele de material extrem de fierbinte care plutește din adâncul soarelui înainte de a exploda și elibera energie în corona.

După cum vă poate spune oricine a avut vreodată arsuri solare, efectele soarelui se extind mult dincolo de coroană. De fapt, coroana este atât de fierbinte și de îndepărtată de miez încât gravitația soarelui nu poate păstra controlul asupra plasmei supraîncălzite - particulele încărcate curg în spațiu ca o constantăvânt solar​.

În ciuda dimensiunilor incredibile ale soarelui, în cele din urmă va rămâne fără hidrogenul de care are nevoie pentru a-și susține miezul de fuziune. Soarele are o durată de viață totală estimată de aproximativ 10 miliarde de ani. S-a născut cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă, așa că mai este destul de mult timp până se va arde, dar o va face.

Soarele radiază aproximativ 3.846 × 10²⁶ J de energie în fiecare zi. Cu aceste cunoștințe, putem estima câtă masă trebuie să convertească pe o bază pe secundă. Vă vom economisi mai multe matematici pentru moment; iese în jur de 4,27 × 10⁹ kgpe secunda. În doar trei secunde, soarele consumă cam atât de multă masă cât formează Marea Piramidă din Giza, de două ori peste.

Când rămâne fără hidrogen, va începe să-și folosească elementele mai grele pentru fuziune - un volatil proces care îl va face să se extindă de 100 de ori dimensiunea sa actuală în timp ce aruncă o mare parte din masă spaţiu. Când în cele din urmă își epuizează combustibilul, va lăsa în urmă un obiect mic, extrem de dens numit apitic alb, cam de dimensiunea Pământului nostru, dar de multe, de multe ori mai dens.