Съдържание
- TL; DR (Твърде дълго; Не четях)
- Съставът на Слънцето
- Как да разберем от какво е направено слънцето?
- Първи ядрен синтез
- Ядрен синтез: превръщането на масата в енергия
- Газовете на Слънцето? Не, плазма
- Структурата на Слънцето
- Слоевете на Слънцето
- Слънчев вятър
- Слънцето в крайна сметка ще умре
Нашето слънце, като всяка друга звезда, е гигантска топка от светеща плазма. Това е самоподдържащ се термоядрен реактор, който осигурява светлината и топлината, от които нашата планета се нуждае за поддържане на живота, докато нейната гравитация ни държи (и останалата част от Слънчевата система) да се въртим в дълбоко пространство.
Слънцето съдържа няколко газове и други елементи, които отделят електромагнитно излъчване, което позволява на учените да изучават слънцето, въпреки че нямат достъп до физически проби.
TL; DR (Твърде дълго; Не четях)
Най-често срещаните газове на слънцето по маса са: водород (около 70 процента, хелий (около 28 процента), въглерод, азот и кислород (заедно около 1,5 процента). Останалата част от слънчевата маса (0,5 процента)) до смес от следи от други елементи, включително, но не само, неони, желязо, силиций, магнезий и сяра.
Съставът на Слънцето
Два елемента съставляват по-голямата част от материята на слънцето по маса: водород (около 70 процента) и хелий (около 28 процента). Забележете, ако виждате различни числа, не се притеснявайте; вероятно виждате оценки според общия брой на отделните атоми. Отиваме масово, защото е по-лесно да мислим.
Следващите 1,5 процента от масата са смесица от въглерод, азот и кислород. Крайните 0,5 процента са рог на изобилието от по-тежки елементи, включително, но не само: неон, желязо, силиций, магнезий и сяра.
Как да разберем от какво е направено слънцето?
Може би се чудите как точно знаем какво съставлява слънцето. В крайна сметка досега никой човек не е бил там и никой космически кораб не е връщал проби от слънчева материя. Слънцето обаче постоянно къпе земята в електромагнитно излъчване и частици, освободени от ядрото, захранвано от синтез.
Всеки елемент поглъща определени дължини на вълната от електромагнитно излъчване (т.е. светлина) и по същия начин излъчва определени дължини на вълната при нагряване. През 1802 г. ученият Уилям Хайд Уолъстън забеляза, че слънчевата светлина, преминаваща през призмата, създава очаквания спектър на дъгата, но с забележими тъмни линии, разпръснати тук-там.
За да разгледа по-добре този феномен, оптикът Джоузеф фон Фраунхофер измисли първия спектрометър - основно подобрена призма - който разпространяваше още повече дължината на вълната на слънчевата светлина, което ги прави по-лесни за видимост. Освен това стана по-лесно да се види, че тъмните линии на Wollastons не са трик или илюзия - изглежда, че са черта на слънчевата светлина.
Учените установили, че тези тъмни линии (наричани сега линии на Fraunhofer) съответстват на специфичните дължини на вълната на светлината, погълната от определени елементи като водород, калций и натрий. Следователно тези елементи трябва да присъстват във външните слоеве на слънцето, абсорбиращи част от светлината, излъчвана от сърцевината.
С течение на времето все по-сложните методи за откриване ни позволиха да определим количествено изхода от слънцето: електромагнитното излъчване във всичките му форми (рентгенови лъчи, радиовълни, ултравиолетово, инфрачервено и така нататък) и потокът от субатомни частици като неутрино. Измервайки какво освобождава слънцето и какво поглъща, ние изградихме много задълбочено разбиране на състава на слънцето отдалеч.
Първи ядрен синтез
Случвало ли ви се е да забележите някакви шарки в материалите, които съставят слънцето? Водородът и хелият са първите два елемента на периодичната таблица: най-простият и лек. Колкото по-тежък и сложен елемент, толкова по-малко от него намираме на слънце.
Тази тенденция на намаляване на количествата с преминаване от по-леки / по-прости към по-тежки / по-сложни елементи отразява как се раждат звездите и тяхната уникална роля в нашата Вселена.
В непосредствения след Големия взрив Вселената беше нищо повече от горещ, плътен облак от субатомни частици. Отне почти 400 000 години охлаждане и разширяване, за да се съберат тези частици във форма, която бихме разпознали като първи атом, водород.
Дълго време Вселената беше доминирана от водородни и хелиеви атоми, които бяха в състояние да се образуват спонтанно в първичната субатомна супа. Бавно тези атоми започват да образуват свободни агрегации.
Тези агрегации проявяваха по-голяма тежест, така че те непрекъснато нарастваха, привличайки повече материал отблизо. След около 1,6 милиона години някои от тези агрегации станаха толкова големи, че налягането и топлината в техните центрове бяха достатъчни, за да стартират термоядрен синтез и се родиха първите звезди.
Ядрен синтез: превръщането на масата в енергия
Ето и ключовото нещо при ядрения синтез: въпреки че изисква огромно количество енергия, за да започнете, процесът всъщност пресата енергия.
Помислете за създаването на хелий чрез водороден синтез: Две водородни ядра и два неутрона се комбинират, за да образуват един единствен хелиев атом, но полученият хелий всъщност има 0,7 процента по-малка маса от изходните материали. Както знаете, материята не може да бъде нито създадена, нито унищожена, така че масата трябва да е отишла някъде. Всъщност тя се трансформира в енергия според най-известното уравнение на Айнщайн:
E = mc2
В който E е енергия в джаули (J), m е масови килограми (kg) и ° С е скоростта на светлината в метри / секунда (m / s) - константа. Можете да поставите уравнението на обикновен английски като:
енергия (джаули) = маса (килограми) × скорост на светлината (метра / секунда)2
Скоростта на светлината е приблизително 300 000 000 метра / секунда, което означава ° С2 има стойност от около 90 000 000 000 000 000 - това е деветдесет квадрилиона - метра2/ секунда2, Обикновено, когато се занимавате с толкова големи числа, ги поставяте в научна нотация, за да спестите място, но тук е полезно да видите колко нули се занимавате.
Както можете да си представите, дори мъничко число, умножено по деветдесет квадрилиона в крайна сметка ще бъде много голям. Сега, нека да разгледаме един грам водород. За да сме сигурни, че уравнението ни дава отговор в джаули, ще изразим тази маса като 0,001 килограма - единиците са важни. Така че, ако включите тези стойности за маса и скорост на светлината:
Е = (0,001 кг) (9 × 1016 m2/с2)
E = 9 × 1013 J
E = 90 000 000 000 000 J
Това е близо до количеството енергия, освободено от ядрената бомба, паднала върху Нагасаки, съдържаща се в един грам от най-малкия, лек елемент. Долен ред: Потенциалът за генериране на енергия чрез преобразуване на масата в енергия чрез синтез е умопомрачителен.
Ето защо учените и инженерите се опитват да измислят начин да създадат реактор за ядрен синтез тук, на Земята. Всички наши ядрени реактори работят днес чрез ядрен делене, който разделя атомите на по-малки елементи, но е много по-малко ефективен процес за преобразуване на масата в енергия.
Газовете на Слънцето? Не, плазма
Слънцето няма плътна повърхност като земната кора - дори да отделим екстремните температури, не бихте могли да издържите на слънцето. Вместо това слънцето е съставено от седем различни слоя плазма.
Плазмата е четвъртото, най-енергично състояние на материята. Загрява лед (твърд) и той се топи във вода (течност). Продължете да го загрявате и той отново се променя във водна пара (газ).
Ако продължите да отоплявате този газ обаче, той ще се превърне в плазма. Плазмата е облак от атоми, като газ, но е била влята с толкова много енергия, че е била йонизиран, Тоест, неговите атоми са станали електрически заредени, като електроните им са изпуснати от обичайните си орбити.
Превръщането от газ в плазма променя свойствата на веществото и заредените частици често отделят енергия като светлина. Светещите неонови знаци всъщност са стъклени тръби, напълнени с неонов газ - когато електрически ток се предава през тръбата, това кара газът да се трансформира в светеща плазма.
Структурата на Слънцето
Сферичната структура на Слънцето е резултат от две постоянно конкуриращи се сили: земно притегляне от плътната маса в центъра на слънцето, опитваща се да изтегли цялата си плазма навътре спрямо енергията от ядрения синтез, който се провежда в ядрото, което води до разширяване на плазмата.
Слънцето е изградено от седем слоя: три вътрешни и четири външни. Те са от центъра навън:
Слоевете на Слънцето
Говорихме за сърцевина много вече; там е мястото на сливането. Както очаквате, тук ще намерите най-високата температура на слънцето: около 27 000 000 000 (27 милиона) градуса по Фаренхайт.
Най- радиационна зона, понякога наричана зона на "радиация", е мястото, където енергията от ядрото се движи навън предимно като електромагнитно излъчване.
Най- конвективна зона, известна още като зона на конвекция, енергията се пренася главно от токове в плазмата на слоя. Помислете как парата от врящ съд пренася топлина от горелката във въздуха над печката и ще имате правилната идея.
„Повърхността“ на слънцето, такава, каквато е, е фотосфера, Това виждаме, когато гледаме слънцето. Електромагнитното излъчване, излъчвано от този слой, се вижда с просто око като светлина и е толкова ярко, че скрива по-малко плътните външни слоеве от гледката.
Най- хромосфера е по-гореща от фотосферата, но не е толкова гореща като корона. Температурата му кара водорода да излъчва червеникава светлина. Обикновено е невидим, но може да се разглежда като червеникав блясък, заобикалящ слънцето, когато тотално затъмнение крие фотосферата.
Най- преходна зона е тънък слой, при който температурите се изместват драматично от хромосферата към короната. Това е видимо за телескопите, които могат да открият ултравиолетова (UV) светлина.
Накрая корона е най-външният слой на слънцето и е изключително горещ - стотици пъти по-горещ от фотосферата -, но невидим за просто око, освен по време на пълно затъмнение, когато той се появява като тънка бяла аура около слънцето. Точно защо толкова е горещо е малко загадка, но поне един фактор изглежда е „топлинни бомби“: пакети с изключително горещ материал, които плават от дълбоко слънце, преди да избухнат и освободят енергия в короната.
Слънчев вятър
Както може да ви каже всеки, който някога е имал слънчево изгаряне, ефектите на слънцето се простират далеч отвъд короната. Всъщност, короната е толкова гореща и отдалечена от ядрото, че гравитацията на слънцето не може да задържи свръх нагрятата плазма - заредените частици текат в космоса като постоянна Слънчев вятър.
Слънцето в крайна сметка ще умре
Въпреки невероятния размер на слънцето, в крайна сметка ще изчерпи водорода, който му е необходим, за да поддържа ядрото си на синтез. Слънцето е с прогнозен общ живот от около 10 милиарда години. Той е роден преди около 4,6 милиарда години, така че има доста време, преди да изгори, но ще стане.
Слънцето излъчва приблизително 3.846 × 1026 J енергия всеки ден. С това знание можем да преценим колко маса трябва да се преобразува на секунда. За сега ще ви спестим повече математика; излиза около 4.27 × 109 килограма за секунда, Само за три секунди слънцето изразходва около толкова маса, колкото прави Голямата пирамида в Гиза, два пъти повече.
Когато му липсва водород, той ще започне да използва по-тежките си елементи за синтез - летлив процес, който ще го накара да се разшири до 100 пъти по-голям от сегашния си размер, докато извежда голяма част от масата си в космоса. Когато най-накрая изчерпи горивото си, той ще остави след себе си малък, изключително плътен предмет, наречен a бяло джудже, за размера на нашата Земя, но много, много пъти по-плътна.