Kandungan
- TL; DR (Terlalu Panjang, Tidak Baca)
- Komposisi Matahari
- Bagaimana Kami Tahu Apa Matahari Dibuat?
- Mendapatkan Fusion Nuklear Dimulakan
- Fusion Nuklear: Mengubah Massa Ke Tenaga
- Gas di Matahari? Nope, Plasma
- Struktur Matahari
- Lapisan Matahari
- Angin suria
- Matahari Akan Akhirnya Mati
Matahari kita, seperti setiap bintang lain, adalah bola besar yang bersinar. Ia adalah reaktor termonuklear yang menopang diri sendiri yang memberikan cahaya dan haba yang diperlukan oleh planet kita untuk mengekalkan kehidupan, sementara graviti membuat kita (dan selebihnya sistem suria) dari berputar ke dalam ruang yang mendalam.
Matahari mengandungi beberapa gas dan unsur-unsur lain yang melepaskan radiasi elektromagnetik, membolehkan para saintis mempelajari matahari meskipun tidak dapat mengakses sampel fizikal.
TL; DR (Terlalu Panjang, Tidak Baca)
Gas-gas yang paling biasa di bawah matahari, secara besar-besaran, adalah: hidrogen (kira-kira 70 peratus, helium (kira-kira 28 peratus), karbon, nitrogen dan oksigen (bersama-sama kira-kira 1.5 peratus). naik campuran jumlah unsur lain, termasuk tetapi tidak terhad kepada neon, besi, silikon, magnesium dan sulfur.
Komposisi Matahari
Dua unsur membentuk majoriti perkara matahari, dengan massa: hidrogen (kira-kira 70 peratus) dan helium (kira-kira 28 peratus). Perhatikan, jika anda melihat nombor yang berbeza, jangan risau; anda mungkin melihat anggaran mengikut jumlah atom individu. Kita akan pergi secara massal kerana lebih mudah untuk dipikirkan.
1.5 peratus jisim berikutnya adalah campuran karbon, nitrogen dan oksigen. Akhir 0.5 peratus adalah cornucopia unsur berat, termasuk tetapi tidak terhad kepada: neon, besi, silikon, magnesium dan sulfur.
Bagaimana Kami Tahu Apa Matahari Dibuat?
Anda mungkin tertanya-tanya bagaimana, betul kita tahu apa yang membentuk matahari. Lagipun, tiada manusia yang pernah berada di sana dan tiada kapal angkasa yang pernah membawa semula sampel bahan solar. Matahari, bagaimanapun, sentiasa mandi di bumi radiasi elektromagnetik dan zarah-zarah yang dikeluarkan oleh inti fusionnya.
Setiap elemen menyerap panjang gelombang tertentu radiasi elektromagnet (iaitu, cahaya), dan juga memancarkan gelombang tertentu apabila dipanaskan. Pada tahun 1802, saintis William Hyde Wollaston menyedari bahawa sinar matahari melalui prisma menghasilkan spektrum pelangi yang diharapkan, tetapi dengan garis-garis gelap yang bertaburan di sana sini.
Untuk mendapatkan pandangan yang lebih baik pada fenomena ini, ahli optik Joseph von Fraunhofer, mencipta spektrometer pertama - pada dasarnya prisma yang lebih baik - yang menyebarkan panjang gelombang yang berlainan cahaya matahari lebih banyak, menjadikannya lebih mudah untuk dilihat. Ia juga menjadikannya lebih mudah untuk melihat bahawa garis-garis gelap Wollastons tidak menimbulkan silap mata atau ilusi - mereka seolah-olah menjadi ciri cahaya matahari.
Para saintis menduga bahawa garis-garis gelap (sekarang dipanggil garis Fraunhofer) sesuai dengan panjang gelombang khusus cahaya yang diserap oleh unsur-unsur tertentu seperti hidrogen, kalsium dan natrium. Oleh itu, elemen-elemen tersebut mesti hadir di lapisan luar matahari, menyerap beberapa cahaya yang dipancarkan oleh inti.
Dari masa ke masa, kaedah pengesanan yang semakin canggih telah membolehkan kita mengukur output dari matahari: radiasi elektromagnet dalam semua bentuknya (X-ray, gelombang radio, ultraviolet, inframerah dan sebagainya) dan aliran zat subatomik seperti neutrino. Dengan mengukur apa yang dilepaskan oleh matahari dan apa yang menyerapnya, kita telah membina pemahaman yang sangat teliti mengenai komposisi matahari dari jauh.
Mendapatkan Fusion Nuklear Dimulakan
Adakah anda melihat apa-apa corak dalam bahan yang membentuk matahari? Hidrogen dan helium adalah dua elemen pertama pada jadual berkala: yang paling mudah dan paling ringan. Unsur yang lebih berat dan lebih rumit, semakin kurang kita dapati di bawah sinar matahari.
Trend yang semakin berkurangan apabila kita bergerak dari unsur yang lebih ringan / lebih ringan kepada unsur yang lebih berat / lebih rumit mencerminkan bagaimana bintang dilahirkan dan peranan mereka yang unik di alam semesta kita.
Dalam masa terdekatnya Big Bang, alam semesta tidak lebih daripada awan subatomik yang panas dan padat. Ia mengambil hampir 400,000 tahun penyejukan dan memperluaskan zarah-zarah ini untuk bersatu dalam bentuk yang kita kenali sebagai atom pertama, hidrogen.
Untuk masa yang lama, alam semesta dikuasai oleh hidrogen dan atom helium yang dapat membentuk secara spontan dalam sup subatom primordial. Perlahan-lahan, atom-atom ini mula membentuk agregasi longgar.
Agregasi ini menimbulkan graviti yang lebih besar, sehingga mereka terus berkembang, menarik lebih banyak bahan dari berdekatan. Selepas kira-kira 1.6 juta tahun, beberapa agregasi ini begitu besar sehingga tekanan dan haba di pusat mereka cukup untuk memulakan gabungan termonuklear, dan bintang pertama dilahirkan.
Fusion Nuklear: Mengubah Massa Ke Tenaga
Berikut adalah perkara penting mengenai gabungan nuklear: walaupun ia memerlukan sejumlah besar tenaga untuk memulakan, proses itu sebenarnya siaran tenaga.
Pertimbangkan penciptaan helium melalui gabungan hidrogen: Dua nukleus hidrogen dan dua neutron bergabung untuk membentuk satu atom helium, tetapi helium yang dihasilkan sebenarnya mempunyai 0.7 peratus kurang daripada bahan-bahan permulaan. Seperti yang anda ketahui, perkara tidak boleh dicipta atau dimusnahkan, supaya massa mesti pergi ke suatu tempat. Malah, ia berubah menjadi tenaga, menurut persamaan Einstein yang paling terkenal:
E = mc2
Di mana E adalah tenaga dalam joules (J), m adalah kilogram massa (kg) dan c adalah kelajuan cahaya dalam meter / saat (m / s) - pemalar. Anda boleh meletakkan persamaan dalam bahasa Inggeris biasa seperti:
tenaga (joules) = jisim (kilogram) × kelajuan cahaya (meter / saat)2
Kelajuan cahaya adalah kira-kira 300,000,000 meter / saat, yang bermaksud c2 mempunyai nilai kira-kira 90,000,000,000,000,000 - itu sembilan puluh quadrillion - meter2/ kedua2. Biasanya apabila berurusan dengan nombor yang besar ini, anda akan meletakkannya dalam notasi saintifik untuk menjimatkan ruang, tetapi berguna di sini untuk melihat berapa banyak sifar yang anda hadapi.
Seperti yang anda boleh bayangkan, walaupun nombor kecil didarab dengan sembilan puluh quadrillion akan berakhir sangat besar. Sekarang, mari kita lihat satu gram hidrogen. Untuk memastikan persamaan memberi kita jawapan dalam joules, kita akan menyatakan jisim ini sebagai 0.001 kilogram - unit adalah penting. Jadi, jika anda memasukkan nilai ini untuk jisim dan kelajuan cahaya:
E = (0.001 kg) (9 × 1016 m2/ s2)
E = 9 × 1013 J
E = 90,000,000,000,000 J
Itu hampir dengan jumlah tenaga yang dikeluarkan oleh bom nuklear yang dijatuhkan di Nagasaki yang terkandung dalam satu gram unsur terkecil dan ringan. Bottom line: Potensi untuk penjanaan tenaga dengan menukarkan jisim ke tenaga melalui perpaduan adalah mind-boggling.
Itulah sebabnya para saintis dan jurutera telah berusaha untuk mencari jalan untuk mewujudkan reaktor fusi nuklear di Bumi. Semua reaktor nuklear kami hari ini bekerja melalui pembelahan nuklear, yang membahagi atom menjadi elemen yang lebih kecil, tetapi merupakan proses yang kurang efisien untuk mengubah jisim menjadi tenaga.
Gas di Matahari? Nope, Plasma
Matahari tidak mempunyai permukaan yang padat seperti kerak bumi - walaupun mengetepikan suhu yang melampau, anda tidak boleh berdiri di bawah sinar matahari. Sebaliknya, matahari terdiri daripada tujuh lapisan berbeza plasma.
Plasma adalah perkara yang keempat, paling bertenaga, keadaan. Panaskan ais (pepejal), dan ia cair ke dalam air (cecair). Pastikan pemanasannya, dan ia berubah lagi menjadi wap air (gas).
Sekiranya anda terus memanaskan gas tersebut, ia akan menjadi plasma. Plasma adalah awan atom, seperti gas, tetapi ia telah ditimbulkan dengan tenaga yang sangat banyak diionkan. Iaitu, atom-atomnya telah dikenakan elektrik dengan membuat elektron mereka terlepas dari orbit biasa mereka.
Perubahan dari gas ke plasma mengubah sifat bahan, dan zarah-zarah yang dikenakan sering melepaskan tenaga sebagai cahaya. Tanda-tanda neon yang melambai, sebenarnya, adalah tiub kaca yang dipenuhi dengan gas neon - apabila arus elektrik dilalui melalui tiub, ia menyebabkan gas berubah menjadi plasma bercahaya.
Struktur Matahari
Struktur sfera matahari adalah hasil dari dua pasukan yang sentiasa bersaing: graviti dari jisim padat di pusat matahari yang cuba menarik semua plasma ke dalamnya berbanding tenaga daripada gabungan nuklear yang berlaku di teras, menyebabkan plasma berkembang.
Matahari terdiri dari tujuh lapisan: tiga dalaman dan empat luar. Mereka adalah, dari pusat ke luar:
Lapisan Matahari
Kami telah bercakap tentang teras sudah banyak; ia adalah di mana fusi berlaku. Seperti yang anda jangkakan, di mana anda akan mendapati suhu tertinggi di bawah matahari: 27,000,000,000 (27 juta) darjah Fahrenheit.
The zon radiatif, kadang-kadang dipanggil zon "radiasi", di mana tenaga dari teras bergerak ke luar terutamanya sebagai radiasi elektromagnetik.
The zon perolakan, zon "konveksi", adalah di mana tenaga itu dijalankan terutamanya oleh arus dalam plasma lapisan. Fikirkan bagaimana wap dari periuk mendidih membawa haba dari pembakar ke udara di atas kompor, dan anda akan mempunyai idea yang betul.
The "permukaan" matahari, seperti itu, adalah fotosfera. Inilah yang kita lihat ketika kita melihat matahari. Sinaran elektromagnetik yang dipancarkan oleh lapisan ini dapat dilihat oleh mata kasar sebagai cahaya, dan ia sangat terang sehingga ia menyembunyikan lapisan luar yang kurang padat dari pandangan.
The kromosfera lebih panas daripada fotosfer, tetapi tidak panas seperti corona. Suhunya menyebabkan hidrogen memancarkan cahaya kemerah-merahan. Ia biasanya tidak kelihatan tetapi boleh dilihat sebagai cahaya kemerahan yang mengelilingi matahari apabila gerhana total menyembunyikan foto-foto.
The zon peralihan adalah lapisan nipis di mana suhu beralih secara dramatik dari kromosfera ke korona. Ia kelihatan teleskop yang boleh mengesan cahaya ultraviolet (UV).
Akhirnya, corona adalah lapisan terluar matahari dan sangat panas - beratus-ratus kali lebih panas dari fotosfera - tetapi tidak dapat dilihat dengan mata kasar kecuali semasa gerhana total, apabila kelihatan seperti aura putih nipis di sekitar matahari. Betul kenapa ia sangat panas adalah sedikit misteri, tetapi sekurang-kurangnya satu faktor nampaknya adalah "bom haba": paket bahan yang sangat panas yang terapung dari jauh di bawah matahari sebelum meletup dan melepaskan tenaga ke dalam korona.
Angin suria
Seperti sesiapa yang pernah terbakar matahari boleh memberitahu anda, kesan-kesan matahari memanjang jauh melebihi corona. Sebenarnya, korona sangat panas dan jauh dari teras bahawa graviti matahari tidak dapat menahan plasma super-dipanaskan - zarah-zarah terapung di luar ke angkasa sebagai pemalar angin suria.
Matahari Akan Akhirnya Mati
Walaupun saiznya yang luar biasa, ia akan kehabisan hidrogen yang diperlukan untuk mengekalkan teras gabungannya. Matahari mempunyai jangka hayat berjumlah hampir 10 bilion tahun. Ia dilahirkan kira-kira 4.6 bilion tahun yang lalu, jadi ada sedikit masa sebelum ia akan terbakar, tetapi ia akan.
Matahari memancarkan kira-kira 3.846 × 1026 J tenaga setiap hari. Dengan pengetahuan itu, kita dapat menganggarkan betapa banyak jisim yang mesti ditukarkan pada setiap saat. Kami akan meluangkan lebih banyak matematik buat masa ini; ia keluar pada sekitar 4.27 × 109 kg setiap saat. Hanya dalam masa tiga saat, matahari menggunakan banyak jisim seperti membuat Piramid Besar Giza, dua kali lebih lama.
Apabila ia kehabisan hidrogen, ia akan mula menggunakan unsur-unsurnya yang lebih berat untuk perpaduan - satu proses yang tidak menentu yang akan menjadikan ia berkembang menjadi 100 kali saiz semasa semasa memuntahkan banyak jisimnya ke angkasa. Apabila ia akhirnya mengeluarkan bahan bakarnya, ia akan meninggalkan objek kecil, sangat padat yang dipanggil kerdil putih, kira-kira saiz bumi kita tetapi ramai, banyak kali lebih tebal.