Какие газы составляют Солнце?

Наше Солнце, как и любая другая звезда, представляет собой гигантский шар светящейся плазмы. Это автономный термоядерный реактор, который обеспечивает свет и тепло, необходимые нашей планете для поддерживать жизнь, в то время как ее гравитация не дает нам (и остальной части солнечной системы) уйти в глубокие космос.

Солнце содержит несколько газов и других элементов, которые испускают электромагнитное излучение, что позволяет ученым изучать Солнце, несмотря на отсутствие доступа к физическим образцам.

TL; DR (слишком длинный; Не читал)

Наиболее распространенные газы на Солнце по массе: водород (около 70 процентов, гелий (около 28 процентов), углерод, азот и кислород (вместе около 1,5 процента). Остальная часть солнечной массы (0,5 процента) состоит из смеси следовых количеств других элементов, включая, помимо прочего, неон, железо, кремний, магний и серу.

Два элемента по массе составляют подавляющее большинство вещества Солнца: водород (около 70 процентов) и гелий (около 28 процентов). Обратите внимание: если вы видите разные числа, не волнуйтесь; вы, вероятно, видите оценки по общему количеству отдельных атомов. Мы идем массово, потому что об этом легче думать.

Следующие 1,5 процента массы - это смесь углерода, азота и кислорода. Последние 0,5 процента - это изобилие более тяжелых элементов, включая, помимо прочего, неон, железо, кремний, магний и серу.

Вам может быть интересно, как именно мы знаем, из чего состоит солнце. В конце концов, там никогда не было ни одного человека, и ни один космический корабль никогда не возвращал образцы солнечной материи. Солнце, однако, постоянно купает землю вэлектромагнитное излучениеи частицы, выпущенные его ядром, работающим от термоядерного синтеза.

Каждый элемент поглощает определенные длины волн электромагнитного излучения (т. Е. Свет), а также излучает определенные длины волн при нагревании. В 1802 году ученый Уильям Хайд Волластон заметил, что солнечный свет, проходящий через призму, дает ожидаемый спектр радуги, но с заметными темными линиями, разбросанными здесь и там.

Чтобы лучше рассмотреть это явление, оптик Йозеф фон Фраунгофер изобрел первый спектрометр - в основном улучшенная призма, которая еще больше распределяет разные длины волн солнечного света, что упрощает их чтобы увидеть. Это также помогло понять, что темные линии Волластона не были уловкой или иллюзией - они казались особенностью солнечного света.

Ученые выяснили, что эти темные линии (теперь называемые линиями фраунгофера) соответствуют определенной длине волны света, поглощаемой определенными элементами, такими как водород, кальций и натрий. Следовательно, эти элементы должны присутствовать во внешних слоях солнца, поглощая часть света, излучаемого ядром.

Со временем все более изощренные методы обнаружения позволили нам количественно оценить мощность солнечного излучения: электромагнитное излучение. излучение во всех его формах (рентгеновские лучи, радиоволны, ультрафиолет, инфракрасное излучение и т. д.) и поток субатомных частиц, таких как нейтрино. Измеряя, что выделяет солнце и что оно поглощает, мы получили очень полное представление о составе солнца издалека.

Вы случайно не замечали какие-либо узоры в материалах, из которых состоит солнце? Водород и гелий - первые два элемента в периодической таблице: самый простой и самый легкий. Чем тяжелее и сложнее элемент, тем меньше его мы находим на солнце.

Эта тенденция уменьшения количества по мере того, как мы переходим от более легких / простых к более тяжелым / сложным элементам, отражает то, как рождаются звезды и их уникальную роль в нашей Вселенной.

Сразу после Большого взрыва Вселенная была не чем иным, как горячим плотным облаком субатомных частиц. Потребовалось почти 400000 лет охлаждения и расширения, чтобы эти частицы собрались вместе в форму, которую мы узнали бы как первый атом, водород.

Долгое время во Вселенной доминировали атомы водорода и гелия, которые могли спонтанно образовываться в изначальном субатомном супе. Постепенно эти атомы начинают образовывать рыхлые скопления.

Эти скопления обладали большей силой тяжести, поэтому они продолжали расти, притягивая все больше материала, находящегося поблизости. Примерно через 1,6 миллиона лет некоторые из этих скоплений стали настолько большими, что давления и тепла в их центрах было достаточно для начала термоядерного синтеза, и родились первые звезды.

Ключевой момент в ядерном синтезе: хотя для его запуска требуется огромное количество энергии, на самом деле этот процессрелизыэнергия.

Рассмотрим создание гелия путем синтеза водорода: два ядра водорода и два нейтрона объединяются, чтобы сформировать единое целое. один атом гелия, но полученный гелий на самом деле имеет массу на 0,7% меньше, чем исходные материалы. Как вы знаете, материю нельзя ни создать, ни уничтожить, поэтому эта масса должна куда-то уйти. Фактически, это было преобразовано в энергию согласно самому известному уравнению Эйнштейна:

В котором Eэнергия в джоулях (Дж),ммасса, килограммы (кг) иcскорость света в метрах в секунду (м / с) - постоянная величина. Вы можете выразить уравнение простым английским языком как

​​энергия (джоули) = масса (килограммы) × скорость света (метры в секунду)²​

Скорость света составляет примерно 300000000 метров в секунду, что означаетc²имеет значение приблизительно 90 000 000 000 000 000 - это девяностоквадриллион- метры²/second². Обычно, имея дело с такими большими числами, вы помещаете их в научную запись для экономии места, но здесь полезно увидеть, сколько нулей вы имеете дело.

Как вы понимаете, даже крошечное число, умноженное надевяносто квадриллионовбудет очень большим. А теперь давайте посмотрим на один грамм водорода. Чтобы уравнение давало ответ в джоулях, мы выразим эту массу как 0,001 килограмма - единицы важны. Итак, если вы подставите эти значения для массы и скорости света:

Это близко к количеству энергии, выпущенной ядерной бомбой, сброшенной на Нагасаки, содержащейся в одном грамме самого маленького и легкого элемента. Итог: потенциал для генерации энергии за счет преобразования массы в энергию посредством синтеза ошеломляет.

Вот почему ученые и инженеры пытались найти способ создать термоядерный реактор здесь, на Земле. Все наши ядерные реакторы сегодня работают через ядерное деление, который разбивает атомы на более мелкие элементы, но является гораздо менее эффективным процессом преобразования массы в энергию.

У Солнца нет твердой поверхности, как у земной коры - даже если не учитывать экстремальные температуры, вы не сможете стоять на солнце. Вместо этого солнце состоит из семи отдельных слоевплазма​.

Плазма - четвертое, наиболее энергичное состояние материи. Нагрейте лед (твердый), и он тает в воде (жидкости). Продолжайте нагревать его, и он снова превратится в водяной пар (газ).

Однако если вы продолжите нагревать этот газ, он превратится в плазму. Плазма - это облако атомов, похожее на газ, но оно наполнено таким количеством энергии, что оно былоионизированный. То есть его атомы стали электрически заряженными из-за того, что их электроны были сбиты с их обычных орбит.

Превращение газа в плазму изменяет свойства вещества, и заряженные частицы часто выделяют энергию в виде света. Светящиеся неоновые вывески, по сути, представляют собой стеклянные трубки, наполненные неоновым газом - когда электрический ток проходит через трубку, он превращает газ в светящуюся плазму.

Сферическая структура Солнца - результат двух постоянно конкурирующих сил:сила тяжестиот плотной массы в центре Солнца, пытающейся втянуть всю свою плазму внутрь против энергии ядерного синтеза, происходящего в ядре, заставляя плазму расширяться.

Солнце состоит из семи слоев: трех внутренних и четырех внешних. Они от центра наружу:

1. Основной
2. Радиационная зона
3. Конвективная зона
4. Фотографиисфера
5. Хромосфера
6. Переходный регион
7. Корона

Мы говорили о основнойуже много; здесь происходит слияние. Как и следовало ожидать, именно здесь вы найдете самую высокую температуру на Солнце: около 27 000 000 000 (27 миллионов) градусов по Фаренгейту.

Врадиационная зона, иногда называемая зоной «излучения», это место, где энергия от ядра распространяется наружу в основном в виде электромагнитного излучения.

В конвективная зона, также известная как зона «конвекции», энергия переносится в основном токами внутри плазмы слоя. Подумайте о том, как пар из кипящего котла уносит тепло от горелки в воздух над плитой, и вы получите правильное представление.

«Поверхность» солнца, такая, какая она есть, - это фотосфера. Это то, что мы видим, когда смотрим на солнце. Электромагнитное излучение, испускаемое этим слоем, видно невооруженным глазом как свет, и оно настолько яркое, что скрывает менее плотные внешние слои из поля зрения.

Вхромосферагорячее, чем фотосфера, но не так горячо, как корона. Его температура заставляет водород излучать красноватый свет. Обычно он невидим, но его можно увидеть как красноватое свечение, окружающее солнце, когда полное затмение скрывает фотосферу.

Впереходная зонапредставляет собой тонкий слой, в котором температура резко смещается от хромосферы к короне. Его видно в телескопы, которые могут обнаруживать ультрафиолетовый (УФ) свет.

Наконец, коронаявляется самым внешним слоем Солнца и чрезвычайно горячим - в сотни раз горячее, чем фотосфера, - но невидима невооруженным глазом, кроме как во время полного затмения, когда она выглядит как тонкая белая аура вокруг солнца. Точно Зачемэто так жарко, это немного загадка, но, по крайней мере, один фактор кажется «тепловой бомбой»: пакеты с очень горячий материал, который всплывает из глубины солнца, прежде чем взорваться и высвободить энергию в корона.

Любой, кто когда-либо получал солнечный ожог, может сказать вам, что воздействие солнца распространяется далеко за пределы короны. На самом деле корона настолько горячая и далека от ядра, что гравитация Солнца не может удержать перегретую плазму - заряженные частицы устремляются в космос как постоянный поток.Солнечный ветер​.

Несмотря на невероятные размеры Солнца, в конечном итоге у него закончится водород, необходимый для поддержания его термоядерного ядра. Предполагаемая общая продолжительность жизни Солнца составляет около 10 миллиардов лет. Он родился около 4,6 миллиарда лет назад, так что пройдет немало времени, прежде чем он сгорит, но он сгорит.

Солнце излучает примерно 3,846 × 10²⁶ Дж энергии каждый день. Обладая этими знаниями, мы можем оценить, какую массу он должен преобразовывать в секунду. Мы пока избавим вас от математики; получается около 4,27 × 10⁹ кгв секунду. Всего за три секунды Солнце потребляет примерно столько же массы, сколько составляет Великую пирамиду в Гизе, в два раза больше.

Когда у него закончится водород, он начнет использовать для синтеза свои более тяжелые элементы - летучие процесс, который заставит его расшириться в 100 раз по сравнению с текущим размером, извергая большую часть своей массы в космос. Когда он, наконец, исчерпает свое топливо, он оставит после себя небольшой чрезвычайно плотный объект, называемыйбелый Гномразмером с нашу Землю, но во много-много раз плотнее.