Vsebina
- TL; DR (Predolgo; Nisem prebral)
- Sončeva sestava
- Kako vemo, iz česa je narejeno sonce?
- Začetek jedrske fuzije
- Jedrska fuzija: pretvorba mase v energijo
- Plini na soncu? Ne, plazma
- Struktura Sonca
- Sloji Sonca
- Sončni veter
- Sonce bo sčasoma umrlo
Naše sonce je kot vsaka druga zvezda velikanska krogla žareče plazme. To je samoodrjujoč termouklearni reaktor, ki zagotavlja svetlobo in toploto, ki jo mora naš planet vzdrževati v življenju, njegova gravitacija pa nas (in preostali del sončnega sistema) preprečuje, da bi se vrteli v globok vesolje.
Sonce vsebuje več plinov in drugih elementov, ki oddajajo elektromagnetno sevanje, kar omogoča znanstvenikom, da preučujejo sonce, čeprav ne morejo dostopati do fizičnih vzorcev.
TL; DR (Predolgo; Nisem prebral)
Najpogostejši plini na soncu po masi so: vodik (približno 70 odstotkov, helij (približno 28 odstotkov), ogljik, dušik in kisik (skupaj približno 1,5 odstotka). Preostanek sončne mase (0,5 odstotka) je sestavljen iz mešanice drugih elementov v sledovih, vključno z neonom, železom, silicijem, magnezijem in žveplom, vendar ne omejeno nanje.
Sončeva sestava
Po masi dva elementa predstavljata večino sončne snovi: vodik (približno 70 odstotkov) in helij (približno 28 odstotkov). Če opazite različne številke, ne zamerite; verjetno vidite ocene glede na skupno število posameznih atomov. Gremo množično, ker je lažje razmišljati.
Naslednjih 1,5 odstotka mase predstavlja mešanica ogljika, dušika in kisika. Končnih 0,5 odstotkov je roženica težjih elementov, ki vključuje, vendar ne omejuje na: neon, železo, silicij, magnezij in žveplo.
Kako vemo, iz česa je narejeno sonce?
Morda se sprašujete, kako natančno vemo, kaj sestavlja sonce. Navsezadnje tam še nikoli ni bilo nobenega človeka in nobeno vesoljsko plovilo ni prineslo vzorcev sončne snovi. Vendar sonce nenehno kopa zemljo elektromagnetno sevanje in delce, ki jih sprosti njeno jedro, ki ga poganja fuzija.
Vsak element absorbira določene valovne dolžine elektromagnetnega sevanja (tj. Svetlobe) in prav tako oddaja določene valovne dolžine pri segrevanju. Leta 1802 je znanstvenik William Hyde Wollaston opazil, da sončna svetloba, ki prehaja skozi prizmo, ustvari pričakovani mavrični spekter, vendar z opaznimi temnimi črtami, raztresenimi sem in tja.
Za boljši pogled na te pojave je optik Joseph von Fraunhofer izumil prvi spektrometer - v bistvu izboljšano prizmo -, ki je različne valovne dolžine sončne svetlobe še bolj razširil in jih olajšal. Prav tako je bilo lažje videti, da temne črte Wollastons niso trik ali iluzija - zdi se, da so značilnost sončne svetlobe.
Znanstveniki so ugotovili, da te temne črte (danes jih imenujemo Fraunhoferjeve črte) ustrezajo točno določeni valovni dolžini svetlobe, ki jo absorbirajo nekateri elementi, kot so vodik, kalcij in natrij. Zato morajo biti ti elementi prisotni v sončnih plasteh, ki absorbirajo nekaj svetlobe, ki jo oddaja jedro.
Sčasoma so nam vse bolj izpopolnjene metode odkrivanja omogočile količinsko opredelitev izhoda iz sonca: elektromagnetno sevanje v vseh oblikah (rentgenski žarki, radijski valovi, ultravijolični, infrardeči in podobno) in pretok subatomskih delcev, kot so nevtrini. Z merjenjem, kaj sonce sprošča in kaj absorbira, smo od daleč zgradili zelo temeljito razumevanje sestave sonca.
Začetek jedrske fuzije
Ste slučajno opazili vzorce v materialih, ki sestavljajo sonce? Vodik in helij sta prva dva elementa periodične tabele: najpreprostejši in najlažji. Težji in bolj zapleten je element, manj ga najdemo na soncu.
Ta trend zmanjševanja količin, ko prehajamo od lažjih / enostavnejših do težjih / kompleksnejših elementov, odraža, kako se rojevajo zvezde in njihova edinstvena vloga v našem vesolju.
V trenutku po velikem udaru vesolje ni bilo nič drugega kot vroč, gost oblak subatomskih delcev. Skoraj 400.000 let se je ohladilo in razširilo, da so se ti delci združili v obliki, ki bi jo prepoznali kot prvi atom, vodik.
Dolgo časa so v vesolju prevladovali atomi vodika in helija, ki so se lahko spontano oblikovali znotraj prvotne subatomske juhe. Počasi ti atomi začnejo tvoriti ohlapne agregacije.
Te seštevke so imele večjo težo, zato so še naprej rasle in vlekle več materiala od blizu. Po približno 1,6 milijona let so bile nekatere od teh agregatov tako velike, da sta bila pritisk in toplota v njunih središčih dovolj za začetek termonuklearne fuzije in rodile so se prve zvezde.
Jedrska fuzija: pretvorba mase v energijo
Tu je ključna stvar jedrske fuzije: čeprav za začetek potrebuje ogromno energije, postopek dejansko izdaje energija.
Razmislite o ustvarjanju helija z vodikovo fuzijo: Dva vodikova jedra in dva nevtrona se združita, da tvorita en sam atom helija, vendar ima helij dejansko 0,7 odstotka manj mase od izhodnih snovi. Kot veste, materije ni mogoče ustvariti niti uničiti, tako da je masa nekam morala oditi. Pravzaprav je bil spremenjen v energijo po Einsteinovi najbolj znani enačbi:
E = mc2
V kateri E je energija v džulih (J), m je masa kilogramov (kg) in c je hitrost svetlobe v metrih / sekundah (m / s) - konstanta. Enačbo lahko v navaden angleški jezik postavite kot:
energija (džuli) = masa (kilogrami) × hitrost svetlobe (metri / sekunda)2
Hitrost svetlobe je približno 300.000.000 metrov / sekundo, kar pomeni c2 ima vrednost približno 90.000.000.000.000.000 - to je devetdeset štiriolijon - metrov2/ sekundo2. Običajno pri obravnavi številk, ki so tako velike, jih daste v znanstvene zapise, da prihranite prostor, vendar je tukaj koristno videti, koliko ničle imate opravka.
Kot si lahko predstavljate, celo majhno število, pomnoženo s devetdeset kvadratnih milijard bo na koncu zelo veliko. Poglejmo si en gram vodika. Da bi se prepričali, da nam enačba daje odgovor v džulih, bomo to maso izrazili kot 0,001 kilograma - enote so pomembne. Če vklopite te vrednosti za maso in hitrost svetlobe:
E = (0,001 kg) (9 × 1016 m2/ s2)
E = 9 × 1013 J
E = 90.000.000.000.000 J
To je približno toliko energije, ki jo sprosti jedrska bomba, padla na Nagasaki, vsebovana v enem gramu najmanjšega, najlažjega elementa. Bottom line: Potencial za ustvarjanje energije s pretvorbo mase v energijo s pomočjo fuzije je pretresljiv.
Zato znanstveniki in inženirji poskušajo najti način, kako ustvariti jedrski fuzijski reaktor tukaj na Zemlji. Vsi naši jedrski reaktorji danes delujejo prek jedrska fisija, ki razdeli atome na manjše elemente, vendar je veliko manj učinkovit postopek pretvorbe mase v energijo.
Plini na soncu? Ne, plazma
Sonce nima trdne površine, kakršna je zemeljska skorja - tudi če bi odštevali ekstremne temperature, ne bi mogli stati na soncu. Namesto tega sonce sestavlja sedem različnih slojev plazma.
Plazma je četrto, najbolj energično stanje materije. Led segreje (trden), ta pa se stopi v vodi (tekočini). Nadaljujte z ogrevanjem in spet se spremeni v vodno paro (plin).
Če boste plin še naprej ogrevali, bo ta postal plazma. Plazma je oblak atomov, kot plin, vendar je bila prežeta s toliko energije, da je bila ionizirano. To pomeni, da so njeni atomi postali električno nabiti, saj so bili njihovi elektroni izločeni iz običajne orbite.
Preoblikovanje iz plina v plazmo spremeni lastnosti snovi, nabiti delci pa pogosto sproščajo energijo kot svetlobo. Žareči neonski znaki so pravzaprav steklene cevi, napolnjene z neonskim plinom - ko električni tok prehaja skozi cev, povzroči, da se plin spremeni v žarečo plazmo.
Struktura Sonca
Sončeva krogla je posledica dveh neprestano konkurenčnih sil: gravitacija iz goste mase v središču sonca, ki poskuša vso svojo plazmo povleči navznoter v primerjavi z energijo iz jedrske fuzije, ki poteka v jedru, zaradi česar se plazma širi.
Sonce sestavlja sedem plasti: tri notranje in štiri zunanje. Od sredine navzven so:
Sloji Sonca
Govorili smo o jedro veliko že; tam poteka fuzija. Kot ste pričakovali, boste tam našli najvišjo temperaturo sonca: približno 27.000.000.000 (27 milijonov) stopinj Fahrenheita.
The sevalna cona, ki ga včasih imenujemo "sevalno" območje, kjer energija iz jedra potuje navzven predvsem kot elektromagnetno sevanje.
The konvektivna conaaka konvekcijska cona je energija, ki jo prenašajo predvsem tokovi znotraj plazme plasti. Pomislite, kako hlapi iz vrele posode prenašajo toploto iz gorilnika v zrak nad štedilnikom in imeli boste pravo predstavo.
Sončna "površina", kakršna je, je fotosfera. To vidimo, ko gledamo sonce. Elektromagnetno sevanje, ki ga oddaja ta plast, je s prostim očesom vidno kot svetloba in je tako svetlo, da skriva manj goste zunanje plasti pred pogledom.
The kromosfera je bolj vroča od fotosfere, vendar ni tako vroča kot korona. Njegova temperatura povzroči, da vodik oddaja rdečkasto svetlobo. Običajno je neviden, vendar ga je mogoče videti kot rdečkast sijaj, ki obdaja sonce, ko popolni mrk skriva fotosfero.
The prehodno območje je tanek sloj, kjer se temperature močno spremenijo iz kromosfere v korono. Teleskopom je vidno, da lahko zaznajo ultravijolično (UV) svetlobo.
Končno korona je najbolj zunanja plast sonca in je izredno vroča - stokrat bolj vroča od fotosfere - vendar nevidna s prostim očesom, razen v času popolnega mrka, ko se okoli sonca kaže kot tanka bela avra. Točno tako zakaj tako vroče je malo skrivnost, a zdi se, da je vsaj en dejavnik "toplotne bombe": zavitki izredno vročega materiala, ki plavajo globoko na soncu, preden eksplodirajo in sprostijo energijo v korono.
Sončni veter
Kot vam lahko pove kdo, ki je kdaj imel sončne opekline, učinki sonca segajo daleč čez korono. V bistvu je korona tako vroča in oddaljena od jedra, da sončna gravitacija ne more zadržati zadrževane super segrete plazme - nabito delci se odtekajo v vesolje kot konstanta sončni veter.
Sonce bo sčasoma umrlo
Kljub neverjetni velikosti sonca bo sčasoma zmanjkalo vodika, ki ga potrebuje za vzdrževanje svojega fuzijskega jedra. Sonce je predvidena skupna življenjska doba približno 10 milijard let. Rodil se je pred približno 4,6 milijarde let, tako da bo minilo nekaj časa, preden bo izgorelo, vendar bo.
Sonce izžareva približno 3.846 × 1026 J energije vsak dan. S tem znanjem lahko ocenimo, koliko mase se mora pretvoriti na sekundo. Za zdaj vam bomo prihranili več matematike; znaša približno 4,27 × 109 kg na sekundo. V samo treh sekundah sonce porabi približno toliko mase, kot je Velika piramida v Gizi, dvakrat več.
Ko bo zmanjkalo vodika, bo začel svoje težje elemente uporabljati za zlivanje - hlapni postopek, zaradi katerega se bo do 100-krat večja od trenutne velikosti, medtem ko bo velik del svoje mase iztisnil v vesolje. Ko končno izčrpa svoje gorivo, bo za seboj pustil majhen, izjemno gost predmet, imenovan a beli škrat, približno velikost naše Zemlje, vendar veliko, mnogokrat bolj gosta.