Quali gas compongono il sole?

Contenuto

• TL; DR (Too Long; Didnt Read)
• La composizione del sole
• Come facciamo a sapere di cosa è fatto il sole?
• Come iniziare la fusione nucleare
• Fusione nucleare: trasformare la massa in energia
• Gas sul sole? No, plasma
• La struttura del sole
• Gli strati del sole
• Vento solare
• Il sole alla fine morirà

Il nostro sole, come ogni altra stella, è una gigantesca palla di plasma splendente. È un reattore termonucleare autosufficiente che fornisce la luce e il calore di cui il nostro pianeta ha bisogno per sostenere la vita, mentre la sua gravità impedisce a noi (e al resto del sistema solare) di roteare nello spazio profondo.

Il sole contiene diversi gas e altri elementi che emettono radiazioni elettromagnetiche, consentendo agli scienziati di studiare il sole pur non potendo accedere a campioni fisici.

TL; DR (Too Long; Didnt Read)

I gas più comuni nel sole, per massa, sono: idrogeno (circa il 70 percento, elio (circa il 28 percento), carbonio, azoto e ossigeno (insieme circa l'1,5 percento). Il resto della massa del sole (0,5 percento) viene prodotto di una miscela di tracce di altri elementi, incluso ma non limitato a neon, ferro, silicio, magnesio e zolfo.

La composizione del sole

Due elementi costituiscono la stragrande maggioranza della materia del sole, per massa: idrogeno (circa il 70 percento) ed elio (circa il 28 percento). Nota, se vedi numeri diversi, non preoccuparti; probabilmente stai vedendo delle stime in base al numero totale di singoli atomi. Andiamo in massa perché è più facile pensarci.

Il prossimo 1,5 percento della massa è un mix di carbonio, azoto e ossigeno. Lo 0,5 percento finale è una cornucopia di elementi più pesanti, inclusi ma non limitati a: neon, ferro, silicio, magnesio e zolfo.

Come facciamo a sapere di cosa è fatto il sole?

Forse ti starai chiedendo come, esattamente sappiamo cosa compone il sole. Dopo tutto, nessun essere umano è mai stato lì e nessun veicolo spaziale ha mai riportato campioni di materia solare. Il sole, tuttavia, bagna costantemente la terra radiazioni elettromagnetiche e particelle rilasciate dal suo nucleo alimentato a fusione.

Ogni elemento assorbe determinate lunghezze d'onda della radiazione elettromagnetica (cioè luce) e allo stesso modo emette determinate lunghezze d'onda quando riscaldato. Nel 1802, lo scienziato William Hyde Wollaston notò che la luce solare che attraversava un prisma produceva lo spettro arcobaleno atteso, ma con notevoli linee scure sparse qua e là.

Per vedere meglio questi fenomeni, l'ottico Joseph von Fraunhofer, inventò il primo spettrometro - sostanzialmente un prisma migliorato - che diffondeva ancora di più le diverse lunghezze d'onda della luce solare, rendendole più facili da vedere. Ha anche reso più facile vedere che le linee scure di Wollaston erano un trucco o un'illusione: sembravano essere una caratteristica della luce solare.

Gli scienziati hanno scoperto che quelle linee scure (ora chiamate linee Fraunhofer) corrispondevano alle specifiche lunghezze d'onda della luce assorbite da alcuni elementi come l'idrogeno, il calcio e il sodio. Pertanto, tali elementi devono essere presenti negli strati esterni del sole, assorbendo parte della luce emessa dal nucleo.

Nel tempo, metodi di rilevazione sempre più sofisticati ci hanno permesso di quantificare l'emissione dal sole: radiazioni elettromagnetiche in tutte le sue forme (raggi X, onde radio, ultravioletti, infrarossi e così via) e il flusso di particelle subatomiche come i neutrini. Misurando ciò che il sole rilascia e ciò che assorbe, abbiamo costruito una comprensione molto approfondita della composizione dei soli da lontano.

Come iniziare la fusione nucleare

Ti è capitato di notare dei motivi nei materiali che compongono il sole? L'idrogeno e l'elio sono i primi due elementi della tavola periodica: il più semplice e il più leggero. Più un elemento è più pesante e complesso, meno ne troviamo al sole.

Questa tendenza di quantità decrescenti mentre ci spostiamo da elementi più leggeri / più semplici a elementi più pesanti / più complessi riflette come nascono le stelle e il loro ruolo unico nel nostro universo.

All'indomani del Big Bang, l'universo non era altro che una nuvola calda e densa di particelle subatomiche. Ci sono voluti quasi 400.000 anni di raffreddamento ed espansione perché queste particelle si unissero in una forma che potremmo riconoscere come il primo atomo, l'idrogeno.

Per molto tempo, l'universo è stato dominato da atomi di idrogeno ed elio che sono stati in grado di formarsi spontaneamente all'interno della zuppa subatomica primordiale. Lentamente, questi atomi iniziano a formare aggregazioni libere.

Queste aggregazioni esercitavano una maggiore gravità, quindi continuavano a crescere, attirando più materiale dalle vicinanze. Dopo circa 1,6 milioni di anni, alcune di queste aggregazioni sono diventate così grandi che la pressione e il calore nei loro centri erano sufficienti per dare il via alla fusione termonucleare, e nacquero le prime stelle.

Fusione nucleare: trasformare la massa in energia

Ecco la cosa chiave della fusione nucleare: anche se per iniziare è necessaria un'enorme quantità di energia, il processo in realtà rilasci energia.

Considera la creazione di elio attraverso la fusione dell'idrogeno: due nuclei di idrogeno e due neutroni si combinano per formare un singolo atomo di elio, ma l'elio risultante ha effettivamente lo 0,7 percento in meno di massa rispetto ai materiali di partenza. Come sapete, la materia non può essere né creata né distrutta, quindi quella massa deve essere andata da qualche parte. In realtà, è stato trasformato in energia, secondo l'equazione più famosa di Einstein:

E = mc²

In quale E è energia in joules (J), m è chilogrammi di massa (kg) e c è la velocità della luce in metri / secondo (m / s) - una costante. Potresti mettere l'equazione in un inglese semplice come:

​energia (joule) = massa (chilogrammi) × velocità della luce (metri / secondo)²

La velocità della luce è di circa 300.000.000 di metri / secondo, il che significa c² ha un valore di circa 90.000.000.000.000.000, ovvero novanta dieci alla ventiquattresima - metri²/secondo². Normalmente quando si tratta di numeri così grandi, li si mette in notazione scientifica per risparmiare spazio, ma è utile qui per vedere con quanti zeri hai a che fare.

Come puoi immaginare, anche un piccolo numero moltiplicato per novanta quadrilioni sta per finire molto grande. Ora diamo un'occhiata a un singolo grammo di idrogeno. Per assicurarci che l'equazione ci dia una risposta in joule, esprimeremo questa massa come 0,001 chilogrammi - le unità sono importanti. Quindi, se si inseriscono questi valori per massa e velocità della luce:

E = (0,001 kg) (9 × 10¹⁶ m²/S²)
E = 9 × 10¹³ J
E = 90.000.000.000.000 J

Questo è vicino alla quantità di energia rilasciata dalla bomba nucleare lanciata su Nagasaki contenuta in un solo grammo dell'elemento più piccolo e leggero. In conclusione: il potenziale per la generazione di energia convertendo la massa in energia attraverso la fusione è sbalorditivo.

Questo è il motivo per cui scienziati e ingegneri hanno cercato di trovare un modo per creare un reattore a fusione nucleare qui sulla Terra. Tutti i nostri reattori nucleari oggi funzionano tramite fissione nucleare, che divide gli atomi in elementi più piccoli, ma è un processo molto meno efficiente per convertire la massa in energia.

Gas sul sole? No, plasma

Il sole non ha una superficie solida come la crosta terrestre - anche mettendo da parte le temperature estreme, non puoi stare sul sole. Invece, il sole è composto da sette strati distinti di plasma.

Il plasma è il quarto, il più energico, stato della materia. Riscalda il ghiaccio (solido) e si scioglie in acqua (liquido). Continua a riscaldarlo e si trasforma nuovamente in vapore acqueo (gas).

Se continui a riscaldare quel gas, diventerà plasma. Il plasma è una nuvola di atomi, come un gas, ma è stato infuso con così tanta energia che è stato ionizzato. Cioè, i suoi atomi si sono caricati elettricamente avendo i loro elettroni liberati dalle loro solite orbite.

La trasformazione da gas a plasma cambia le proprietà di una sostanza e le particelle cariche rilasciano spesso energia come luce. Le insegne luminose al neon, infatti, sono tubi di vetro riempiti con un gas al neon - quando una corrente elettrica passa attraverso il tubo, fa sì che il gas si trasformi in un plasma incandescente.

La struttura del sole

La struttura sferica del sole è il risultato di due forze in costante competizione: gravità dalla massa densa al centro del sole, cercando di estrarre tutto il suo plasma verso l'interno rispetto all'energia dalla fusione nucleare che si svolge nel nucleo, causando l'espansione del plasma.

Il sole è composto da sette strati: tre interni e quattro esterni. Sono, dal centro verso l'esterno:

Gli strati del sole

Abbiamo parlato del nucleo già molto; è dove avviene la fusione. Come ti aspetteresti, è dove troverai la temperatura più alta sul sole: circa 27.000.000.000 (27 milioni) gradi Fahrenheit.

Il zona radiativa, a volte chiamata zona di "radiazione", è dove l'energia proveniente dal nucleo viaggia principalmente verso l'esterno come radiazione elettromagnetica.

Il zona convettiva, nota anche come zona di "convezione", è dove l'energia viene trasportata principalmente dalle correnti all'interno del plasma dello strato. Pensa a come il vapore proveniente da una pentola in ebollizione trasporta il calore dal bruciatore nell'aria sopra la stufa e avrai l'idea giusta.

La "superficie" del sole, tale che sia, è la fotosfera. Questo è ciò che vediamo quando guardiamo il sole. La radiazione elettromagnetica emessa da questo strato è visibile ad occhio nudo come luce, ed è così luminosa che nasconde alla vista gli strati esterni meno densi.

Il cromosfera è più caldo della fotosfera, ma non è caldo come la corona. La sua temperatura fa sì che l'idrogeno emetta luce rossastra. Di solito è invisibile ma può essere visto come un bagliore rossastro che circonda il sole quando un'eclissi totale nasconde la fotosfera.

Il zona di transizione è uno strato sottile in cui le temperature si spostano drasticamente dalla cromosfera alla corona. È visibile ai telescopi in grado di rilevare la luce ultravioletta (UV).

Infine, il corona è lo strato più esterno del sole ed è estremamente caldo - centinaia di volte più caldo della fotosfera - ma invisibile ad occhio nudo tranne durante un'eclissi totale, quando appare come una sottile aura bianca attorno al sole. Esattamente perché fa così caldo è un po 'un mistero, ma almeno un fattore sembra essere "bombe di calore": pacchetti di materiale estremamente caldo che galleggiano dal profondo del sole prima di esplodere e rilasciare energia nella corona.

Vento solare

Come può dirti chiunque abbia mai avuto una scottatura solare, gli effetti del sole si estendono ben oltre la corona. In effetti, la corona è così calda e distante dal nucleo che la gravità del sole non riesce a trattenere il plasma surriscaldato - le particelle cariche scorrono nello spazio come una costante vento solare.

Il sole alla fine morirà

Nonostante le dimensioni incredibili del sole, finirà per esaurire l'idrogeno necessario per sostenere il suo nucleo di fusione. Il sole ha una durata totale prevista di circa 10 miliardi di anni. È nato circa 4,6 miliardi di anni fa, quindi c'è un bel po 'di tempo prima che si esaurisca, ma lo farà.

Il sole irradia circa 3,846 × 10²⁶ J di energia ogni giorno. Con questa conoscenza, possiamo stimare quanta massa deve essere convertita su base al secondo. Per ora ti risparmieremo più matematica; esce a circa 4,27 × 10⁹ kg al secondo. In soli tre secondi, il sole consuma circa la stessa massa che costituisce la Grande Piramide di Giza, due volte.

Quando si esaurisce l'idrogeno, inizierà a utilizzare i suoi elementi più pesanti per la fusione, un processo volatile che lo farà espandere fino a 100 volte la sua dimensione attuale mentre spanderà gran parte della sua massa nello spazio. Quando finalmente esaurisce il suo carburante, lascerà dietro di sé un piccolo oggetto estremamente denso chiamato a Nana bianca, circa le dimensioni della nostra Terra ma molte, molte volte più dense.