אילו גזים מרכיבים את השמש?

תוֹכֶן

• TL; DR (יותר מדי זמן; לא קרא)
• הרכב השמש
• כיצד אנו יודעים ממה עשויה השמש?
• התחלת היתוך גרעיני
• היתוך גרעיני: הפיכת המיסה לאנרגיה
• גזים בשמש? לא, פלזמה
• מבנה השמש
• שכבות השמש
• רוח סולארית
• השמש תמות בסופו של דבר

השמש שלנו, כמו כל כוכב אחר, היא כדור ענק של פלזמה זוהרת. זהו כור תרמו-גרעיני עצמאי המספק את האור והחום שכוכב הלכת שלנו זקוק בכדי לקיים חיים, בעוד כוח המשיכה שלו מונע מאיתנו (ואת שאר מערכת השמש) להסתובב לחלל העמוק.

השמש מכילה מספר גזים ואלמנטים אחרים המפלטים קרינה אלקטרומגנטית, מה שמאפשר למדענים ללמוד את השמש למרות שלא הצליחו לגשת לדגימות פיזיות.

TL; DR (יותר מדי זמן; לא קרא)

הגזים השכיחים ביותר בשמש, לפי מסה, הם: מימן (כ -70 אחוז, הליום (כ -28 אחוז)), פחמן, חנקן וחמצן (יחד כ -1.5 אחוז) .היתר מסת השמש (0.5 אחוז) נוצר של תערובת של כמויות עקבות של אלמנטים אחרים, כולל אך לא מוגבל לניאון, ברזל, סיליקון, מגנזיום וגופרית.

הרכב השמש

שני יסודות מהווים את הרוב המכריע של חומר השמש, לפי מסה: מימן (כ -70 אחוז) והליום (כ -28 אחוז). שים לב, אם אתה רואה מספרים שונים, אל תדאג; סביר להניח שאתה רואה הערכות לפי המספר הכולל של אטומים בודדים. אנו עוברים המוני כיוון שקל יותר לחשוב עליהם.

1.5 האחוז הבאים של המסה הוא תערובת של פחמן, חנקן וחמצן. האחוז הסופי הוא קרנית שפע של יסודות כבדים יותר, כולל אך לא רק: ניאון, ברזל, סיליקון, מגנזיום וגופרית.

כיצד אנו יודעים ממה עשויה השמש?

יתכן שאתה תוהה כיצד, בדיוק אנו יודעים מה מרכיב את השמש. אחרי הכל, אף אדם מעולם לא היה שם ואף חללית מעולם לא החזירה דגימות של חומר סולארי. השמש, לעומת זאת, שוטפת את האדמה ללא הרף קרינה אלקטרומגנטית וחלקיקים המשתחררים על ידי הליבה המונעת על ידי היתוך.

כל אלמנט קולט אורכי גל מסוימים של קרינה אלקטרומגנטית (כלומר אור), ובאותו מידה פולט אורכי גל מסוימים כאשר הוא מחומם. בשנת 1802 הבחין המדען וויליאם הייד וולסטון כי אור השמש העובר דרך פריזמה מייצר את קשת הקשת הצפויה, אך עם קווים כהים בולטים הפזורים פה ושם.

כדי לבחון טוב יותר את התופעות, המציא האופטיקן ג'וזף פון פרונהופר את הספקטרומטר הראשון - בעיקרון פריזמה משופרת - שפיזר את אורכי הגל השונים של אור השמש עוד יותר החוצה, והקל עליהם יותר לראות. זה גם הקל לראות שהקווים הכהים של וולסטון אינם מהווים טריק או אשליה - נראה שהם היו תכונה של אור שמש.

מדענים הבינו כי אותם קווים כהים (המכונים כיום קווי Fraunhofer) תואמים את אורכי הגל הספציפיים של האור שנקלטים על ידי אלמנטים מסוימים כמו מימן, סידן ונתרן. לכן על אותם יסודות להיות נוכחים בשכבות החיצוניות של השמש, ולספוג חלק מהאור שנפלט מהליבה.

עם הזמן, שיטות איתור מתוחכמות יותר ויותר אפשרו לנו לכמת את התפוקה מהשמש: קרינה אלקטרומגנטית על כל צורותיה (צילומי רנטגן, גלי רדיו, אולטרה סגול, אינפרא אדום וכן הלאה) וזרימת חלקיקים תת-אטומיים כמו נייטרינו. על ידי מדידת מה השמש משחררת ומה שהיא סופגת, בנינו הבנה מעמיקה מאוד של הרכב השמשות מרחוק.

התחלת היתוך גרעיני

האם שמתם לב לדפוסים כלשהם בחומרים המרכיבים את השמש? מימן והליום הם שני היסודות הראשונים בטבלה המחזורית: הפשוטים והקלים ביותר. ככל שמרכיב כבד ומורכב יותר, כך אנו מוצאים פחות בשמש.

מגמה זו של ירידות בכמויות כשאנחנו עוברים מאלמנטים קלים יותר / פשוטים יותר לאלמנטים כבדים / מורכבים יותר, משקפת כיצד נולדים כוכבים ותפקידם הייחודי ביקום שלנו.

בעקבות המפץ הגדול, היקום היה לא יותר מענן חם וצפוף של חלקיקים תת-אטומיים. נדרשו כמעט 400,000 שנות קירור והתרחבות עד שהחלקיקים הללו יתכנסו בצורה שאותה היינו מכירים כאטום הראשון, מימן.

במשך זמן רב נשלטה היקום על ידי אטומי מימן והליום שהצליחו להיווצר באופן ספונטני בתוך המרק התת-אטומי הקדמוני. אט אט אטומים אלו מתחילים להיווצר צבירות רופפת.

אגרגציות אלה הפעילו כוח משיכה רב יותר, ולכן המשיכו לצמוח ומשכו יותר חומר מהסביבה. לאחר כ- 1.6 מיליון שנה, חלק מהצבירות הללו התגברו עד כדי כך שהלחץ והחום במרכזיהם הספיקו כדי לבעוט בהתמזגות תרמו-גרעינית, והכוכבים הראשונים נולדו.

היתוך גרעיני: הפיכת המיסה לאנרגיה

הנה הדבר המרכזי באיחוי גרעיני: למרות שהוא דורש כמות אדירה של אנרגיה כדי להתחיל, התהליך למעשה משחרר אנרגיה.

שקול יצירת הליום באמצעות היתוך מימן: שני גרעיני מימן ושני נויטרונים משתלבים יחד ליצירת אטום הליום יחיד, אך למעשה הליום המתקבל הוא בעל 0.7 אחוז פחות מסה מחומרי ההתחלה. כידוע, אי אפשר ליצור ולא להרוס את החומר, כך שהמיסה כנראה הלכה לאנשהו. למעשה, הוא הפך לאנרגיה, לפי המשוואה המפורסמת ביותר של איינשטיין:

E = mc²

באילו ה היא אנרגיה בג'אולס (J), M הוא קילוגרם המוני (קילוגרם) ו ג הוא מהירות האור במטר / שנייה (m / s) - קבוע. אתה יכול להכניס את המשוואה לאנגלית פשוטה כ:

​אנרגיה (ג'ול) = מסה (קילוגרם) × מהירות האור (מטר / שנייה)²

מהירות האור היא בערך 300,000,000 מטר / שנייה, מה שאומר ג² יש לו ערך של 90,000,000,000,000,000 - זה תשעים ריבוע - מטר²/ שנייה². בדרך כלל כשאתה מתמודד עם מספרים גדולים כל כך, אתה מכניס אותם לציון מדעי כדי לחסוך מקום, אבל כדאי להשתמש כאן בכמה אפסים אתה מתמודד.

כפי שאתה יכול לדמיין, אפילו מספר זעיר כפול תשעים רביעיות בסופו של דבר גדול מאוד. עכשיו, נסתכל על גרם יחיד של מימן. כדי לוודא שהמשוואה נותנת לנו תשובה בג'ואלים, אנו נבטא את המסה הזו כ- 0.001 קילוגרם - יחידות חשובות. לכן, אם מחברים ערכים אלה למסת האור ומהירות האור:

E = (0.001 ק"ג) (9 × 10.)¹⁶ M²/ ים²)
E = 9 × 10¹³ ג
E = 90,000,000,000 י

זה קרוב לכמות האנרגיה שהופצצה על ידי הפצצה הגרעינית שהוטלה על נגסאקי והכילה בתוך גרם בודד של היסוד הקטן והקל ביותר. בשורה התחתונה: הפוטנציאל לייצור אנרגיה על ידי המרת מסה לאנרגיה באמצעות היתוך הוא מבלבל במוח.

זו הסיבה שמדענים ומהנדסים ניסו למצוא דרך ליצור כור היתוך גרעיני כאן על כדור הארץ. כל הכורים הגרעיניים שלנו כיום עובדים באמצעות ביקוע גרעיני, המפצל אטומים ליסודות קטנים יותר, אך הוא תהליך הרבה פחות יעיל להמרת מסה לאנרגיה.

גזים בשמש? לא, פלזמה

לשמש אין משטח יציב כמו קרום כדור הארץ - אפילו אם מפנים את הטמפרטורות הקיצוניות, אי אפשר היה לעמוד על השמש. במקום זאת, השמש מורכבת משבע שכבות מובחנות של פלזמה.

הפלזמה היא המצב הרביעי, האנרגטי ביותר של החומר. מחממים קרח (מוצק), והוא נמס למים (נוזל). המשיכו לחמם אותו והוא שוב משתנה לאדי מים (גז).

אם אתה ממשיך לחמם את הגז הזה, הוא יהפוך לפלזמה. הפלזמה היא ענן אטומים, כמו גז, אבל היא הוחדרה בכל כך הרבה אנרגיה שהייתה מיוננים. כלומר האטומים שלו הפכו לטעונים חשמליים על ידי כך שהאלקטרונים שלהם נשחררים מהמסלול הרגיל שלהם.

הטרנספורמציה מגז לפלזמה משנה את תכונות החומר, והחלקיקים הטעונים לרוב משחררים אנרגיה כאור. שלטי ניאון זוהרים, למעשה, הם צינורות זכוכית המלאים בגז ניאון - כאשר זרם חשמלי מועבר דרך הצינור, הוא גורם לגז להפוך לפלזמה זוהרת.

מבנה השמש

המבנה הכדורי של השמש הוא תוצאה של שני כוחות מתחרים כל הזמן: כוח משיכה מהמסה הצפופה במרכז השמש מנסה למשוך את כל הפלזמה שלו פנימה אל מול האנרגיה מהמיזוג הגרעיני המתרחש בליבה, וגורם לפלזמה להתרחב.

השמש מורכבת משבע שכבות: שלוש פנימיות וארבע חיצוניות. הם מהמרכז כלפי חוץ:

שכבות השמש

דיברנו על הליבה הרבה כבר; זה המקום בו המיזוג מתרחש. כצפוי, כאן תוכלו למצוא את הטמפרטורה הגבוהה ביותר בשמש: כ- 27,000,000,000 מעלות פרנהייט.

ה אזור קרינה, המכונה לעיתים אזור "הקרינה", הוא המקום בו האנרגיה מהליבה נעה כלפי חוץ בעיקר כקרינה אלקטרומגנטית.

ה אזור סיעוד, המכונה גם אזור "הסעה", הוא המקום בו האנרגיה מועברת בעיקר על ידי זרמים בפלזמה של השכבה. חשבו איך אדים מסיר רותח נושאים חום מהמבער למעלה לאוויר שמעל הכיריים, ותהיה לכם הרעיון הנכון.

ה"שטח "של השמש, כך שהוא, הוא פוטוספרה. זה מה שאנחנו רואים כשאנחנו מסתכלים על השמש. הקרינה האלקטרומגנטית הנפלטת על ידי שכבה זו נראית לעין בלתי מזוינת כאור והיא כל כך בהירה עד שהיא מסתירה את השכבות החיצוניות הפחות צפופות מהעין.

ה כרומוספרה חם יותר מהפוטוספרה, אך אינו חם כמו הקורונה. הטמפרטורה שלו גורמת לפליטת מימן של אור אדמדם. זה בדרך כלל בלתי נראה, אך ניתן לראות בו זוהר אדמדם המקיף את השמש כאשר ליקוי חמה מוחלט מסתיר את הצילום.

ה אזור מעבר היא שכבה דקה בה הטמפרטורות עוברות בצורה דרמטית מכרומוספרה לקורונה. זה נראה לטלסקופים שיכולים לזהות אור אולטרה סגול (UV).

סוף - סוף, ה קורונה היא השכבה החיצונית ביותר של השמש והיא חמה ביותר - מאות פעמים חמה יותר מהפוטוספרה - אך בלתי נראית לעין בלתי מזוינת למעט בזמן ליקוי חמה מוחלט, כשהיא מופיעה כהילה לבנה ודקה סביב השמש. בדיוק למה זה כל כך חם זה קצת תעלומה, אבל נראה שגורם אחד לפחות הוא "פצצות חום": חבילות של חומר חם במיוחד שצפות מעלה עמוק בשמש לפני שמתפוצצות ומשחררות אנרגיה בקורונה.

רוח סולארית

כמו שכל מי שאי פעם עבר כוויות שמש יכול להגיד לך, השפעות השמש משתרעות הרבה מעבר לקורונה. למעשה, הקורונה כל כך לוהטת ומרוחקת מהליבה, עד כי כוח הכבידה של השמש אינו יכול להחזיק את הפלזמה המחוממת-סופר - חלקיקים טעונים זורמים לחלל כקבוע רוח סולארית.

השמש תמות בסופו של דבר

למרות גודלו המדהים של השמש, בסופו של דבר ייגמר לו המימן הדרוש לו בכדי לשמור על ליבת ההיתוך שלו. אורך החיים הכולל החזוי של השמש הוא בערך 10 מיליארד שנים. הוא נולד לפני כ -4.6 מיליארד שנה, אז יש די הרבה זמן עד שהוא יישרף, אבל זה יקרה.

השמש מקרינה אומדן של 3.846 × 10²⁶ J של אנרגיה כל יום. בעזרת הידע הזה, אנו יכולים להעריך כמה מסה היא חייבת להמיר על בסיס לשנייה. אנו נחסוך מכם עוד מתמטיקה לעת עתה; זה מסתכם בסביבות 4.27 × 10⁹ ק"ג לשניה. בתוך שלוש שניות בלבד השמש צורכת מסה בערך כמו המרכיבה את הפירמידה הגדולה של גיזה, מעל פעמיים.

כשיגמר לו המימן, הוא יתחיל להשתמש באלמנטים הכבדים יותר שלו למיזוג - תהליך נדיף שיגרום לו להתרחב פי מאה מגודלו הנוכחי תוך כדי תפזור חלק גדול מהמסה שלו לחלל. כאשר הוא מתיש לבסוף את הדלק שלו, הוא ישאיר אחריו חפץ קטן וצפוף במיוחד הנקרא א ננס לבן, בערך בגודל כדור הארץ שלנו, אבל הרבה פעמים צפופים יותר.