Ce gaze formează Soarele?

Conţinut

• TL; DR (Prea lung; nu a citit)
• Compoziția Soarelui
• Cum știm din ce este făcut Soarele?
• Noțiuni de bază pentru fuziunea nucleară
• Fuziunea nucleară: transformarea masei în energie
• Gaze pe Soare? Nu, plasmă
• Structura Soarelui
• Straturile Soarelui
• Vânt solar
• Soarele va muri în cele din urmă

Soarele nostru, ca orice altă stea, este o bilă gigantică de plasmă strălucitoare. Este un reactor termonuclear care se auto-susține, care oferă lumina și căldura pe care planeta noastră are nevoie pentru a menține viața, în timp ce gravitația ne împiedică (și restul sistemului solar) să se învârtă în spațiul profund.

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

TL; DR (Prea lung; nu a citit)

Cele mai frecvente gaze la soare, în masă, sunt: ​​hidrogenul (aproximativ 70 la sută, heliu (aproximativ 28 la sută), carbon, azot și oxigen (împreună aproximativ 1,5 la sută). Restul masei solare (0,5 la sută) este făcut un amestec de cantități urme de alte elemente, incluzând, dar fără a se limita la neon, fier, siliciu, magneziu și sulf.

Compoziția Soarelui

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

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

Cum știm din ce este făcut Soarele?

Poate vă întrebați cum, știm exact ce creează soarele. La urma urmei, niciun om nu a fost vreodată acolo și nicio navă spațială nu a adus înapoi probe de materie solară. Soarele, însă, scaldă constant pământul înăuntru radiatie electromagnetica și particule 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 sunt încălzite. În 1802, savantul William Hyde Wollaston a observat că lumina soarelui care trece printr-o prismă produce spectrul curcubeului scontat, dar cu linii întunecate notabile împrăștiate aici și acolo.

Pentru a vedea mai bine aceste fenomene, opticianul Joseph von Fraunhofer, a inventat primul spectrometru - practic o prismă îmbunătățită - care a răspândit și mai mult lungimile de undă ale luminii solare, ceea ce le face mai ușor de observat. De asemenea, a fost mai ușor să vedeți că liniile întunecate ale lui Wollastons nu erau un truc sau o iluzie - păreau a fi o caracteristică a luminii solare.

Oamenii de știință au dat seama că acele linii întunecate (numite acum linii Fraunhofer) corespundeau lungimilor de undă specifice ale luminii absorbite de anumite elemente precum hidrogenul, calciul și sodiul. Prin urmare, aceste elemente trebuie să fie prezente în straturile exterioare ale soarelui, absorbind o parte din lumină emisă de miez.

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

Noțiuni de bază pentru fuziunea nucleară

Vi s-a întâmplat să observați modele în materialele care alcătuiesc soarele? Hidrogenul și heliul sunt primele două elemente din tabelul periodic: cel mai simplu și mai ușor. Un element mai greu și mai complex, cu atât mai puțin îl găsim la soare.

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

În perioada imediat următoare a Big Bang-ului, universul nu era altceva decât un nor fierbinte și dens de particule subatomice. A fost nevoie de 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.

Multă vreme, universul a fost dominat de atomi de hidrogen și heliu care s-au putut forma spontan în cadrul supei subatomice primordiale. Încet, acești atomi încep să formeze agregări libere.

Aceste agregări exercitau o gravitate mai mare, astfel că au continuat să crească, trăgând 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 arunca fuziunea termonucleară și s-au născut primele stele.

Fuziunea nucleară: transformarea masei în energie

Iată principalul lucru despre fuziunea nucleară: deși necesită o cantitate extraordinară de energie pentru a începe, procesul de fapt de presă energie.

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

E = mc²

In care E este energie în joules (J), m este de kilograme de masă (kg) și c este viteza luminii în metri / secundă (m / s) - o constantă. Puteți pune ecuația în engleză simplă ca:

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

Viteza luminii este de aproximativ 300.000.000 de metri / secundă, ceea ce înseamnă c² are o valoare de aproximativ 90.000.000.000.000.000 - adică nouăzeci cvadrilion - metri²/al doilea². În mod normal, atunci când aveți de-a face cu numerele atât de mari, le-ați introdus în notație științifică pentru a economisi spațiu, dar este util aici să vedeți cât de multe zero vă confruntați.

După cum vă puteți imagina, chiar și un număr minuscul înmulțit cu nouăzeci de cvadrilioni se va termina 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 deoarece 0,001 kilograme - unitățile sunt importante. Deci, dacă conectați aceste valori pentru masa și viteza luminii:

E = (0,001 kg) (9 × 10¹⁶ m²/ s²)
E = 9 × 10¹³ J
E = 90.000.000.000.000 J

Este aproape de cantitatea de energie eliberată de bomba nucleară aruncată pe Nagasaki, cuprinsă într-un singur gram al celui mai mic și mai ușor element. Linia de fund: potențialul de generare a energiei prin transformarea masei în energie prin fuziune este lipsit de minte.

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

Gaze pe Soare? Nu, plasmă

Soarele nu are o suprafață solidă precum scoarța terestră - chiar și lăsând la o parte temperaturile extreme, nu puteți sta la soare. În schimb, soarele este format din șapte straturi distincte de plasmă.

Plasma este a patra, cea mai energică, stare a materiei. Se încălzește gheața (solid) și se topește în apă (lichid). Continuați să o încălziți și se schimbă din nou în vaporii de apă (gaz).

Dacă totuși încălziți acel gaz, acesta va deveni plasmatic. Plasma este un nor de atomi, ca un gaz, dar a fost infuzat cu atâta energie încât a fost ionizat. Adică, atomii săi s-au încărcat electric, prin faptul că electronii lor s-au desprins de orbitele lor obișnuite.

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

Structura Soarelui

Structura sferică a soarelui este rezultatul a două forțe în concurență constantă: gravitatie din masa densă din centrul soarelui încercând să-și tragă întreaga plasmă spre interior față de energia din fuziunea nucleară care are loc în miez, determinând extinderea plasmei.

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

Straturile Soarelui

Am vorbit despre miez multe deja; este locul unde are loc fuziunea. După cum vă așteptați, este locul în care veți găsi cea mai ridicată temperatură la soare: aproximativ 27.000.000.000 (27 milioane) grade Fahrenheit.

zona radiativă, uneori numită zonă „radiație”, este locul în care energia din miez călătorește spre exterior în principal ca radiație electromagnetică.

zona convectivă, de asemenea 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 care fierbe transportă căldură din arzător în aer deasupra sobei și veți avea ideea corectă.

„Suprafața” soarelui, așa cum este, este fotosferă. Asta vedem când privim soarele. Radiația electromagnetică emisă de acest strat este vizibilă pentru ochiul liber ca lumină și este atât de strălucitoare încât ascunde la vedere straturile exterioare mai puțin dense.

cromosfera este mai cald decât fotosfera, dar nu este la fel de fierbinte ca corona. Temperatura lui face ca hidrogenul să emită lumină roșiatică. De obicei este invizibil, dar poate fi văzută ca o strălucire roșiatică care înconjoară soarele atunci când o eclipsă totală ascunde fotosfera.

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

În cele din urmă, coroană este stratul cel mai exterior al soarelui și este extrem de fierbinte - de sute de ori mai fierbinte decât fotosfera -, dar invizibil pentru ochiul liber, cu excepția în timpul unei eclipse totale, când apare ca o aură subțire albă în jurul soarelui. Exact De ce este atât de fierbinte este un pic de mister, dar cel puțin un factor pare a fi „bombele de căldură”: pachete de materiale extrem de fierbinți care plutesc din adânc în soare înainte de a exploda și de a elibera energie în corona.

Vânt solar

După cum vă poate spune oricine a avut vreo arsură solară, efectele soarelui se extind dincolo de corona. De fapt, corona este atât de fierbinte și îndepărtată de miez, încât gravitația soarelui nu poate ține o plasmă cu plasma supraîncălzită - particulele încărcate curg în spațiu ca o constantă vânt solar.

Soarele va muri în cele din urmă

În ciuda dimensiunii incredibile a soarelui, în cele din urmă va rămâne fără hidrogenul necesar pentru a-și menține miezul de fuziune. Soarele are o durată de viață totală prevăzută de aproximativ 10 miliarde de ani. S-a născut în urmă cu aproximativ 4,6 miliarde de ani, așa că au rămas destul de mult timp până se va arde, dar va fi.

Soarele radiază aproximativ 3.846 × 10²⁶ J de energie în fiecare zi. Cu aceste cunoștințe, putem estima cât de mult trebuie să se convertească masa pe secundă. Vă vom economisi mai multă matematică de acum; se ridică la aproximativ 4.27 × 10⁹ kg pe secunda. În doar trei secunde, soarele consumă cam atâta masă cât formează Marea Piramidă din Giza, de două ori peste.

Când va rămâne fără hidrogen, va începe să folosească elementele sale mai grele pentru fuziune - un proces volatil care îl va face să se extindă până la 100 de ori dimensiunea sa actuală, în timp ce va arunca o mare parte din masă în spațiu. Când în sfârșit își epuizează combustibilul, va lăsa în urmă un obiect mic, extrem de dens, numit a pitic alb, despre dimensiunea Pământului nostru, dar multe, de multe ori mai dense.