สิ่งที่ทำให้ดวงอาทิตย์?

เนื้อหา

• TL; DR (ยาวเกินไปไม่ได้อ่าน)
• องค์ประกอบของดวงอาทิตย์
• เรารู้ได้อย่างไรว่าดวงอาทิตย์ถูกสร้างขึ้นมาจากไหน?
• การเริ่มต้นนิวเคลียร์ฟิวชั่น
• นิวเคลียร์ฟิวชั่น: เปลี่ยนมวลเป็นพลังงาน
• ก๊าซบนดวงอาทิตย์? ไม่พลาสม่า
• โครงสร้างของดวงอาทิตย์
• เลเยอร์ของดวงอาทิตย์
• ลมสุริยะ
• ดวงอาทิตย์จะตายในที่สุด

ดวงอาทิตย์ของเราก็เหมือนกับดาวฤกษ์อื่น ๆ คือลูกบอลขนาดมหึมาของพลาสมาที่ส่องแสง มันเป็นเครื่องปฏิกรณ์เทอร์โมนิวเคลียร์แบบยั่งยืนที่ให้แสงสว่างและความร้อนแก่โลกของเราที่จำเป็นต่อการดำรงชีวิตในขณะที่แรงโน้มถ่วงทำให้เรา (และส่วนที่เหลือของระบบสุริยะ) หมุนออกไปสู่ห้วงอวกาศ

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยก๊าซหลายชนิดและองค์ประกอบอื่น ๆ ที่ให้รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าช่วยให้นักวิทยาศาสตร์ศึกษาดวงอาทิตย์แม้จะไม่สามารถเข้าถึงตัวอย่างทางกายภาพได้

TL; DR (ยาวเกินไปไม่ได้อ่าน)

ก๊าซที่พบมากที่สุดในดวงอาทิตย์โดยมวลคือไฮโดรเจน (ประมาณ 70 เปอร์เซ็นต์ฮีเลียม (ประมาณ 28 เปอร์เซ็นต์) คาร์บอนไนโตรเจนและออกซิเจน (รวมกันประมาณ 1.5 เปอร์เซ็นต์) ส่วนที่เหลือของมวลดวงอาทิตย์ (0.5 เปอร์เซ็นต์) ทำขึ้น มีส่วนผสมของธาตุอื่น ๆ รวมถึง แต่ไม่ จำกัด เพียงนีออนเหล็กซิลิคอนซิลิคอนแมกนีเซียมและกำมะถัน

องค์ประกอบของดวงอาทิตย์

องค์ประกอบสองอย่างประกอบขึ้นเป็นส่วนใหญ่ของสสารของดวงอาทิตย์โดยมวล: ไฮโดรเจน (ประมาณ 70 เปอร์เซ็นต์) และฮีเลียม (ประมาณ 28 เปอร์เซ็นต์) หมายเหตุหากคุณเห็นตัวเลขที่แตกต่างกันอย่ากังวล คุณอาจเห็นการประมาณตามจำนวนอะตอมทั้งหมด เราจะไปโดยรวมเพราะคิดง่ายกว่า

อีกร้อยละ 1.5 ของมวลเป็นส่วนผสมของคาร์บอนไนโตรเจนและออกซิเจน 0.5 เปอร์เซ็นต์สุดท้ายคือความอุดมสมบูรณ์ของธาตุที่หนักกว่าซึ่งรวมถึง แต่ไม่ จำกัด เพียง: นีออน, เหล็ก, ซิลิคอน, แมกนีเซียมและกำมะถัน

เรารู้ได้อย่างไรว่าดวงอาทิตย์ถูกสร้างขึ้นมาจากไหน?

คุณอาจสงสัยว่าเรารู้ได้อย่างไรว่าสิ่งใดที่ทำให้ดวงอาทิตย์ขึ้น ท้ายที่สุดไม่มีมนุษย์คนไหนเคยอยู่ที่นั่นและยานอวกาศก็ไม่ได้นำตัวอย่างสุริยจักรวาลกลับมา อย่างไรก็ตามดวงอาทิตย์กำลังอาบน้ำอยู่อย่างต่อเนื่อง รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า และอนุภาคที่ถูกปล่อยออกมาจากแกนกลางที่ขับเคลื่อนด้วยฟิวชั่น

ทุกองค์ประกอบดูดซับความยาวคลื่นที่แน่นอนของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า (เช่นแสง) และปล่อยความยาวคลื่นบางช่วงเมื่อถูกความร้อน ในปีพ. ศ. 2345 นักวิทยาศาสตร์ William Hyde Wollaston สังเกตว่าแสงอาทิตย์ที่ผ่านปริซึมได้สร้างสเปกตรัมรุ้งที่คาดไว้ แต่มีเส้นสีดำเด่นกระจายอยู่ที่นี่และที่นั่น

เพื่อให้มองเห็นปรากฏการณ์นี้ได้ดีขึ้น Joseph von Fraunhofer ผู้เชี่ยวชาญด้านการประดิษฐ์คิดค้นสเปกโตรมิเตอร์รุ่นแรกซึ่งโดยทั่วไปเป็นปริซึมที่ได้รับการปรับปรุงให้ดีขึ้นซึ่งกระจายความยาวคลื่นที่แตกต่างกันของแสงแดดออกให้มากขึ้นทำให้มองเห็นได้ง่ายขึ้น นอกจากนี้ยังทำให้ง่ายขึ้นที่จะเห็นว่าเส้นสีเข้มของ Wollastons ไม่ได้เป็นกลอุบายหรือภาพลวงตา - ดูเหมือนว่าพวกมันจะเป็นคุณสมบัติของแสงอาทิตย์

นักวิทยาศาสตร์พบว่าเส้นสีดำเหล่านั้น (ปัจจุบันเรียกว่าเส้น Fraunhofer) นั้นสอดคล้องกับความยาวคลื่นเฉพาะของแสงที่ดูดซับโดยองค์ประกอบบางอย่างเช่นไฮโดรเจนแคลเซียมและโซเดียม ดังนั้นองค์ประกอบเหล่านี้จะต้องอยู่ในชั้นนอกของดวงอาทิตย์ดูดซับแสงบางส่วนที่ถูกเปล่งออกมาจากแกนกลาง

เมื่อเวลาผ่านไปวิธีการตรวจจับที่ซับซ้อนมากขึ้นทำให้เราสามารถหาปริมาณของผลลัพธ์จากดวงอาทิตย์: รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าในทุกรูปแบบ (รังสีเอกซ์, คลื่นวิทยุ, รังสีอุลตร้าไวโอเลต, อินฟราเรดและอื่น ๆ ) และการไหลของอนุภาคกึ่งอะตอมเช่นนิวตริโน ด้วยการวัดสิ่งที่ดวงอาทิตย์ปล่อยออกมาและสิ่งที่มันดูดซับเราได้สร้างความเข้าใจอย่างละเอียดเกี่ยวกับองค์ประกอบของดวงอาทิตย์จากระยะไกล

การเริ่มต้นนิวเคลียร์ฟิวชั่น

คุณสังเกตเห็นรูปแบบใด ๆ ในวัสดุที่ประกอบขึ้นเป็นดวงอาทิตย์หรือไม่? ไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นองค์ประกอบสองประการแรกในตารางธาตุซึ่งง่ายที่สุดและเบาที่สุด องค์ประกอบที่มีน้ำหนักมากและซับซ้อนยิ่งน้อยกว่าที่เราพบในดวงอาทิตย์

แนวโน้มการลดลงของจำนวนนี้ในขณะที่เราย้ายจากองค์ประกอบที่มีน้ำหนักเบา / ง่ายขึ้นไปสู่ที่มีน้ำหนักมากขึ้น / ซับซ้อนมากขึ้นสะท้อนให้เห็นว่าดาวเกิดมาอย่างไรและมีบทบาทพิเศษอย่างไรในจักรวาลของเรา

ในช่วงหลัง ๆ ของ Big Bang จักรวาลก็ไม่ได้มีอะไรมากไปกว่าก้อนเมฆที่ร้อนและหนาแน่นของอนุภาคในระดับอะตอม ใช้เวลาทำความเย็นเกือบ 400,000 ปีและขยายตัวเพื่อให้อนุภาคเหล่านี้มารวมกันในรูปแบบที่เราจำได้ว่าเป็นอะตอมแรกของไฮโดรเจน

เป็นเวลานานจักรวาลถูกครอบงำโดยไฮโดรเจนและฮีเลียมที่สามารถก่อตัวเองภายในซุป subatomic subatomic อย่างช้าๆอะตอมเหล่านี้จะเริ่มรวมตัวกันอย่างหลวม ๆ

การรวมตัวเหล่านี้กระทำแรงโน้มถ่วงที่มากขึ้นดังนั้นพวกเขาจึงยังคงเติบโตดึงวัสดุเพิ่มเติมจากบริเวณใกล้เคียง หลังจากประมาณ 1.6 ล้านปีบางส่วนของการรวมตัวเหล่านี้มีขนาดใหญ่มากจนความดันและความร้อนในศูนย์ของพวกเขาก็เพียงพอที่จะเปิดตัวฟิวชั่นนิวเคลียร์ความร้อนและดาวดวงแรกเกิด

นิวเคลียร์ฟิวชั่น: เปลี่ยนมวลเป็นพลังงาน

นี่คือสิ่งสำคัญเกี่ยวกับนิวเคลียร์ฟิวชั่น: แม้ว่าจะต้องใช้พลังงานจำนวนมหาศาลเพื่อเริ่มต้นกระบวนการจริง ๆ แล้ว เผยแพร่ พลังงาน.

พิจารณาการสร้างฮีเลียมผ่านการหลอมไฮโดรเจน: ไฮโดรเจนสองนิวเคลียสและนิวตรอนสองตัวรวมกันเพื่อสร้างอะตอมฮีเลียมเดี่ยว แต่ฮีเลียมที่เกิดขึ้นจริงแล้วมีมวลน้อยกว่าวัสดุเริ่มต้น 0.7% อย่างที่คุณทราบสสารไม่สามารถถูกสร้างหรือทำลายได้ดังนั้นมวลจะต้องไปที่ไหนซักแห่ง อันที่จริงมันเปลี่ยนเป็นพลังงานตามสมการที่มีชื่อเสียงที่สุดของ Einstein:

E = mc²

ซึ่งใน E คือพลังงานในจูล (J) ม. คือกิโลกรัม (กิโลกรัม) และ ค คือความเร็วของแสงเป็นเมตร / วินาที (m / s) - ค่าคงที่ คุณสามารถใส่สมการเป็นภาษาอังกฤษธรรมดาเป็น:

​พลังงาน (จูล) = มวล (กิโลกรัม) ×ความเร็วแสง (เมตร / วินาที)²

ความเร็วแสงประมาณ 300,000,000 เมตร / วินาทีซึ่งหมายความว่า ค² มีมูลค่าประมาณ 90,000,000,000,000,000 - นั่นคือเก้าสิบ quadrillion - เมตร²/ วินาที². โดยปกติเมื่อต้องรับมือกับตัวเลขที่ยิ่งใหญ่นี้คุณจะต้องใส่ไว้ในสัญลักษณ์ทางวิทยาศาสตร์เพื่อประหยัดพื้นที่ แต่มันมีประโยชน์ที่นี่เพื่อดูว่ามีกี่ศูนย์ที่คุณติดต่อด้วย

อย่างที่คุณจินตนาการได้แม้แต่จำนวนน้อยก็คูณด้วย เก้าสิบล้านล้าน จะใหญ่ขึ้นมาก ทีนี้มาดูไฮโดรเจนหนึ่งกรัม เพื่อให้แน่ใจว่าสมการให้คำตอบเป็นจูลเราจะแสดงมวลนี้เป็น 0.001 กิโลกรัม - หน่วยมีความสำคัญ ดังนั้นหากคุณเสียบค่าเหล่านี้กับมวลและความเร็วแสง:

E = (0.001 กิโลกรัม) (9 × 10¹⁶ ม.²/ s²)
E = 9 × 10¹³ J
E = 90,000,000,000,000 เจ

นั่นใกล้เคียงกับปริมาณพลังงานที่ระเบิดนิวเคลียร์วางทิ้งบนนางาซากิที่บรรจุอยู่ภายในหนึ่งกรัมขององค์ประกอบที่เล็กและเบาที่สุด Bottom line: ศักยภาพในการสร้างพลังงานโดยการแปลงมวลเป็นพลังงานผ่านฟิวชั่นคือเหลือเชื่อ

นี่คือเหตุผลที่นักวิทยาศาสตร์และวิศวกรพยายามหาวิธีสร้างเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ฟิวชั่นบนโลกนี้ เครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ของเราทุกวันนี้ทำงานผ่าน นิวเคลียร์ซึ่งแยกอะตอมเป็นองค์ประกอบที่เล็กกว่า แต่เป็นกระบวนการที่มีประสิทธิภาพน้อยกว่ามากในการแปลงมวลเป็นพลังงาน

ก๊าซบนดวงอาทิตย์? ไม่พลาสม่า

ดวงอาทิตย์ไม่มีพื้นผิวที่แข็งเหมือนเปลือกโลก - แม้กันอุณหภูมิที่สูงเกินไปคุณไม่สามารถยืนอยู่บนดวงอาทิตย์ได้ ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยเจ็ดชั้นที่แตกต่างกัน พลาสมา.

พลาสม่าเป็นสภาวะที่สี่มีพลังมากที่สุด อุ่นน้ำแข็ง (แข็ง) และละลายในน้ำ (ของเหลว) ให้ความร้อนและเปลี่ยนเป็นไอน้ำ (แก๊ส) อีกครั้ง

หากคุณให้ความร้อนกับแก๊สนั้นมันก็จะกลายเป็นพลาสมา พลาสม่าเป็นเมฆของอะตอมเช่นเดียวกับก๊าซ แต่ถูกหลอมรวมเข้ากับพลังงานจำนวนมาก แตกตัวเป็นไอออน. นั่นคืออะตอมของมันมีประจุไฟฟ้าโดยให้อิเล็กตรอนชนกับวงโคจรตามปกติ

การเปลี่ยนรูปจากแก๊สเป็นพลาสมาจะเปลี่ยนคุณสมบัติของสารและอนุภาคที่มีประจุมักจะปลดปล่อยพลังงานออกมาเป็นแสง ในความเป็นจริงแล้วสัญญาณไฟนีออนที่ส่องแสงเป็นหลอดแก้วที่บรรจุก๊าซนีออน - เมื่อกระแสไฟฟ้าไหลผ่านหลอดจะทำให้ก๊าซเปลี่ยนเป็นพลาสมาเรืองแสง

โครงสร้างของดวงอาทิตย์

โครงสร้างทรงกลมของดวงอาทิตย์เป็นผลมาจากแรงผลักดันการแข่งขันที่ต่อเนื่องสองแบบ: แรงดึงดูด จากมวลหนาแน่นที่ใจกลางดวงอาทิตย์พยายามดึงพลาสมาทั้งหมดเข้ากับพลังงานจากการหลอมนิวเคลียร์ในแกนกลางทำให้พลาสมาขยายตัว

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยเจ็ดชั้น: สามชั้นในและสี่ชั้นนอก พวกเขาคือจากศูนย์กลางออกไปด้านนอก:

เลเยอร์ของดวงอาทิตย์

เราได้พูดคุยเกี่ยวกับ แกน มากแล้ว; มันเป็นที่ที่ฟิวชั่นเกิดขึ้น ตามที่คุณคาดหวังมันเป็นสถานที่ที่คุณจะพบอุณหภูมิสูงสุดบนดวงอาทิตย์: 27,000,000,000 องศา (27 ล้าน) องศาฟาเรนไฮต์

เขตรังสีบางครั้งเรียกว่าโซน“ รังสี” คือพลังงานที่แกนกลางเคลื่อนที่ออกไปด้านนอกเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า

โซนไหลเวียนหรือที่เรียกว่าโซน“ การพาความร้อน” คือที่ซึ่งพลังงานจะถูกนำไปใช้เป็นหลักโดยกระแสภายในพลาสม่าของชั้น ลองนึกถึงว่าไอน้ำจากหม้อต้มนำความร้อนจากหัวเตาขึ้นสู่อากาศเหนือเตาและคุณจะมีความคิดที่ถูกต้อง

"พื้นผิว" ของดวงอาทิตย์อย่างที่มันเป็นคือ โฟ. นี่คือสิ่งที่เราเห็นเมื่อเราดูดวงอาทิตย์ การแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่เปล่งออกมาโดยเลเยอร์นี้จะมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าราวกับแสงและมันก็สว่างมากจนซ่อนชั้นนอกที่มีความหนาแน่นน้อยลงจากมุมมอง

chromosphere ร้อนกว่าโฟโตสเฟียร์ แต่มันไม่ร้อนเท่าโคโรนา อุณหภูมิทำให้ไฮโดรเจนปล่อยแสงสีแดงออกมา โดยทั่วไปจะมองไม่เห็น แต่สามารถมองเห็นเป็นแสงสีแดงรอบดวงอาทิตย์เมื่อมีสุริยุปราคาเต็มดวงซ่อนอยู่ในโฟโตสเฟียร์

เขตการเปลี่ยนภาพ เป็นชั้นบาง ๆ ที่อุณหภูมิเปลี่ยนไปอย่างมากจาก chromosphere ไปจนถึงโคโรนา กล้องโทรทรรศน์สามารถมองเห็นแสงอัลตราไวโอเลต (UV) ได้

ในที่สุด, มาลา เป็นชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์และมีความร้อนสูงมาก - หลายร้อยเท่าร้อนกว่าโฟโตสเฟียร์ - แต่มองไม่เห็นด้วยตาเปล่ายกเว้นในช่วงคราสรวมเมื่อปรากฏเป็นออร่าสีขาวบาง ๆ รอบดวงอาทิตย์ เผง ทำไม มันร้อนมากเป็นเรื่องลึกลับ แต่อย่างน้อยก็มีปัจจัยอย่างหนึ่งที่ดูเหมือนจะเป็น“ ระเบิดความร้อน”: ห่อของวัสดุที่ร้อนมากซึ่งลอยขึ้นมาจากใต้ดวงอาทิตย์ก่อนที่จะระเบิดและปล่อยพลังงานเข้าสู่โคโรนา

ลมสุริยะ

ในฐานะที่ใครก็ตามที่เคยถูกแดดเผาสามารถบอกคุณได้ผลของดวงอาทิตย์จะขยายออกไปไกลเกินกว่าโคโรนา ในความเป็นจริงโคโรนานั้นร้อนและห่างไกลจากแกนกลางที่แรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ไม่สามารถเก็บไว้ในพลาสมาที่มีความร้อนสูง - อนุภาคที่มีประจุจะไหลออกสู่อวกาศอย่างคงที่ ลมสุริยะ.

ดวงอาทิตย์จะตายในที่สุด

แม้จะมีขนาดที่น่าทึ่งของดวงอาทิตย์ในที่สุดมันก็จะหมดไปจากไฮโดรเจนที่มันต้องการเพื่อรักษาแกนฟิวชั่นเอาไว้ ดวงอาทิตย์มีอายุการใช้งานที่คาดการณ์ไว้ทั้งหมดประมาณ 10 พันล้านปี มันเกิดเมื่อประมาณ 4.6 พันล้านปีก่อนดังนั้นจึงมีอยู่พักหนึ่งก่อนที่มันจะไหม้ แต่มันจะ

ดวงอาทิตย์แผ่รังสีประมาณ 3.846 × 10²⁶ J ของพลังงานทุกวัน ด้วยความรู้นั้นเราสามารถประเมินได้ว่ามวลมันจะต้องแปลงเป็นจำนวนเท่าใดต่อวินาที ตอนนี้เราจะให้คุณคณิตศาสตร์มากขึ้น มันออกมาประมาณ 4.27 × 10⁹ กิโลกรัม ต่อวินาที. ในเวลาเพียงสามวินาทีดวงอาทิตย์จะสิ้นเปลืองมวลมากเท่ากับพีระมิดใหญ่แห่งกิซ่าสองเท่า

เมื่อไฮโดรเจนหมดลงมันจะเริ่มใช้องค์ประกอบที่หนักกว่าสำหรับการหลอมซึ่งเป็นกระบวนการระเหยที่จะทำให้มันขยายขนาดเป็น 100 เท่าของขนาดปัจจุบันในขณะที่กระจายมวลออกไปในอวกาศมาก ในที่สุดเมื่อมันหมดเชื้อเพลิงมันก็จะทิ้งวัตถุเล็ก ๆ ที่มีความหนาแน่นสูงซึ่งเรียกว่า a ดาวแคระขาวเกี่ยวกับขนาดของโลกของเรา แต่หนาแน่นขึ้นอีกหลายเท่า