Zawartość
- TL; DR (Too Long; Didnt Read)
- Kompozycja Słońca
- Skąd wiemy, z czego zbudowane jest słońce?
- Rozpoczęcie syntezy jądrowej
- Fuzja jądrowa: zamienianie masy w energię
- Gazy na słońcu? Nie, plazma
- Struktura Słońca
- Warstwy Słońca
- Wiatr słoneczny
- Słońce w końcu umrze
Nasze słońce, jak każda inna gwiazda, jest gigantyczną kulą świecącej plazmy. Jest to samowystarczalny reaktor termojądrowy, który zapewnia światło i ciepło, których nasza planeta potrzebuje do życia, podczas gdy grawitacja powstrzymuje nas (i resztę Układu Słonecznego) przed wirowaniem w kosmos.
Słońce zawiera kilka gazów i innych pierwiastków, które wydzielają promieniowanie elektromagnetyczne, umożliwiając naukowcom badanie Słońca pomimo braku dostępu do próbek fizycznych.
TL; DR (Too Long; Didnt Read)
Najczęstszymi masami gazów na słońcu są: wodór (około 70 procent, hel (około 28 procent), węgiel, azot i tlen (razem około 1,5 procent). Pozostała część masy Słońca (0,5 procent) jest wytwarzana z mieszaniny śladowych ilości innych pierwiastków, w tym między innymi neonu, żelaza, krzemu, magnezu i siarki.
Kompozycja Słońca
Dwa pierwiastki stanowią przeważającą większość materii słonecznej, według masy: wodór (około 70 procent) i hel (około 28 procent). Uwaga: jeśli widzisz różne liczby, nie martw się; prawdopodobnie widzisz szacunki na podstawie całkowitej liczby pojedynczych atomów. Jedziemy masowo, bo łatwiej o tym myśleć.
Kolejne 1,5 procent masy to mieszanka węgla, azotu i tlenu. Ostatnie 0,5 procent to róg obfitości cięższych pierwiastków, w tym między innymi: neon, żelazo, krzem, magnez i siarka.
Skąd wiemy, z czego zbudowane jest słońce?
Być może zastanawiasz się, jak dokładnie wiemy, co składa się na słońce. W końcu żaden człowiek nigdy tam nie był i żaden statek kosmiczny nigdy nie przyniósł próbek materii słonecznej. Słońce jednak nieustannie kąpie ziemię promieniowanie elektromagnetyczne oraz cząsteczki uwalniane przez rdzeń zasilany fuzją.
Każdy element pochłania określone długości fal promieniowania elektromagnetycznego (tj. Światło) i podobnie emituje określone długości fal po podgrzaniu. W 1802 r. Naukowiec William Hyde Wollaston zauważył, że światło słoneczne przechodzące przez pryzmat wytwarza oczekiwane widmo tęczy, ale z widocznymi ciemnymi liniami rozrzuconymi tu i tam.
Aby lepiej przyjrzeć się tym zjawiskom, optyk Joseph von Fraunhofer wynalazł pierwszy spektrometr - zasadniczo ulepszony pryzmat - który jeszcze bardziej rozprasza różne długości fal światła słonecznego, ułatwiając ich widzenie. Ułatwiło to również dostrzeżenie, że ciemne linie Wollastonów nie były sztuczką ani iluzją - wydawały się być cechą światła słonecznego.
Naukowcy odkryli, że te ciemne linie (obecnie nazywane liniami Fraunhofera) odpowiadają określonym długościom fal światła pochłoniętym przez niektóre pierwiastki, takie jak wodór, wapń i sód. Dlatego te elementy muszą znajdować się w zewnętrznych warstwach słońca, pochłaniając część światła emitowanego przez rdzeń.
Z biegiem czasu coraz bardziej wyrafinowane metody wykrywania pozwoliły nam na ilościowe określenie wyjściowego promieniowania słonecznego: promieniowania elektromagnetycznego we wszystkich jego postaciach (promieni rentgenowskich, fal radiowych, ultrafioletu, podczerwieni itd.) Oraz przepływu cząstek subatomowych, takich jak neutrina. Mierząc, co słońce uwalnia i co pochłania, zbudowaliśmy bardzo dokładne zrozumienie składu słońc z daleka.
Rozpoczęcie syntezy jądrowej
Czy zauważyłeś jakieś wzory w materiałach, z których składa się słońce? Wodór i hel są pierwszymi dwoma pierwiastkami układu okresowego: najprostszym i najlżejszym. Im cięższy i bardziej złożony element, tym mniej go znajdujemy na słońcu.
Ten trend malejących ilości, gdy przechodzimy od elementów lżejszych / prostszych do cięższych / bardziej złożonych, odzwierciedla sposób, w jaki rodzą się gwiazdy i ich wyjątkową rolę w naszym wszechświecie.
Bezpośrednio po Wielkim Wybuchu wszechświat był niczym więcej niż gorącą, gęstą chmurą cząstek subatomowych. Chłodzenie i rozszerzanie zajęło prawie 400 000 lat, aby cząstki te połączyły się w formę, którą uznalibyśmy za pierwszy atom wodoru.
Przez długi czas wszechświat był zdominowany przez atomy wodoru i helu, które były w stanie formować się spontanicznie w pierwotnej zupie subatomowej. Powoli te atomy zaczynają tworzyć luźne skupiska.
Agregacje te wywierały większą grawitację, więc rosły, przyciągając więcej materiału z pobliskich. Po około 1,6 miliona lat niektóre z tych agregacji stały się tak duże, że ciśnienie i ciepło w ich centrach były wystarczające, aby rozpocząć syntezę termojądrową i narodziły się pierwsze gwiazdy.
Fuzja jądrowa: zamienianie masy w energię
Oto kluczowa rzecz na temat syntezy jądrowej: mimo że na początek wymaga ogromnej ilości energii, proces w rzeczywistości wydania energia.
Rozważ utworzenie helu poprzez syntezę wodoru: dwa jądra wodoru i dwa neutrony łączą się, tworząc pojedynczy atom helu, ale powstały hel w rzeczywistości ma 0,7 procent mniej masy niż materiały wyjściowe. Jak wiecie, materii nie można ani stworzyć, ani zniszczyć, więc masa musiała gdzieś zniknąć. W rzeczywistości został przekształcony w energię, zgodnie z najsłynniejszym równaniem Einsteina:
E = mc2
W którym mi to energia w dżulach (J), m to kilogramy masy (kg) i do to prędkość światła w metrach / sekundę (m / s) - stała. Możesz umieścić równanie w prostym języku angielskim jako:
energia (dżule) = masa (kilogramy) × prędkość światła (metry / sekundę)2
Prędkość światła wynosi około 300 000 000 metrów na sekundę, co oznacza do2 ma wartość około 90 000 000 000 000 000 - czyli dziewięćdziesiąt kwadrylion - metry2/druga2. Zwykle, mając do czynienia z tak dużymi liczbami, zapisujesz je w notacji naukowej, aby zaoszczędzić miejsce, ale przydatne jest tutaj sprawdzenie, z iloma zerami masz do czynienia.
Jak możesz sobie wyobrazić, nawet niewielka liczba pomnożona przez dziewięćdziesiąt biliardów będzie bardzo duży. Spójrzmy teraz na jeden gram wodoru. Aby upewnić się, że równanie daje nam odpowiedź w dżulach, wyrażymy tę masę jako 0,001 kilograma - jednostki są ważne. Jeśli więc podłączysz te wartości masy i prędkości światła:
E = (0,001 kg) (9 × 1016 m2/ s2)
E = 9 × 1013 jot
E = 90 000 000 000 000 J
Jest to zbliżone do ilości energii uwolnionej przez bombę nuklearną zrzuconą na Nagasaki zawartą w jednym gramie najmniejszego, najlżejszego elementu. Konkluzja: Potencjał wytwarzania energii poprzez przekształcanie masy w energię poprzez syntezę jądrową jest zadziwiający.
Właśnie dlatego naukowcy i inżynierowie próbują znaleźć sposób na stworzenie reaktora syntezy jądrowej na Ziemi. Wszystkie nasze reaktory jądrowe działają dzisiaj za pośrednictwem rozszczepienia jądrowego, który dzieli atomy na mniejsze pierwiastki, ale jest znacznie mniej wydajnym procesem przekształcania masy w energię.
Gazy na słońcu? Nie, plazma
Słońce nie ma twardej powierzchni, takiej jak skorupa ziemska - nawet pomijając ekstremalne temperatury, nie można było stać na słońcu. Zamiast tego słońce składa się z siedmiu różnych warstw osocze.
Plazma jest czwartym, najbardziej energetycznym stanem materii. Podgrzej lód (ciało stałe) i topi się w wodę (płyn). Kontynuuj ogrzewanie, a ponownie zamieni się w parę wodną (gaz).
Jeśli jednak nadal będziesz podgrzewać ten gaz, stanie się on plazmą. Plazma jest chmurą atomów, jak gaz, ale została napełniona tak dużą ilością energii, jak kiedyś zjonizowany. Oznacza to, że jego atomy zostały naładowane elektrycznie przez ich elektrony wyrzucone z ich zwykłych orbit.
Transformacja gazu z plazmy zmienia właściwości substancji, a naładowane cząstki często uwalniają energię w postaci światła. Świecące neony to w rzeczywistości szklane rurki wypełnione gazem neonowym - gdy przepływający przez nie prąd elektryczny powoduje, że gaz przekształca się w świecącą plazmę.
Struktura Słońca
Sferyczna struktura Słońca jest wynikiem dwóch stale konkurujących sił: powaga z gęstej masy w centrum Słońca, która próbuje przyciągnąć całą plazmę do wewnątrz w porównaniu do energii z fuzji jądrowej zachodzącej w rdzeniu, powodując ekspansję plazmy.
Słońce składa się z siedmiu warstw: trzech wewnętrznych i czterech zewnętrznych. Są one od środka na zewnątrz:
Warstwy Słońca
Rozmawialiśmy o rdzeń już dużo; to tam zachodzi fuzja. Jak można się było spodziewać, tutaj znajduje się najwyższa temperatura na słońcu: około 27 000 000 000 (27 milionów) stopni Fahrenheita.
The strefa radiacyjna, zwana czasem strefą „promieniowania”, to miejsce, w którym energia z rdzenia przemieszcza się na zewnątrz przede wszystkim jako promieniowanie elektromagnetyczne.
The strefa konwekcyjna, czyli strefa „konwekcyjna”, jest miejscem, w którym energia jest przenoszona głównie przez prądy w plazmie warstwy. Pomyśl o tym, jak para z kotła wrzącego przenosi ciepło z palnika w powietrze nad kuchenką, a będziesz miał dobry pomysł.
„Powierzchnią” słońca, taką jaka jest, jest fotosfera. To właśnie widzimy, kiedy patrzymy na słońce. Promieniowanie elektromagnetyczne emitowane przez tę warstwę jest widoczne gołym okiem jako światło i jest tak jasne, że ukrywa mniej gęste warstwy zewnętrzne.
The chromosfera jest cieplejsza niż fotosfera, ale nie jest tak gorąca jak korona. Jego temperatura powoduje, że wodór emituje czerwonawe światło. Jest zwykle niewidoczny, ale można go postrzegać jako czerwonawy blask otaczający słońce, gdy całkowite zaćmienie ukrywa fotosferę.
The strefa przejściowa jest cienką warstwą, w której temperatury gwałtownie zmieniają się z chromosfery w koronę. Jest widoczny dla teleskopów, które mogą wykrywać światło ultrafioletowe (UV).
Wreszcie korona jest najbardziej zewnętrzną warstwą Słońca i jest niezwykle gorąca - setki razy gorętsza niż fotosfera - ale niewidoczna gołym okiem, z wyjątkiem całkowitego zaćmienia, kiedy pojawia się jako cienka biała aura wokół Słońca. Dokładnie dlaczego jest tak gorąco, że jest to trochę tajemnica, ale przynajmniej jednym z czynników wydaje się być „bomba cieplna”: paczki niezwykle gorącego materiału, które unoszą się z głębi słońca, zanim eksplodują i uwalniają energię do korony.
Wiatr słoneczny
Jak każdy, kto kiedykolwiek miał poparzenie słoneczne, może ci powiedzieć, wpływ słońca rozciąga się daleko poza koronę. W rzeczywistości korona jest tak gorąca i oddalona od rdzenia, że grawitacja Słońca nie jest w stanie utrzymać przegrzanej plazmy - naładowane cząsteczki odpływają w przestrzeń jako stałą wiatr słoneczny.
Słońce w końcu umrze
Pomimo niewiarygodnego rozmiaru Słońca, ostatecznie zabraknie wodoru, którego potrzebuje, aby utrzymać jądro termojądrowe. Słońce ma przewidywaną długość życia około 10 miliardów lat. Narodził się około 4,6 miliarda lat temu, więc minie sporo czasu, zanim się wypali, ale tak będzie.
Słońce promieniuje około 3,846 × 1026 J energii każdego dnia. Dzięki tej wiedzy możemy oszacować, ile masy musi on przeliczać na sekundę. Na razie oszczędzimy ci więcej matematyki; wychodzi na około 4,27 × 109 kg na sekundę. W ciągu zaledwie trzech sekund słońce zużywa tyle samo masy, co dwa razy większa niż Wielka Piramida w Gizie.
Kiedy skończy się wodór, zacznie wykorzystywać cięższe pierwiastki do fuzji - lotny proces, który sprawi, że zwiększy się do 100 razy w stosunku do swojego obecnego rozmiaru, jednocześnie wyrzucając dużą część swojej masy w przestrzeń. Kiedy w końcu wyczerpie się paliwo, pozostawi po sobie mały, wyjątkowo gęsty obiekt zwany a biały karzeło wielkości naszej Ziemi, ale o wiele, wiele razy gęstszej.