Vilka gaser utgör solen?

Vår sol, som alla andra stjärnor, är en gigantisk boll av glödande plasma. Det är en självbärande termonukleär reaktor som ger det ljus och värme som vår planet behöver upprätthålla livet, medan dess allvar hindrar oss (och resten av solsystemet) från att snurra ner i djupet Plats.

Solen innehåller flera gaser och andra element som avger elektromagnetisk strålning, vilket gör det möjligt för forskare att studera solen trots att de inte har tillgång till fysiska prover.

TL; DR (för lång; Läste inte)

De vanligaste gaserna i solen, i vikt, är: väte (cirka 70 procent, helium (cirka 28 procent), kol, kväve och syre (tillsammans cirka 1,5 procent). Resten av solens massa (0,5 procent) består av en blandning av spårmängder av andra element, inklusive men inte begränsat till neon, järn, kisel, magnesium och svavel.

The Sun's Composition

Två element utgör den överväldigande majoriteten av solens materia, per massa: väte (cirka 70 procent) och helium (cirka 28 procent). Observera, om du ser olika nummer, var inte orolig; du ser förmodligen uppskattningar utifrån det totala antalet enskilda atomer. Vi går massor eftersom det är lättare att tänka på.

Nästa 1,5 procent av massan är en blandning av kol, kväve och syre. De slutliga 0,5 procenten är en ymnighetshorn av tyngre element, inklusive men inte begränsat till: neon, järn, kisel, magnesium och svavel.

Hur vet vi vad solen består av?

Du kanske undrar hur, exakt vi vet vad som utgör solen. När allt kommer omkring har ingen människa någonsin varit där och inget rymdskepp har någonsin tagit tillbaka prover av solmaterial. Solen badar dock ständigt jordenelektromagnetisk strålningoch partiklar som frigörs av dess fusionsdrivna kärna.

Varje element absorberar vissa våglängder av elektromagnetisk strålning (dvs. ljus) och avger också vissa våglängder vid uppvärmning. 1802 märkte forskaren William Hyde Wollaston att solljus som passerade genom ett prisma producerade det förväntade regnbågsspektrumet, men med anmärkningsvärda mörka linjer spridda här och där.

För att få en bättre titt på detta fenomen uppfann optiker Joseph von Fraunhofer den första spektrometern - i grund och botten ett förbättrat prisma - som sprider solens olika våglängder ut ännu mer, vilket gör dem lättare att se. Det gjorde det också lättare att se att Wollastons mörka linjer inte var ett trick eller en illusion - de verkade vara en del av solljus.

Forskare räknade ut att de mörka linjerna (nu kallade Fraunhofer-linjerna) motsvarade de specifika våglängderna för ljus som absorberas av vissa element som väte, kalcium och natrium. Därför måste dessa element finnas i de yttre skikten av solen och absorbera en del av ljuset som utsänds av kärnan.

Med tiden har alltmer sofistikerade detektionsmetoder gjort det möjligt för oss att kvantifiera solens utsignal: elektromagnetisk strålning i alla dess former (röntgenstrålar, radiovågor, ultraviolett, infraröd och så vidare) och flödet av subatomära partiklar som neutriner. Genom att mäta vad solen släpper ut och vad den absorberar har vi byggt en mycket grundlig förståelse av solens sammansättning långt ifrån.

Komma igång med kärnfusion

Hade du märkt några mönster i materialen som utgör solen? Väte och helium är de två första elementen i det periodiska systemet: det enklaste och lättaste. Ju tyngre och mer komplexa element, desto mindre av det hittar vi i solen.

Denna trend med minskande mängder när vi går från lättare / enklare till tyngre / mer komplexa element återspeglar hur stjärnor föds och deras unika roll i vårt universum.

I omedelbar efterdyning av Big Bang var universum inget annat än ett hett, tätt moln av subatomära partiklar. Det tog nästan 400 000 år att kyla och expandera för att dessa partiklar skulle samlas i en form som vi skulle känna igen som den första atomen, väte.

Under lång tid dominerades universum av väte- och heliumatomer som kunde bildas spontant i den ursprungliga subatomära soppan. Långsamt börjar dessa atomer bilda lösa aggregeringar.

Dessa aggregeringar utövade större tyngdkraft, så de växte och tog mer material från närliggande. Efter cirka 1,6 miljoner år blev några av dessa sammanslagningar så stora att trycket och värmen i deras centrum var tillräckliga för att starta termonukleär fusion, och de första stjärnorna föddes.

Kärnfusion: Att omvandla massa till energi

Här är det viktigaste med kärnfusion: även om det kräver en enorm mängd energi för att komma igång, processen faktisktsläppsenergi.

Tänk på skapandet av helium via vätefusion: Två vätekärnor och två neutroner kombineras för att bilda en en heliumatom, men det resulterande heliumet har faktiskt 0,7 procent mindre massa än utgångsmaterialen. Som ni vet kan materia varken skapas eller förstöras, så massan måste ha gått någonstans. Faktum är att den förvandlades till energi, enligt Einsteins mest kända ekvation:

E = mc ^ 2

I vilken Eär energi i joule (J),mär masskilogram (kg) ochcär ljusets hastighet i meter / sekund (m / s) - en konstant. Du kan sätta ekvationen på vanlig engelska som:

​​energi (joule) = massa (kg) × ljusets hastighet (meter / sekund)2

Ljusets hastighet är ungefär 300.000.000 meter / sekund, vilket betyderc2har ett värde på cirka 90.000.000.000.000.000.000 - det är nittiobiljard- meter2/second2. Normalt när du handlar om så stora siffror, skulle du lägga dem i vetenskaplig notation för att spara utrymme, men det är användbart här för att se hur många nollor du har att göra med.

Som du kan föreställa dig, till och med ett litet antal multiplicerat mednittio kvadrillionkommer att hamna mycket stort. Låt oss nu titta på ett gram väte. För att säkerställa att ekvationen ger oss ett svar i joule, kommer vi att uttrycka denna massa som 0,001 kg - enheter är viktiga. Så om du ansluter dessa värden för ljusets massa och hastighet:

E = (0,001) (9 \ gånger 10 ^ {16}) = 9 \ gånger 10 ^ {13} \ text {J} = 90 000 000 000 000 \ text {J}

Det är nära den mängd energi som släpps ut av kärnbomben som släpptes på Nagasaki och som finns i ett gram av det minsta, lättaste elementet. Slutsats: Potentialen för energiproduktion genom att omvandla massa till energi via fusion är otrolig.

Det är därför forskare och ingenjörer har försökt ta reda på ett sätt att skapa en kärnfusionsreaktor här på jorden. Alla våra kärnreaktorer idag fungerar via Kärnfission, som delar atomer i mindre element, men är en mycket mindre effektiv process för att omvandla massa till energi.

Gaser på solen? Nej, plasma

Solen har inte en fast yta som jordskorpan - även om du sätter undan de extrema temperaturerna kunde du inte stå på solen. Istället består solen av sju distinkta lager avplasma​.

Plasma är det fjärde, mest energiska tillståndet i materien. Värm upp is (fast) och smälter i vatten (flytande). Fortsätt värma upp det och det ändras igen till vattenånga (gas).

Om du fortsätter att värma den gasen blir den dock plasma. Plasma är ett moln av atomer, som en gas, men det har tillförts så mycket energi att det har varitjoniserad. Det vill säga, dess atomer har blivit elektriskt laddade genom att deras elektroner slås loss från sina vanliga banor.

Omvandlingen från gas till plasma förändrar ämnets egenskaper och de laddade partiklarna släpper ofta energi som ljus. Glödande neonskyltar är faktiskt glasrör fyllda med en neongas - när en elektrisk ström passerar genom röret får den gasen att förvandlas till en glödande plasma.

Solens struktur

Solens sfäriska struktur är ett resultat av två ständigt konkurrerande krafter:allvarfrån den täta massan i solens centrum och försöker dra hela dess plasma inåt mot energi från kärnfusionen som äger rum i kärnan, vilket får plasman att expandera.

Solen består av sju lager: tre inre och fyra yttre. De är från centrum och utåt:

  1. Kärna
  2. Strålningszon
  3. Konvektiv zon
  4. Fotosfär
  5. Kromosfär
  6. Övergångsregion
  7. Korona

Solens lager

Vi har pratat om kärnamycket redan; det är där fusion sker. Som du förväntar dig är det där du kommer att hitta den högsta temperaturen på solen: cirka 27.000.000.000 (27 miljoner) grader Fahrenheit.

Destrålningszon, ibland kallad ”strålningszonen”, är där energi från kärnan rör sig utåt främst som elektromagnetisk strålning.

De konvektiv zon, även kallad "konvektion" -zon, är där energin främst bärs av strömmar i skiktets plasma. Tänk på hur ånga från en kokande kruka bär värmen från brännaren upp i luften ovanför kaminen, och du får rätt idé.

Solens "yta", så att den är, är den fotosfär. Detta är vad vi ser när vi tittar på solen. Den elektromagnetiska strålningen som avges av detta skikt är synlig för blotta ögat som ljus, och den är så ljus att den döljer de mindre täta yttre skikten ur sikte.

Dekromosfärär hetare än fotosfären, men det är inte lika varmt som korona. Dess temperatur gör att väte avger rödaktigt ljus. Det är vanligtvis osynligt men kan ses som en rödaktig glöd som omger solen när en total förmörkelse döljer fotosfären.

Deövergångszonär ett tunt skikt där temperaturen förskjuts dramatiskt från kromosfären till korona. Det är synligt för teleskop som kan upptäcka ultraviolett (UV) ljus.

Slutligen, koronaär det yttersta lagret av solen och är extremt varmt - hundratals gånger varmare än fotosfären - men osynlig för blotta ögat utom under en total förmörkelse, när den framträder som en tunn vit aura runt solen. Exakt Varfördet är så varmt är lite av ett mysterium, men åtminstone en faktor verkar vara "värmebomber": paket med extremt hett material som flyter upp från djupt i solen innan det exploderar och släpper ut energi i korona.

Solvind

Som någon som någonsin har haft solbränna kan berätta för dig, sträcker sig effekterna av solen långt bortom korona. I själva verket är korona så varm och avlägsen från kärnan att solens tyngdkraft inte kan hålla tag i den superuppvärmda plasma - laddade partiklar strömmar ut i rymden som en konstantsolvind​.

Solen kommer så småningom att dö

Trots solens otroliga storlek kommer den så småningom att ta slut på väte som den behöver för att upprätthålla sin fusionskärna. Solen har en beräknad total livslängd på cirka 10 miljarder år. Det föddes för cirka 4,6 miljarder år sedan, så det dröjer ett tag innan det kommer att brinna ut, men det kommer det.

Solen utstrålar uppskattningsvis 3.846 × 1026 J av energi varje dag. Med den kunskapen kan vi uppskatta hur mycket massa den måste konvertera per sekund. Vi sparar mer matematik för tillfället; det kommer ut till cirka 4,27 × 109 kgper sekund. På bara tre sekunder förbrukar solen ungefär lika mycket massa som den stora pyramiden i Giza, två gånger.

När det tar slut på väte kommer det att börja använda sina tyngre element för fusion - en flyktig process som gör att den expanderar till 100 gånger sin nuvarande storlek samtidigt som den spottar mycket av sin massa i Plats. När det äntligen tömmer sitt bränsle, lämnar det ett litet, extremt tätt föremål som kallas avit dvärg, ungefär storleken på vår jord men många, många gånger tätare.

  • Dela med sig
instagram viewer