Genom vilka fenomen avger solen ljus?
Det är vad vi ska titta på i den här korta artikeln.
God utforskning!?
Hur skiner solen?
Solen, eller någon annan stjärna för den delen, ”skiner” eller ”brinner” tack vare en termonukleär fusionsprocess, inte en kemisk reaktion som artificiell belysning på vår planet.
Eftersom solen är mycket massiv har den stor tyngdkraft och dess kärna utsätts för enorma tryck- och värmenivåer. Trycket och värmen är så högt i solens kärna (cirka 15 miljoner °C) att protonerna i de väteatomer som utgör större delen av solen kolliderar med varandra med tillräcklig hastighet för att de ska hålla ihop eller ”smälta samman” och skapa heliumkärnor. Faktum är att fyra vätekärnor måste smälta samman för att producera en heliumkärna, även om detta faktiskt är en mer komplicerad process i tre delar (väte till deuterium, deuterium till helium-3 och helium-3 till helium).
Men nettomassan hos de smälta heliumkärnorna är faktiskt något mindre än summan av massorna hos de väteatomer som de består av, och denna lilla mängd förlorad massa omvandlas till en enorm mängd energi, enligt ekvivalensrelationen massa-energi E = mc². För att ge en uppfattning om omfattningen av denna process omvandlar vår sol varje sekund varje dag cirka 700 miljoner ton väte till cirka 695 miljoner ton helium. De 5 miljoner ton som saknas omvandlas till en energi som motsvarar detonationen av cirka 100 miljarder bomber på 1 megaton, eller tvåhundramiljoner gånger sprängkraften hos alla kärnvapen som någonsin har exploderat på jorden. Och detta sker varje sekund.
Fusionsprocessen frigör därför enorma mängder energi, initialt i form av gammastrålningsfotoner, som passerar genom solens inre genom en kombination av strålning och konvektion, och sedan strålas tillbaka ut i rymden i form av elektromagnetisk energi, inklusive synligt ljus. Denna process avger också partikelstrålning, känd som ”stjärnvinden”, en konstant ström av elektriskt laddade partiklar som fria protoner, alfapartiklar och betapartiklar, samt en konstant ström av neutriner. Det är det inre trycket i denna kärnfusionsprocess som hindrar solen från att kollapsa ytterligare under sin egen gravitation (ett tillstånd av hydrostatisk jämvikt).
Väte är det överlägset vanligaste grundämnet i solen (och i universum som helhet) och helium är det näst vanligaste grundämnet. En stjärna tillbringar större delen av sitt liv, den så kallade huvudsekvensfasen, med att smälta samman väte till helium, men i större och hetare stjärnor blir heliumet som ackumuleras i kärnan alltmer komprimerat och varmt tills heliumatomerna börjar smälta samman och bilda syre och kol. Dessa stjärnor skapar därför hela tiden tyngre grundämnen från lättare: helium från väte, syre från helium och så vidare. Men även i de största stjärnorna stannar denna process vid det ultrastabila grundämnet järn, som inte så lätt smälter samman till tyngre grundämnen. Vid denna punkt tar gravitationens inre tryck över, krossar kärnan och leder till en supernovaexplosion och skapandet av en neutronstjärna eller ett svart hål.
Förhoppningsvis har denna information hjälpt dig att lära dig mer om vår sol.
Vi ses snart på Le Petit Astronaute!
Upptäck vår nästa artikel: var finns jorden i universum?