Hangi gazlar güneşi oluşturur?

İçerik

• TL; DR (Çok Uzun; Okumadı)
• Güneş’in Kompozisyonu
• Güneşin neden yapıldığını nasıl bilebiliriz?
• Nükleer Füzyona Başlarken
• Nükleer Füzyon: Kütleyi Enerjiye Dönüştürmek
• Güneşdeki Gazlar? Hayır, Plazma
• Güneşin Yapısı
• Güneşin Katmanları
• Güneş rüzgarı
• Güneş sonunda ölecek

Güneşimiz, her yıldız gibi, kocaman bir parlayan plazma topu. Gezegenimizin yaşamı sürdürmesi için ihtiyaç duyduğu ışığı ve ısıyı sağlayan, kendi kendine yeten bir termonükleer reaktördür ve yerçekimi bizi (ve güneş sisteminin geri kalanını) derin uzayda dönmemize engeller.

Güneş, birkaç örnek gaz ve elektromanyetik radyasyon yayan başka elementler içerir, bu da bilim adamlarının fiziksel numunelere ulaşamamalarına rağmen güneşi incelemelerini sağlar.

TL; DR (Çok Uzun; Okumadı)

Güneşte en yaygın gazlar kütle olarak: hidrojen (yaklaşık yüzde 70, helyum (yaklaşık yüzde 28), karbon, azot ve oksijen (birlikte yaklaşık yüzde 1,5) Güneşin kütlesinin geri kalanı (yüzde 0,5) yapılmıştır az miktarda, neon, demir, silikon, magnezyum ve kükürt dahil ancak bunlarla sınırlı olmamak üzere, eser miktarda başka elementlerin karışımının karışımı.

Güneş’in Kompozisyonu

İki element, güneş maddesinin ezici çoğunluğunu kütle olarak oluşturur: hidrojen (yaklaşık yüzde 70) ve helyum (yaklaşık yüzde 28). Farklı numaralar görürseniz, endişelenmeyin; Muhtemelen toplam atom sayısına göre tahminleri görüyorsunuz. Kitle geçiyoruz çünkü düşünmek daha kolay.

Kütlenin yüzde 1.5'i, karbon, azot ve oksijen karışımıdır. Nihai yüzde 0.5, bunlarla sınırlı olmamak üzere, ağır elementlerin bir bereketidir: neon, demir, silikon, magnezyum ve kükürt.

Güneşin neden yapıldığını nasıl bilebiliriz?

Nasıl merak ediyor olabilirsiniz, tam olarak güneşi neyin oluşturduğunu biliyoruz. Ne de olsa, hiç kimse orada bulunmadı ve hiçbir uzay aracı güneş maddesi numunelerini geri getirmedi. Bununla birlikte güneş sürekli olarak yeryüzünü yıkıyor. Elektromanyetik radyasyon ve füzyonla çalışan çekirdeği tarafından salınan parçacıklar.

Her element, belirli elektromanyetik radyasyon dalga boylarını (yani ışığı) emer ve aynı şekilde ısıtıldığında belirli dalga boylarını yayar. 1802'de, bilim adamı William Hyde Wollaston bir prizmadan geçen güneş ışığının beklenen gökkuşağı spektrumunu ürettiğini, ancak buraya ve oraya dağılmış göze çarpan koyu renkli çizgiler olduğunu fark etti.

Bu fenomene daha iyi bir göz atmak için, gözlükçü Joseph von Fraunhofer, güneş ışığının farklı dalga boylarını daha da dağıtarak, daha kolay görünmelerini sağlayan ilk spektrometreyi - temel olarak geliştirilmiş bir prizma icat etti. Ayrıca Wollastons'un karanlık çizgilerinin bir aldatmaca veya yanılsama olduğunu görmeyi kolaylaştırdı - onlar güneş ışığının bir özelliği gibi görünüyordu.

Bilim adamları bu koyu çizgilerin (şimdi Fraunhofer çizgileri olarak adlandırılır) hidrojen, kalsiyum ve sodyum gibi bazı elementler tarafından emilen ışığın spesifik dalga boylarına tekabül ettiğini bulmuşlardır. Bu nedenle, bu elemanlar güneşin dış katmanlarında bulunmalı ve çekirdek tarafından yayılan ışığın bir kısmını emmelidir.

Zaman geçtikçe, giderek daha karmaşık algılama yöntemleri güneşten gelen çıktıyı ölçmemize izin verdi: elektromanyetik radyasyonun tüm formlarında (X ışınları, radyo dalgaları, ultraviyole, kızılötesi vb.) Ve nötrinolar gibi atom altı parçacıkların akışını. Güneşin neyi serbest bıraktığını ve neyin neyi emdiğini ölçerek, güneş kompozisyonunun uzaktan çok iyi anlaşılmasını sağladık.

Nükleer Füzyona Başlarken

Güneşi oluşturan materyallerde herhangi bir desen fark ettiniz mi? Hidrojen ve helyum periyodik tablodaki ilk iki elementtir: en basit ve en hafif. Ne kadar ağır ve karmaşık bir element varsa, güneşte ne kadar az buluruz.

Daha hafif / daha basitten daha ağır / daha karmaşık öğelere geçerken bu azalan trend, yıldızların nasıl doğduğunu ve evrendeki eşsiz rollerini yansıtıyor.

Büyük Patlama'nın hemen ardından, evren, sıcak, yoğun bir atom altı parçacık bulutundan başka bir şey değildi. Bu parçacıkların ilk atom olan hidrojen olarak tanıyacağımız bir şekilde bir araya gelmesi yaklaşık 400.000 yıllık bir soğutma ve genişleme gerektirdi.

Uzun bir süre boyunca, evrene, primordial subatomik çorba içerisinde kendiliğinden oluşan hidrojen ve helyum atomları hakim oldu. Yavaş yavaş, bu atomlar gevşek toplanmalar oluşturmaya başlar.

Bu toplanmalar daha fazla yer çekimi sağladı, bu yüzden yakınlarından daha fazla malzeme çekerek büyümeye devam ettiler. Yaklaşık 1.6 milyon yıl sonra, bu toplamaların bazıları o kadar büyüdü ki, merkezlerindeki basınç ve ısı termonükleer füzyonu başlatmak için yeterliydi ve ilk yıldızlar doğdu.

Nükleer Füzyon: Kütleyi Enerjiye Dönüştürmek

İşte nükleer füzyon ile ilgili kilit nokta: Başlamak için muazzam miktarda enerji gerektirse de, süreç aslında Salıverme enerji.

Hidrojen füzyonu yoluyla helyum oluşumunu göz önünde bulundurun: İki hidrojen çekirdeği ve iki nötron, tek bir helyum atomu oluşturmak için birleşir, ancak ortaya çıkan helyum başlangıç ​​materyallerinden% 0.7 daha az kütleye sahiptir. Bildiğiniz gibi, madde ne yaratılmış ne de tahrip edilebilir, böylece kitle bir yere gitmiş olmalı. Aslında, Einstein’ın en ünlü denklemine göre enerjiye çevrildi:

E = mc²

Hangi içinde E joule cinsinden enerjidir (J), m kütle kilogram (kg) ve c bir metre - saniye / saniye (m / s) ışığın hızı. Denklemi basit İngilizce'ye şu şekilde koyabilirsiniz:

​enerji (joule) = kütle (kilogram) × ışık hızı (metre / saniye)²

Işık hızı yaklaşık 300.000.000 metre / saniyedir, yani c² yaklaşık 90.000.000.000.000.000 değerinde - bu doksanın katrilyon - metre²/ikinci². Normalde bu kadar büyük sayılarla uğraşırken, onları yer kazanmak için bilimsel gösterime koyarsınız, ancak kaç tane sıfırla uğraştığınızı görmek için burada kullanışlıdır.

Tahmin edebileceğiniz gibi, küçük bir sayı bile doksan katrilyon sonunda çok büyüyor. Şimdi, tekli hidrojen gramına bakalım. Denklemin bize joule cevap verdiğinden emin olmak için bu kütleyi 0,001 kilogram olarak ifade edeceğiz - birimler önemlidir. Yani, bu değerleri kütle ve ışık hızı için bağlarsanız:

E = (0.001 kg) (9 × 10¹⁶ m²/ s²)
E = 9 × 10¹³ J
E = 90,000,000,000,000 J

Bu, Nagasaki'ye bırakılan ve en küçük, en hafif elementin bir gramında bulunan nükleer bomba tarafından bırakılan enerji miktarına yakın. Alt satır: Füzyon yoluyla kütleyi enerjiye dönüştürerek enerji üretme potansiyeli akıl almaz.

Bu nedenle bilim adamları ve mühendisler, burada Dünya'da nükleer bir füzyon reaktörü yaratmanın bir yolunu bulmaya çalışıyorlar. Bugün tüm nükleer reaktörlerimiz, nükleer fisyonatomları daha küçük elementlere bölen, ancak kütleyi enerjiye dönüştürmek için çok daha az etkili bir işlemdir.

Güneşdeki Gazlar? Hayır, Plazma

Güneş, yer kabuğu gibi sağlam bir yüzeye sahip değildir - aşırı sıcakları bir kenara koysanız bile, güneşin üzerinde duramazsınız. Bunun yerine, güneş yedi ayrı katmandan oluşur. plazma.

Plazma dördüncü, en enerjik, maddenin halidir. Buzu ısıtın (katı) ve su içinde erir (sıvı). Isıtmaya devam edin ve tekrar su buharına (gaz) dönüşür.

Bu gazı ısıtmaya devam edersen, plazma olur. Plazma, bir gaz gibi bir atom bulutudur, ancak olduğu kadar çok enerji ile infüze edilmiştir. iyonize. Yani, elektronları normal yörüngelerinde serbest bırakılarak elektronları elektriksel olarak yüklendi.

Gazdan plazmaya dönüşüm bir maddenin özelliklerini değiştirir ve yüklü parçacıklar çoğu zaman ışık olarak enerji açığa çıkarır. Aslında parlak neon işaretleri, neon gazla dolu cam tüplerdir - tüpün içinden bir elektrik akımı geçtiğinde, gazın parlayan bir plazmaya dönüşmesine neden olur.

Güneşin Yapısı

Güneşin küresel yapısı, sürekli rekabet eden iki gücün bir sonucudur: Yerçekimi Güneşin merkezindeki yoğun kütleden çekirdeğin içindeki nükleer füzyondan enerjiye karşı bütün plazma içeriye doğru çekmeye çalışarak, plazmanın genişlemesine neden oldu.

Güneş yedi katmandan oluşur: üç iç ve dört dış. Bunlar merkezden dışa doğru:

Güneşin Katmanları

Hakkında konuştuk çekirdek zaten bir sürü; füzyonun gerçekleştiği yer burasıdır. Beklediğiniz gibi, güneşin en yüksek sıcaklığını bulacağınız yer: 27.000.000.000 (27 milyon) derece Fahrenheit.

ışınım bölgesibazen “radyasyon” bölgesi olarak adlandırılır, çekirdekten gelen enerjinin öncelikle elektromanyetik radyasyon olarak dışarıya doğru hareket ettiği yerdir.

taşınım bölgesidiğer bir deyişle “konveksiyon” bölgesi, enerjinin öncelikle tabakanın plazmasındaki akımlar tarafından taşındığı yerdir. Kaynayan bir tencereden çıkan buharın brülörden sobanın üstündeki havaya nasıl taşındığını düşünün ve doğru fikre sahip olacaksınız.

Güneşin “yüzeyi” olduğu gibi fotosfer. Güneşe baktığımızda gördüğümüz şey budur. Bu katman tarafından yayılan elektromanyetik radyasyon çıplak gözle ışık olarak görülebilir ve o kadar parlak ki dış katmanları görünüşte gizler.

kromosfer fotosferden daha sıcak, ancak korona kadar sıcak değil. Sıcaklığı hidrojenin kırmızımsı ışık yaymasına neden olur. Genellikle görünmezdir ancak toplam güneş tutulması fotosferi gizlediğinde güneşi çevreleyen kırmızımsı bir parıltı olarak görülebilir.

geçiş bölgesi sıcaklıkların çarpıcı şekilde kromosferden korona doğru kaydığı ince bir tabakadır. Ultraviyole (UV) ışığı algılayabilen teleskoplara görünür.

Sonunda, korona güneşin en dış tabakasıdır ve son derece sıcaktır - fotosferden yüzlerce kez daha sıcaktır - ancak güneş tutulması sırasında, güneşin etrafında ince beyaz bir hava gibi göründüğünde, tam bir tutulma sırasında çıplak gözle görülmez. Kesinlikle neden çok sıcak bir gizem, ama en azından bir faktör “ısı bombaları” gibi görünüyor: koronaya enerji patlatmadan ve serbest bırakmadan önce güneşin derinliklerinden yüzmeye çıkan aşırı sıcak malzeme paketleri.

Güneş rüzgarı

Güneş yanığı olan herkesin size söyleyebileceği gibi, güneşin etkileri koronanın çok ötesine uzanır. Aslında, korona çekirdeğe o kadar sıcak ve uzak ki, güneşin yerçekimi, süper ısıtılmış plazma yüklü partikülleri tutamaz. Güneş rüzgarı.

Güneş sonunda ölecek

Güneşin inanılmaz boyutuna rağmen, nihayetinde füzyon çekirdeğini sürdürmek için ihtiyaç duyduğu hidrojenin bitmesine neden olacak. Güneş, yaklaşık 10 milyar yıllık tahmini bir ömre sahiptir. Yaklaşık 4.6 milyar yıl önce doğmuş, bu yüzden yanması için epey bir zaman var, ama olacak.

Güneş tahmini 3.846 × 10 yayar²⁶ Her gün enerji j. Bu bilgiyle, saniyede ne kadar kütle dönüştürmesi gerektiğini tahmin edebiliriz. Şimdilik sana daha fazla matematik ayıracağız; 4.27 × 10 civarında çıkıyor⁹ kilogram her saniye. Sadece üç saniyede güneş, iki kez bitti, Büyük Gize Piramidi'ni oluşturan kütle kadar tüketir.

Hidrojen bittiğinde, ağır elementlerini füzyon için kullanmaya başlayacaktır - kütlesinin çoğunu uzaya yayırken mevcut büyüklüğünün 100 katına çıkmasını sağlayacak uçucu bir işlem. Sonunda yakıtını tükettiğinde, denilen küçük, oldukça yoğun bir nesneyi geride bırakacak. Beyaz cüceDünyamızın büyüklüğü hakkında ama çoğu, çok daha yoğun.