Hvilke gasser udgør solen?

Indhold

• TL; DR (for lang; læste ikke)
• Solens sammensætning
• Hvordan ved vi, hvad solen er lavet af?
• Kom i gang med kernefusion
• Nuclear Fusion: Turning Mass into Energy
• Gasser på solen? Nej, plasma
• Solens struktur
• Solens lag
• Solvind
• Solen vil til sidst dø

Vores sol er, som enhver anden stjerne, en gigantisk kugle af glødende plasma. Det er en selvbærende, termonuklear reaktor, der giver det lys og varme, som vores planet har brug for for at opretholde liv, mens dens tyngdekraft holder os (og resten af ​​solsystemet) fra at snurde ud i det dybe rum.

Solen indeholder flere gasser og andre elementer, der afgiver elektromagnetisk stråling, hvilket gør det muligt for forskere at studere solen, selvom de ikke har adgang til fysiske prøver.

TL; DR (for lang; læste ikke)

De mest almindelige gasser i solen, efter masse, er: brint (ca. 70 procent, helium (ca. 28 procent)), kulstof, nitrogen og ilt (tilsammen ca. 1,5 procent). Resten af ​​solmassen (0,5 procent) er lavet op af en blanding af spormængder af andre elementer, herunder men ikke begrænset til neon, jern, silicium, magnesium og svovl.

Solens sammensætning

To elementer udgør det overvældende flertal af solens stof, efter masse: brint (ca. 70 procent) og helium (ca. 28 procent). Bemærk, hvis du ser forskellige numre, skal du ikke kæmpe; ser du sandsynligvis estimater i henhold til det samlede antal individuelle atomer. Vi går i masse, fordi det er lettere at tænke over.

De næste 1,5 procent af massen er en blanding af kulstof, nitrogen og ilt De sidste 0,5 procent er et hornhinde af tungere elementer, herunder men ikke begrænset til: neon, jern, silicium, magnesium og svovl.

Hvordan ved vi, hvad solen er lavet af?

Du undrer dig måske over, hvordan vi præcist ved, hvad der udgør solen. Når alt kommer til alt har intet menneske nogensinde været der, og intet rumfartøj har nogensinde bragt prøver af solmateriale tilbage. Solen bader dog konstant jorden ind elektromagnetisk stråling og partikler frigivet af dens fusionsdrevne kerne.

Hvert element absorberer bestemte bølgelængder af elektromagnetisk stråling (dvs. lys) og udsender ligeledes visse bølgelængder, når de opvarmes. I 1802 bemærkede forskeren William Hyde Wollaston, at sollys, der passerede gennem et prisme, producerede det forventede regnbue-spektrum, men med bemærkelsesværdige mørke linjer spredt her og der.

For at få et bedre kig på dette fænomen opfandt optikeren Joseph von Fraunhofer det første spektrometer - dybest set et forbedret prisme - der sprede de forskellige bølgelængder af sollys endnu mere, hvilket gjorde dem lettere at se. Det gjorde det også lettere at se, at Wollastons mørke linier ikke var et trick eller en illusion - de syntes at være et træk ved sollys.

Forskere regnede med, at disse mørke linjer (nu kaldet Fraunhofer-linjer) svarede til de specifikke bølgelængder af lys absorberet af visse elementer som brint, calcium og natrium. Derfor skal disse elementer være til stede i de ydre lag af solen og absorbere noget af det lys, der udsendes fra kernen.

Med tiden har stadig mere sofistikerede detektionsmetoder gjort det muligt for os at kvantificere output fra solen: elektromagnetisk stråling i alle dens former (røntgenstråler, radiobølger, ultraviolet, infrarød osv.) Og strømmen af ​​subatomære partikler som neutrinoer. Ved at måle, hvad solen frigiver, og hvad den optager, har vi bygget en meget grundig forståelse af solens sammensætning langtfra.

Kom i gang med kernefusion

Har du tilfældigvis bemærket nogen mønstre i de materialer, der udgør solen? Hydrogen og helium er de første to elementer på det periodiske system: de enkleste og letteste. Jo tyngre og mere komplekst element, jo mindre af det finder vi i solen.

Denne tendens med faldende mængder, når vi bevæger os fra lettere / enklere til tungere / mere komplekse elementer, afspejler hvordan stjerner fødes og deres unikke rolle i vores univers.

I umiddelbar efterspørgsel efter Big Bang var universet intet andet end en varm, tæt sky af subatomære partikler. Det tog næsten 400.000 år afkøling og udvidelse for disse partikler at komme sammen i en form, vi ville genkende som det første atom, brint.

I lang tid var universet domineret af brint- og heliumatomer, som var i stand til spontant at dannes inden for den primordiale subatomære suppe. Langsomt begynder disse atomer at danne løse sammenlægninger.

Disse aggregeringer udøvede større tyngdekraft, så de fortsatte med at vokse og trække mere materiale ind i nærheden. Efter ca. 1,6 millioner år blev nogle af disse aggregeringer så store, at trykket og varmen i deres centre var tilstrækkelig til at sparke termonuklear fusion ud, og de første stjerner blev født.

Nuclear Fusion: Turning Mass into Energy

Her er det centrale ved kernefusion: selvom det kræver en enorm mængde energi for at komme i gang, er processen faktisk udgivelser energi.

Overvej oprettelsen af ​​helium via brintfusion: To brintkerner og to neutroner kombineres for at danne et enkelt heliumatom, men det resulterende helium har faktisk 0,7 procent mindre masse end udgangsmaterialerne. Som du ved, kan materien hverken oprettes eller ødelægges, så massen skal være gået et sted. Faktisk blev det omdannet til energi i henhold til Einsteins mest berømte ligning:

E = mc²

Hvori E er energi i joules (J), m er masse kilogram (kg) og c er lysets hastighed i meter / sekund (m / s) - en konstant. Du kan sætte ligningen på almindeligt engelsk som:

​energi (joules) = masse (kilogram) × lysets hastighed (meter / sekund)²

Lysets hastighed er cirka 300.000.000 meter / sekund, hvilket betyder c² har en værdi af cirka 90.000.000.000.000.000.000 - det er halvfems quadrillion - meter²/anden². Normalt, når du beskæftiger dig med tallene så store, vil du sætte dem i videnskabelig notation for at spare plads, men det er nyttigt her at se, hvor mange nuller du har at gøre med.

Som du kan forestille dig, til og med et lille antal ganget halvfems fyr vil ende meget stort. Lad os nu se på et enkelt gram brint. For at sikre, at ligningen giver os et svar i joules, udtrykker vi denne masse som 0,001 kg - enheder er vigtige. Så hvis du tilslutter disse værdier for masse og lyshastighed:

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

Det er tæt på den mængde energi, der frigives af den nukleare bombe, der faldt på Nagasaki, indeholdt i et enkelt gram af det mindste, letteste element. Nederste linje: Potentialet for energiproduktion ved at konvertere masse til energi via fusion er forbløffende.

Dette er grunden til, at forskere og ingeniører har forsøgt at finde ud af en måde at skabe en atomfusionsreaktor her på Jorden. Alle vores atomreaktorer i dag fungerer via nuklear fission, som opdeler atomer i mindre elementer, men er en meget mindre effektiv proces til konvertering af masse til energi.

Gasser på solen? Nej, plasma

Solen har ikke en solid overflade som jordskorpen - selv hvis man lægger de ekstreme temperaturer til side, kunne man ikke stå på solen. I stedet består solen af ​​syv forskellige lag af plasma.

Plasma er den fjerde, mest energiske stofstilstand. Opvarm is (fast stof), og den smelter i vand (væske). Bliv ved med at opvarme det, og det skifter igen til vanddamp (gas).

Hvis du fortsat opvarmer denne gas, bliver den imidlertid plasma. Plasma er en sky af atomer, ligesom en gas, men det er blevet tilført med så meget energi, at det har været ioniseret. Det vil sige, atomerne er elektrisk ladet ved at få deres elektroner slået løs fra deres sædvanlige baner.

Transformationen fra gas til plasma ændrer et stofs egenskaber, og de ladede partikler frigiver ofte energi som lys. Glødende neonskilt er faktisk glasrør fyldt med en neongas - når en elektrisk strøm ledes gennem røret, får den gassen til at omdanne sig til et glødende plasma.

Solens struktur

Solens sfæriske struktur er et resultat af to konstant konkurrerende kræfter: tyngdekraft fra den tætte masse i solcentret, der prøver at trække alt sit plasma indad mod energi fra den nukleare fusion, der finder sted i kernen, hvilket får plasmaet til at ekspandere.

Solen består af syv lag: tre indre og fire ydre. De er fra centrum udad:

Solens lag

Vi har talt om kerne meget allerede; det er her, fusion finder sted. Som du kunne forvente, er det her, hvor du finder den højeste temperatur på solen: ca. 27.000.000.000 (27 millioner) grader Fahrenheit.

Det strålingszone, nogle gange kaldet "stråling" zone, er hvor energi fra kernen bevæger sig udad primært som elektromagnetisk stråling.

Det konvektionszone, også kaldet "konvektion" zone, er hvor energien primært transporteres af strømme i lagets plasma. Tænk på, hvordan damp fra en kogende gryde fører varme fra brænderen op i luften over komfuret, og du har den rigtige idé.

Solens "overflade", sådan at den er, er photosphere. Dette er, hvad vi ser, når vi ser på solen. Den elektromagnetiske stråling, der udsendes af dette lag, er synligt for det blotte øje som lys, og det er så lyst, at det skjuler de mindre tætte ydre lag fra synet.

Det kromosfæren er varmere end fotosfæren, men den er ikke så varm som koronaen. Dens temperatur får brint til at udsende rødligt lys. Det er normalt usynligt, men kan ses som en rødlig glød, der omgiver solen, når en total formørkelse skjuler fotosfæren.

Det overgangszone er et tyndt lag, hvor temperaturerne skifter dramatisk fra kromosfæren til koronaen. Det er synligt for teleskoper, der kan detektere ultraviolet (UV) lys.

Endelig corona er det yderste lag af solen og er ekstremt varmt - hundreder af gange varmere end fotosfæren - men usynligt for det blotte øje undtagen under en total formørkelse, når det fremstår som en tynd hvid aura omkring solen. Nemlig hvorfor det er så varmt er lidt af et mysterium, men mindst én faktor ser ud til at være ”varmebomber”: pakker med ekstremt varmt materiale, der flyder op fra dybt i solen, før de eksploderer og frigiver energi i koronaen.

Solvind

Som enhver, der nogensinde har haft en solskoldning kan fortælle dig, strækker solens virkninger sig langt ud over koronaen. Faktisk er koronaen så varm og fjern fra kernen, at solens tyngdekraft ikke kan holde fast i det superopvarmede plasma - ladede partikler strømmer ud i rummet som en konstant solvind.

Solen vil til sidst dø

På trods af solens utrolige størrelse, vil den til sidst løbe tør for det brint, den har brug for for at opretholde sin fusionskerne. Solen har en forventet samlet levetid på ca. 10 milliarder år. Det blev født for omkring 4,6 milliarder år siden, så der er et stykke tid, før det brænder ud, men det vil det også.

Solen udstråler anslåede 3.846 × 10²⁶ J energi hver dag. Med denne viden kan vi estimere, hvor meget masse det skal konverteres på per sekund. Vi sparer dig mere matematik i øjeblikket; det kommer ud på omkring 4,27 × 10⁹ kg pr. sekund. På kun tre sekunder bruger solen omtrent lige så meget masse som den store pyramide i Giza udgør to gange over.

Når det løber tør for brint, vil det begynde at bruge dets tyngre elementer til fusion - en flygtig proces, der får den til at udvide sig til 100 gange sin nuværende størrelse, mens den sprøjter meget af sin masse ud i rummet. Når den endelig udtømmer sit brændstof, efterlader det en lille, ekstremt tæt genstand kaldet a hvid dværg, omkring størrelsen på vores jord, men mange, mange gange mere tæt.