Välkommen till Resurscentrums frågelåda!

 

Vill du ha ett snabbt svar - sök i databasen: Anpassad Google-sökning
(tips för sökningen).
Använd diskussionsforum om du vill diskutera något.
Senaste frågorna. Veckans fråga.

9 frågor/svar hittade

Universum-Solen-Planeterna [20564]

Fråga:
Varför är det kallare på utsidan av solen?
/Veckans fråga

Ursprunglig fråga:
Varför är det kallare på utsidan av solen (vid kromosfären)?
/ellinor u, björnekullaskolan, åstorp

Svar:
Låt oss först se hur solen är uppbyggd.

I solens centrum är temperaturen c:a 15 miljoner K. Det är här solen producerar sin energi genom kärnreaktioner, se fråga 12547 . Energin transporteras sedan med strålning (inre delarna) och konvektion. (yttre delarna). Transporten med strålning är emellertid en mycket långsam process eftersom fotonerna hela tiden kolliderar med joner och försvinner i en slumpmässig riktning - nästan lika sannolikt inåt som utåt.

Man väntar sig att temperaturen i solen skall minska när man går längre ut från energikällan i centrum. Detta är helt analogt med att en järnstång med ena ändan i en eld är varmare nära elden. Det är värmeledningsförmågan som bestämmer hur varm den andra ändan är. Hög värmeledningsförmåga medför att även den icke uppvärmda ändan blir varm.

Fotosfären är solytan vi ser när vi observerar solen i synligt ljus. Innanför fotosfären är solen inte transparent (ogenomskinlig, hög opacitet) för ljus.

Kromosfären - är så tunn att den är transparent. En utsänd foton har alltså en hygglig chans att ta sig ut. Detta gör att kylningen blir mer effektiv, så temperaturen blir lägre än vid fotosfären. Kromosfären är det kallaste lagret hos solen. Lägsta temperaturen, c:a 4100 K, är c:a 500 km ovanför fotosfären. Kromosfären är det tunna rödaktiga lagret utanför månskivan i bilden nedan av en solförmörkelse.

Koronan är mycket tunn, endast synlig vid totala solförmörkelser. Temperaturen är ett par miljoner K.

Koronans höga temperatur är fortfarande något av ett mysterium. Den kan inte värmas upp direkt genom strålning eftersom det skulle strida mot temodynamikens andra huvudsats att värme kan inte spontant transporteras från en kallare till en varmare kropp, se fråga 15733 ). Det måste vara något annat som värmer koronan, t.ex. ljudvågor eller magnetfält, se Corona#Coronal_heating_problem . Denna "accelerator" skulle alltså, analogt med en värmepump, värma upp koronan och orsaka solvinden som vi på jorden kan observera som norrsken, se fråga 19745 .

Mellan kromosfären och koronan finns ett tunt övergångsskikt där temperaturen ökar med höjden.

Se vidare länk 1, 2 och Sun#Structure .



/Peter E

Nyckelord: solen [1]; solens energiproduktion [9]; solförmörkelse [3]; termodynamik [16];

1 http://www.astronomy.ohio-state.edu/~ryden/ast162_1/notes3.html
2 https://www.nasa.gov/mission_pages/iris/multimedia/layerzoo.html

*

Materiens innersta-Atomer-Kärnor, Universum-Solen-Planeterna [20458]

Fråga:
Kan solen (stjärnorna) producera deuterium (deuturon)?
/Åke H

Svar:
Ja, första steget i proton-protonkedjan p+p producerar deuteroner, se fråga 12547 . Dessa deuteroner blir emellertid inte långlivade eftersom nästa steg p+d har mycket högre reaktionstvärsnitt (sannolikhet). Halten deuterium i solen är alltså mycket låg se Deuterium#Abundance .
/Peter E

Nyckelord: solens energiproduktion [9];

*

Universum-Solen-Planeterna [19835]

Fråga:
Hej, jag läser belysningsteknik och i början av kursen var det en lärare som sa att solen gör av med 4 000 000 ton energi per sekund så jag ville ta reda på om jag kunde räkna ut det.

Jag är med i uträkningen i fråga nr 13731 där ni räknar ut att om allt solens väte skulle bli helium så finns det en energipotential på 97*1043 J. Men hur går man därifrån till att beräkna att det är 384.6*1024 J som produceras varje sekund?

mvh /C
/Calle W, Stockholm

Svar:
Se fråga 13731 . Det kan man inte eftersom andelen tillgängligt bränsle är osäkert. Solens effekt har dessutom varierat varierat med tiden.

Man använder det uppmätta värdet av effekten (se fråga 13917 om solarkonstanten) som förvandlas till massa genom E=mc2:

m = E/c2 = 384.6*1024/(3*108)2 = 4270 000 000 kg.
/Peter E

Nyckelord: solens energiproduktion [9];

*

Materiens innersta-Atomer-Kärnor [17799]

Fråga:
Jag har lite funderingar om fusion som jag vill ha klarhet i. Det är mest tankar som är tillsnurrade nu när vi arbetar med astronomi och elevfrågorna blir lite mer komplicerade. Jag har försökt läsa mig till faktan men har inte lyckats få någon helhet än.

I solen sker fusion där protoner (vätekärnor) slås samman till heliumkärnor. Något som jag tidigare inte reflekterat över är att det då blir fel att säga att det är väteatomer som slås samman till heliumatomer eftersom elektronerna inte finns inblandade.

Första frågan är då var elektronerna finns. Min egen tanke är att solens inre är såpass varmt att elektronerna exiterats bort från protonerna helt och hållet eftersom de väl vid solens födelse, då partikelmolnet drog ihop sig, fanns runt atomkärnan? Var i solen finns de isf under pågående fusionsprocess?

Nästa tanke är då hur ljuset i solen blir till eftersom ljus utsänds då exiterade elektroner hoppar tillbaka till sina ursprungliga "skal" runt atomkärnan.

Hur och när binds elektronerna till sina kärnor i en supernova då tyngre ämnen än järn bildas?

Tack för en superbra frågelåda!
/Petri M, Mariefreds skola, Marefred

Svar:
I solens centrum där fusionsreaktioner sker är det c:a 15 miljoner K. Vid så hög temperatur kan inte elektronerna bindas till kärnorna utan man har ett plasma, vilket är en gas av laddade partiklar, positiva joner och negativa elektroner, se Plasma_(physics) .

Elektronerna måste befinna sig på samma ställe som jonerna. Om joner och elektroner haft olika fördelning skulle det bildas elektriska fält som snart jämnat ut fördelningen igen.

Ljus uppkommer även från laddade partiklar som kolliderar (accelereras), inte bara från atomära övergångar i atomer.

Eftersom den elektriska kraften har lång räckvidd och är mycket stark är det inget problem för kärnorna som bildats att fylla sina elektronskal. Se fråga 967 för en beskrivning av vad som händer med elektronerna vid normalt radioaktivt sönderfall.

Detaljer om stjärnors energiproduktion och utveckling finns i fråga 10658 och länkar därifrån.

Tack!
/Peter E

Nyckelord: solens energiproduktion [9];

*

Universum-Solen-Planeterna [15088]

Fråga:
Hej jag undrar ifall solens densitet blir större eller mindre i mitten av solen jämfört med desiteten på solens kant? eftersom det här 16 miljoner C men också väldigt hög dragnings kraft.
/david s

Svar:
Hej David! Solens densitet ökar kraftigt från ytan som vi ser (fotosfären) med en densitet som är mycket lägre än jordens atmosfär till centrum där densiteten är 162200 kg/m3. Medeldensiteten är 1408 kg/m3, vilket är lite mer än vattens densitet.

Temperaturen är knappt 6000 K på ytan, medan den i centrum, där energiproduktionen (fusion av väte till helium) sker, är 15 miljoner K.
/Peter E

Nyckelord: solens energiproduktion [9];

1 http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html
2 http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

*

Universum-Solen-Planeterna [13917]

Fråga:
Varför har vi årstider?
/Veckans fråga

Ursprunglig fråga:
Alla planeter som har en lutning har årstider. Men borde inte själva årstiderna bero på att ett område får olika mängd energi ifrån solen beroende på vart i året dom är. Och jag undrar också om det är möjligt att räkna ut hur mycket energy en plats får som är X° från ekvatorn, och planeten lutar Y°. är det möjligt?
/zelos j, rudbeck, örebro

Svar:
Jo, primärt beror årstiderna på att solenergin sprids ut på olika stora ytor beroende på vinkeln mellan jordytans plan och riktningen till solen, se figuren nedan. Vi kan även uttrycka det så att instrålningen (effekten hos inkommande strålning) beror på hur högt solen står på himlen. Dessutom påverkas naturligtvis instrålningen av att dagens längd varierar. En ytterligare effekt som påverkar temperaturen är jordytans albedo (reflektionsförmåga). Is/snö har högt albedo och tederar alltså att sänka temperaturen.

Eftersom man har utbyte av värme mellan olika delar av jorden (havsströmmar och vindar) blir det i själva verket mycket mer komplicerat att beräkna temperaturen vid en viss breddgrad för en given tid på året.

Om man placerar en yta på en kvadratmeter vinkelrätt mot solen utanför jordatmosfären kommer ytan att motta effekten 1370 W. Detta är vad man kallar solarkonstanten (1370 W/m2). Om vinkeln mellan ytan och riktningen till solen är i, så kommer effekten per kvadratmeter bli 1370*sini, dvs uppvärmningen blir mindre ju mindre i blir.

Tillägg om solarkonstanten

Man kan beräkna solarkonstanten från solens utvecklade effekt (luminositet) P (för detta värde och jordbanans radie R se Planetary Fact Sheets ):

solarkonstanten = P/(4pR2)

Uttrycket i nämnaren är ytan av ett klot med jordbanans radie. Med insatta värden får vi

solarkonstanten = 384.6*1024/(4p*(149.6*109)2) = 1368 W/m2.

Anmärkning: I själva verket har man bestämt solarkonstanten och från denna räknat ut solens utvecklade effekt.

Se fråga 16846 hur man uppskattar jordens medeltemperatur från solarkonstanten. I länk 1 uppskattas solens utstrålade effekt med hjälp av Stefan Boltzmans lag.

Se vidare solarkonstanten och Solar_constant .



/Peter E

Nyckelord: årstider [4]; solarkonstanten [6]; solenergi [14]; #ljus [63]; solens energiproduktion [9];

1 http://www-vaxten.slu.se/amnesingang/Naturvet/ovningar/solarkonst.htm

*

Materiens innersta-Atomer-Kärnor, Universum-Solen-Planeterna [13731]

Fråga:
Solens massa minskar med 4 miljoner ton varje sekund. Kan du förklara det?
/Veckans fråga

Ursprunglig fråga:
hejsan . Jag är lite av en nybörjare inom fysiken men jag har på min fritid fifflat på en liten uträkning på hur mycket solen kommer generera i energi tills alla väteatomer är omvandlade. Nu satt jag och läste på er sida och såg en uträkning på hur mycket en atom genererar genom fusion. detta räknades i MeV? Kan jag få en förklaring till detta det hade gjort min uträkning lättare..
/Kenny j, Galären, Karlskrona

Svar:
Fyra väteatomer bildar en heliumatom under frigörande av 26.7 MeV, se fråga 10658 .

Vad behöver vi mer för att räkna ut svaret på din fråga? Vi behöver solens massa och andelen väte (låt oss säga när solen skapades). Solens massa är 1989100*1024 kg (Planetary Fact Sheets ). Andelen väte i den unga solen är lite mer osäkert - det beror på om gasen som bildade solen kom direkt från big bang eller om den redan varit i en heliumproducerande stjärna. Låt oss anta 75% väte som en rimlig gissning. Vi har alltså 0.75*1989100*1024=1.5*1030 kg väte. Molvikten är 1 g, så vi har 1.5*1030/0.001=1.5*1033 mol väte.

Avogadros konstant (antalet atomer per mol av ett ämne) är 6.022*1023 mol-1 (Physical Reference Data ). Vi kan räkna ut antalet väteatomer som

1.5*1033*6.022*1023=9.0*1056

Fyra väteatomer gav 26.7 MeV så totala energiutvecklingen om vi transformerar allt väte till helium blir

26.7*9.0*1056/4 = 60*1056 MeV

Om vi förvandlar till J får vi energin

60*1056*106*1.602*10-19 = 97*1043 J

Detta är alltså solens energipotential om allt väte kan förvandlas till helium. Som sådant är detta värde kanske inte så intressant, men låt oss räkna ut hur länge solen skulle kunna lysa med sin nuvarande styrka. Solens effekt (luninositet) är enligt Planetary Fact Sheets 384.6*1024 J/s (W). Maximala åldern blir då

97*1043/(384.6*1024) = 0.25*1017 sekunder =
= 0.25*1017/(60*60*24*365.24) = 80*109 år = 80 Ga = 80 miljarder år

Nu är det emellertid en våldsam överskattning att allt befintligt väte förvandlas till helium. En rimligare uppskattning är 10%, och då skulle solens maximala livslängd vara c:a 8 miljarder år, vilket är nära de 10 miljarder år man får fram med mer detaljerade beräkningar.

Solens massförlust

Om den producerade energin per sekund är 384.6*1024 J (se ovan) hur mycket lättare blir solen då varje sekund. Vi använder E = mc2 och får massförlusten per sekund m till

m = E/c2 = 384.6*1024/(3*108)2 = 4270 000 000 kg

vilket är ungefär 4 miljoner ton! Denna massa försvinner naturligtvis inte - totala massan/energin måste bevaras - utan den sprids ut i universum av solstrålningen. Om strålningen träffar något - t.ex. en planet - kommer massan hos planeten att öka lite, lite grann.
/Peter E

Nyckelord: solens energiproduktion [9];

1 http://fragelada.fysik.org/index.asp?keyword=stj%E4rnors+utveckling
2 http://www.linnaeus.uu.se/online/fysik/makrokosmos/solcykeln.html

*

Universum-Solen-Planeterna [12547]

Fråga:
Hur kan solen brinna utan att det finns syre i rymden?
/Tuva W, Årstaskolan, Stockholm

Svar:
Därför att solen "brinner" inte. Om all energi som strålar ut från solen skulle komma från vanlig förbränning (oxidation, dvs kemiska reaktioner med syre) så skulle solen inte kunna skina mer än några tusen år. Vi vet att den haft i stort sett samma ljusstyrka i 5 miljarder år. Innan början på 1900-talet var detta ett stort vetenskapligt problem.

Nu vet vi att solens energi kommer från sammanslagning av väte till helium. Fyra vätekärnor (protoner) ger en heliumatom, några partiklar till plus en väldig massa energi. Solen kan fortsätta så i 5 miljarder år till.

Proton-protonkedjan är en av flera fusionsreaktioner genom vilka stjärnor omvandlar väte till helium, det främsta alternativet är CNO-cykeln. Proton-protonkedjan dominerar i stjärnor av solens storlek eller mindre. Se vidare Proton–proton_chain_reaction och nedanstående bild.



/Peter E

Se även fråga 10658 och fråga 3930

Nyckelord: solens energiproduktion [9];

*

Universum-Solen-Planeterna [10658]

Fråga:
Var kommer solens energi ifrån?
/Veckans fråga

Ursprunglig fråga:
Jag undrar hur kan det komma sig att solen har funnits i miljarder år utan att dess strålning varken har minskat eller ökat? dvs nästan allt behöver energi att fungera eller har en vis funktion som sedan brukar lägga av efter några år och det behövs en arbetsfunktion för att den ska fungera men solen det är ingen som driver den eller har skapat den hur kan den då fungera i miljarder år utan någons påverkan?
/fatma z, Apelgårdskolan, Malmö

Svar:
Solen befinner sig nu i ett skede med långsam utveckling (huvudserien). Då sker energiproduktionen genom "förbränning" av väte till helium i solens centrum. Detta har pågått i 5 miljarder år och kommer fortsätta i 5 miljarder år till. Därefter sker en rad drastiska förändringar innan solen slutar som en vit dvärgstjärna. För detta se nedan.

"Förbränningen" av väte till helium är inte vanlig kemisk förbränning som förbränning av kol till koldioxid genom tillsats av syre. Kemisk förbränning ger bara energimängder på ungefär eV (en mycket liten energienhet). Med en sådan förbränning skulle solen bara kunna lysa några tusen år.

En annan möjlig källa till solens energiutveckling som man funderade på i slutet av 1800-talet är gravitationsenergi. Solen skulle kunna frigöra energi genom att dra sig samman. Inte heller denna källa räcker till för att förklara energiutvecklingen under flera miljarder år.

För att förklara solens energiutveckling måste man ta till kärnfysik. Denna kunskap utvecklades under de första åren av 1900-talet. Den reaktion som ger solen energi sker vid c:a 15 miljoner grader i solens centrum och är mycket förenklat (i själva verket går reaktionen i flera steg, se bilden nedan och länk 1, Energiproduktion för detaljer):

4 1H --> 4He + energi

En väteatom har massan 1.007825032 massenheter (u) och en heliumatom har massan 4.002603250 u. Fyra väteatomer väger då 4.031300128 u. Skillnaden 0.028696878 u motsvarar en energi på 0.028696878*931.5 MeV = 26.7 MeV, dvs 26700000 eV, allså en miljon gånger mer än vad vanlig förbränning ger. Det är alltså denna stora förvandling av massa till energi (E=mc2) som är solens energikälla. Den relativa energiutvecklingen blir 0.028696878/4.031300128 = 0.71%, dvs 0.71% av massan väte omvandlas till energi.

Energin som frigörs i solens centrum transporteras till solytan med konvektion och strålning. Temperaturen vid solytan är c:a 6000 grader och vid den temperaturen sänds det ut temperaturstrålning med maximum intensitet i synligt ljus, se fråga 12409 .

En stjärna som är lite tyngre än solen kan mot slutet av sin utveckling även börja förbränna helium till kol:

3 4He --> 12C + Q

där Q är den utvecklade energin per reaktion:

Q = 3*m(4He) - m(12C) = 3*4.002603 - 12.000000 = 0.007809 massenheter = 0.007809*931.5 MeV = 7.274 MeV

Den relativa energiutvecklingen blir 0.007809/12 = 0.065%, dvs 0.065% av massan helium omvandlas till energi.

Att vätet räcker i c:a 5 miljarder år till betyder inte att livet kan finnas så länge. Allteftersom heliumhalten i solens centrum ökar, ökar också solstrålningen. Om 1 miljard är den 10 % högre än i dag. Det låter kanske inte så mycket, men det kommer leda till en skenande växthuseffekt i jordatmosfären, där sluttillståndet liknar förhållandet på vår grannplanet Venus. Där är temperaturen på ytan 450 oC, atmosfären består av kolsyra med ett tryck av 100 atmosfärer och molnen består av svavelsyra. Inget vatten finns nu på Venus. Under sådana förhållanden kan inget liv finnas.

Det är alltså naturlagarna som är så funtade att en stjärna av solens typ har en mycket lång period av långsam utveckling. Om utvecklingen hade varit mycket snabbare hade knappast liv hunnit utvecklas. Vi har idag mycket god kunskap om vad som sker i en stjärna som solen och hur den utvecklas.

Om du vill ha mer information, kolla sajten What will happen to the Solar System in the future . Den är på engelska. Det finns också en artikel oktobernumret 2002 av Sky and Telescope. Den är också på engelska.



/KS/lpe

Se även fråga 13731

Nyckelord: solens utveckling [4]; solens energiproduktion [9];

1 http://kasper.pixe.lth.se/NuclearPhysics/slideShow/f1/

*

Ämnesområde
Sök efter
Grundskolan eller gymnasiet?
Nyckelord: (Enda villkor)
Definition: (Enda villkor)
 
 

Om du inte hittar svaret i databasen eller i

Sök i svenska Wikipedia:

- fråga gärna här.

 

 

Frågelådan innehåller 7168 frågor med svar.
Senaste ändringen i databasen gjordes 2017-07-06 14:08:20.


sök | söktips | Veckans fråga | alla 'Veckans fråga' | ämnen | dokumentation | ställ en fråga
till diskussionsfora

 

Creative Commons License

Denna sida från NRCF är licensierad under Creative Commons:
Erkännande-Ickekommersiell-Inga bearbetningar
.