Mis gaasid moodustavad päikese?

Sisu

• TL; DR (liiga pikk; ei lugenud)
• Päikese kompositsioon
• Kuidas me teame, millest päike koosneb?
• Tuumasünteesi alustamine
• Tuumasüntees: massi muutmine energiaks
• Gaasid päikese käes? Ei, plasma
• Päikese struktuur
• Päikesekihid
• Päikesetuul
• Päike lõpuks sureb

Meie päike, nagu iga teine ​​täht, on hiiglaslik särava plasma pall. See on isemajandav termotuumareaktor, mis annab valguse ja soojuse, mida meie planeet vajab elu säilitamiseks, samal ajal kui selle gravitatsioon hoiab meid (ja kogu ülejäänud päikesesüsteemi) keerutamast sügavasse kosmosesse.

Päike sisaldab mitmeid gaase ja muid elemente, mis eraldavad elektromagnetilist kiirgust, võimaldades teadlastel päikest uurida, hoolimata sellest, et neil pole füüsilistele proovidele juurdepääsu.

TL; DR (liiga pikk; ei lugenud)

Päikese käes levinumad gaasid on massi järgi järgmised: vesinik (umbes 70 protsenti, heelium (umbes 28 protsenti), süsinik, lämmastik ja hapnik (koos umbes 1,5 protsenti). Ülejäänud päikese massist (0,5 protsenti) moodustatakse muude elementide, sealhulgas, kuid mitte ainult, neooni, raua, räni, magneesiumi ja väävli segu segu.

Päikese kompositsioon

Kaks elementi moodustavad massist valdava osa päikese ainest: vesinik (umbes 70 protsenti) ja heelium (umbes 28 protsenti). Pange tähele, kui näete erinevaid numbreid, ärge vihastage; näete tõenäoliselt hinnanguid vastavalt üksikute aatomite koguarvule. Me läheme massiliselt, sest seda on lihtsam mõelda.

Järgmine 1,5 protsenti massist on süsiniku, lämmastiku ja hapniku segu. Viimane 0,5 protsenti on raskete elementide, sealhulgas, kuid mitte ainult, neuro, raud, räni, magneesium ja väävel, rukkiloopia.

Kuidas me teame, millest päike koosneb?

Teil võib tekkida küsimus, kuidas me täpselt teame, mis moodustab päikese. Lõppude lõpuks pole ühtegi inimest seal kunagi olnud ja ükski kosmoselaev pole kunagi päikeseenergia proove tagasi toonud. Päike aga supistab maad pidevalt elektromagnetiline kiirgus ja osakesi, mis eralduvad selle termotuumasünteesil töötavast südamikust.

Iga element neelab teatud elektromagnetilise kiirguse (st valguse) lainepikkusi ja eraldab kuumutamisel ka teatud lainepikkusi. 1802. aastal märkas teadlane William Hyde Wollaston, et prismat läbiv päikesevalgus tekitas oodatava vikerkaare spektri, kuid siin-seal hajutatud silmapaistvate tumedate joontega.

Selle nähtuse paremaks uurimiseks leiutas optik Joseph von Fraunhofer esimese spektromeetri - põhimõtteliselt täiustatud prisma -, mis levitab päikesevalguse erinevaid lainepikkusi veelgi, muutes need hõlpsamini nähtavaks. Samuti oli lihtsam näha, kas Wollastoni tumedad jooned on trikk või illusioon - need paistsid olevat päikesevalguse tunnusjoon.

Teadlased mõistsid, et need tumedad jooned (neid nimetatakse nüüd Fraunhoferi joonteks) vastavad valguse spetsiifilistele lainepikkustele, mida neelavad teatud elemendid, nagu vesinik, kaltsium ja naatrium. Seetõttu peavad need elemendid paiknema päikese väliskihtides, neelates osa tuuma kiirgavast valgust.

Aja jooksul on üha keerukamad tuvastusmeetodid võimaldanud kvantifitseerida päikesest väljuvat kiirgust: elektromagnetilist kiirgust selle kõigis vormides (röntgenkiirgus, raadiolained, ultraviolettkiirgus, infrapuna ja nii edasi) ning alaeelarmeliste osakeste voogu, näiteks neutriinode voog. Mõõtes, mida päike eraldab ja mida ta neelab, rajasime kaugelt väga põhjaliku ülevaate päikesekompositsioonist.

Tuumasünteesi alustamine

Kas juhtusite märkama päikesest koosnevate materjalide mustreid? Vesinik ja heelium on perioodilise tabeli kaks esimest elementi: kõige lihtsam ja kergem. Mida raskem ja keerulisem element, seda vähem leiame seda päikese käes.

See suundumus, mille kohaselt summad vähenevad, liikudes kergematelt / lihtsamatelt raskematele / keerukamatele elementidele, kajastavad tähtede sündi ja nende ainulaadset rolli meie universumis.

Suure Paugu vahetus tagajärjel polnud universum midagi muud kui kuum, tihe subatomaatiliste osakeste pilv. Nende osakeste kokkusegamisel kujul, mida me tunneksime esimese aatomina, vesinik, kulus peaaegu 400 000 aastat jahutamist ja laienemist.

Pikka aega domineerisid universumis vesiniku ja heeliumi aatomid, mis suutsid ürgses subatomilises supis spontaanselt moodustuda. Aeglaselt hakkavad need aatomid moodustama lahtisi agregatsioone.

Need agregaadid avaldasid suuremat raskust, nii et nad muudkui kasvasid, tõmmates lähedalasuvatest materjalidest rohkem sisse. Umbes 1,6 miljoni aasta pärast said mõned neist agregaatidest nii suureks, et nende keskuste rõhk ja kuumus olid termotuumasünteesi käivitamiseks piisavad ning sündisid esimesed tähed.

Tuumasüntees: massi muutmine energiaks

Siin on tuumasünteesi peamine asi: ehkki selle käivitamiseks on vaja tohutult energiat, on protsess tegelikult vabastab energia.

Mõelge heeliumi loomisele vesiniku liitmise teel: Kaks vesiniku tuuma ja kaks neutronit moodustavad ühe heeliumi aatomi, kuid saadud heeliumi mass on tegelikult 0,7 protsenti väiksem kui lähtematerjalidel. Nagu teate, ei saa ainet luua ega hävitada, nii et mass peab olema kuhugi läinud. Tegelikult muudeti see Einsteini kuulsaima võrrandi järgi energiaks:

E = mc²

Milles E on energia džaulides (J), m on mass kilogrammid (kg) ja c on valguse kiirus meetrites sekundis (m / s) - konstant. Võiksite võrrandi lihtsasse inglise keelde panna järgmiselt:

​energia (džaulides) = mass (kilogrammides) × valguse kiirus (meetrites sekundis)²

Valguse kiirus on umbes 300 000 000 meetrit sekundis, mis tähendab c² selle väärtus on umbes 90 000 000 000 000 000 - see on üheksakümmend kvadriljon - meetrit²/ sekundis². Tavaliselt peaksite nii suurte numbritega tegelemisel need ruumi säästmiseks teaduslikesse märkustesse lisama, kuid siin on kasulik näha, mitu nulli te käsitlete.

Nagu võite ette kujutada, isegi pisike arv korrutatuna üheksakümmend kvadriljonit läheb lõpuks väga suureks. Vaatame nüüd ühe grammi vesinikku. Veendumaks, et võrrand annab meile vastuse džaulides, väljendame seda massi kui 0,001 kilogrammi - ühikud on olulised. Niisiis, kui ühendate need valguse massi ja kiiruse väärtused:

E = (0,001 kg) (9 × 10¹⁶ m²/ s²)
E = 9 × 10¹³ J
E = 90 000 000 000 000 J

See on lähedane Nagasakile maha lastud tuumapommi vabanenud energiahulgale, mis sisaldub ühe grammi väikseimast ja kergeimast elemendist. Alumine rida: energia genereerimise potentsiaal, muutes massi termotuumasünteesi teel energiaks, on mõistlik.

See on põhjus, miks teadlased ja insenerid on üritanud välja mõelda, kuidas luua tuumafusioonireaktor siin Maa peal. Kõik meie tuumareaktorid töötavad tänapäeval läbi tuuma lõhustumine, mis jagab aatomid väiksemateks elementideks, kuid on palju vähem tõhus protsess massi muundamiseks energiaks.

Gaasid päikese käes? Ei, plasma

Päikesel pole maapinnal kindlat pinda - isegi äärmuslikud temperatuurid kõrvale jättes ei saaks te päikese käes seista. Selle asemel koosneb päike seitsmest eraldiseisvast kihist plasma.

Plasma on mateeria neljas, kõige energilisem olek. Kuumutage jää (tahke) ja see sulab vette (vedelaks). Jätkake kuumutamist ja see muutub taas veeauruks (gaasiks).

Kui aga seda gaasi kuumutate, muutub see plasmaks. Plasma on aatomite pilv nagu gaas, kuid sellele on sisse kantud nii palju energiat, et on olnud ioniseeritud. See tähendab, et selle aatomid on elektriliselt laetud, lastes elektronid lahti nende tavalistest orbiitidest.

Gaasist plasmaks muutumine muudab aine omadusi ja laetud osakesed eraldavad energiat sageli valguse kujul. Hõõguvad neoonmärgid on tegelikult neoongaasiga täidetud klaastorud - kui toru kaudu juhitakse elektrivool, põhjustab see gaasi muundamist hõõguvaks plasmaks.

Päikese struktuur

Päikese sfääriline struktuur on kahe pidevalt konkureeriva jõu tulemus: gravitatsioon Päikese keskpunkti tihedast massist, üritades kogu oma plasma tõmmata tuumas toimuva tuumasünteesi kaudu kogu oma plasma sissepoole, põhjustades plasma laienemise.

Päike koosneb seitsmest kihist: kolm sisemist ja neli välimist. Need on keskelt väljapoole:

Päikesekihid

Oleme rääkinud tuum palju juba; seal toimub sulandumine. Nagu arvata võis, on seal kõrgeim temperatuur päikese käes: umbes 27 000 000 000 (27 miljonit) kraadi Fahrenheiti järgi.

radiatiivne tsoon, mida mõnikord nimetatakse ka radiatsiooni tsooniks, liigub tuumast tulev energia peamiselt elektromagnetilise kiirgusena.

konvektiivne tsoon, teise nimega „konvektsioonitsoon“, on see, kus energiat kannavad peamiselt kihi plasmas olevad voolud. Mõelge, kuidas keeva poti aur kannab põletist kuumust õhku pliidi kohal ja teil on õige idee.

Päikese "pind" on selline, nagu ta on fotosfäär. Seda näeme päikese poole vaadates. Selle kihi kiirgav elektromagnetiline kiirgus on palja silmaga nähtav kui valgus ja see on nii ere, et varjab vähem tihedaid välimisi kihte.

kromosfäär on kuumem kui fotosfäär, kuid pole nii kuum kui koroon. Selle temperatuur põhjustab vesiniku punakasvalgust. See on tavaliselt nähtamatu, kuid seda võib näha kui päikest ümbritsevat punakas sära, kui täielik atmosfäär varjab fotosfääri.

üleminekutsoon on õhuke kiht, kus temperatuurid nihkuvad dramaatiliselt kromosfäärist korooni. See on nähtav teleskoopidele, mis suudavad tuvastada ultraviolettvalgust (UV).

Lõpuks koroona on päikese kõige välimine kiht ja äärmiselt kuum - sadu kordi kuumem kui fotosfäär -, kuid palja silmaga nähtamatu, välja arvatud täieliku varjutuse ajal, kui see paistab õhukese valge aurana päikese ümber. Täpselt nii miks nii kuum on natuke mõistatus, kuid vähemalt üks tegur näib olevat “kuumapommid”: eriti kuuma materjali pakendid, mis hõljuvad sügava päikese käes enne plahvatamist ja energia vabastamist koroona.

Päikesetuul

Nagu võivad teile öelda kõik, kellel on kunagi olnud päikesepõletus, ulatub päikese mõju koroonast kaugemale. Tegelikult on koroon nii kuum ja tuumast kaugel, et päikese raskusjõud ei suuda ülekuumendatud plasma käes hoida - laetud osakesed voolavad konstantsena kosmosesse päikesetuul.

Päike lõpuks sureb

Vaatamata päikese uskumatule suurusele saab see lõpuks vesiniku, mida ta vajab oma termotuumasünteesi säilitamiseks. Päikese eeldatav eluiga on umbes 10 miljardit aastat. See sündis umbes 4,6 miljardit aastat tagasi, nii et on palju aega enne, kui see läbi põleb, kuid siiski.

Päike kiirgab hinnanguliselt 3,846 × 10²⁶ J energiat iga päev. Selle teadmisega saame hinnata, kui palju massi see sekundis teisendab. Varume teile praegu veel rohkem matemaatikat; see väljub umbes 4,27 × 10-ni⁹ kg sekundis. Vaid kolme sekundiga tarbib päike umbes sama palju massi kui kaks korda üle Giza suure püramiidi.

Kui vesinik hakkab otsa saama, hakkab ta termotuumasünteesi jaoks kasutama oma raskemaid elemente - lenduvat protsessi, mille tulemusel see laieneb praeguse suurusega 100-kordseks, suunates suure osa massist kosmosesse. Kui see kütus lõpuks ära kulutab, jätab ta maha väikese, eriti tiheda eseme, mida nimetatakse a-ks valge kääbus, umbes meie Maa suurune, kuid palju, mitu korda tihedam.