الفلك

من أين حصلت الشمس على الهيدروجين لتعمل به إذا كانت في الجيل الثالث من النجوم؟

من أين حصلت الشمس على الهيدروجين لتعمل به إذا كانت في الجيل الثالث من النجوم؟



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

كما أرى هنا ، تنتمي الشمس إلى المجموعة الأولى من النجوم ، وهي الجيل الثالث من النجوم في كوننا. نجوم الجيل الأول هم السكان الثالث ، والجيل الثاني من السكان الثاني ، والجيل الثالث من السكان الأول.

عندما مات الجيل الأول (السكان الثالث) من النجوم ، هذا يعني أن معظم الهيدروجين قد تم حرقه إلى الهيليوم. تموت النجوم عندما لا يتبقى هيدروجين. في وقت لاحق ، ظهر الجيل الثاني من النجوم (المجتمع الثاني) وقاموا بدمج جزء آخر من الهيدروجين في عناصر أثقل.

إذا أحرقت الأجيال الأولى والثانية من النجوم الهيدروجين وتحويله إلى هيليوم وعناصر أثقل ، إذن ألا يجب أن يكون 90٪ من كل الهيدروجين في الكون قد تم تحويله بالفعل إلى هيليوم وشيء آخر؟ إذا كانت الإجابة بنعم ، فلا ينبغي أن يكون هناك ما يكفي من الهيدروجين لتكوين الشمس.

تحديث 1

شكرا لجميع إجاباتك. إنها مفيدة للغاية. الآن ظهر سؤال فرعي جديد. عندما يموت النجم ، مثل شمسنا ، فإنه يرسل طبقات خارجية ويصبح اللب أبيض / قزم آخر. في هذه الحالة ، يمكن أن يتشكل نجم جديد فقط من الهيدروجين من الطبقة الخارجية. ما هي النسبة المئوية للنجم الأولي للهيدروجين بعد حرقه إلى الهيليوم الذي ينتقل من هذه الطبقة الخارجية إلى الفضاء الخارجي؟


معظم غاز المجرة غير مدمج في النجوم ويبقى كغاز وغبار. هذا ليس مجال خبرتي حقًا ، لكن أوراق مثل Evans et al. 2008 وماثيوز وآخرون. يبدو أن عام 2018 يشير إلى أنه في السحب الجزيئية العملاقة حيث تتشكل معظم النجوم في مجرة ​​درب التبانة ، تبلغ كفاءة تشكل النجوم حوالي 3-6٪. لذا فإن الغالبية العظمى من الغاز (94-97٪) لا تتحول إلى نجوم. في البيئات شديدة الكثافة مثل العناقيد الكروية ، التي تشكلت في وقت مبكر جدًا في تاريخ مجرة ​​درب التبانة ، تصل كفاءة تشكل النجوم إلى ما يقرب من. 30٪. المعدل الأساسي المقتبس للمجرات الحلزونية "المنتظمة" مثل مجرة ​​درب التبانة هو حوالي كتلة شمسية واحدة من النجوم الجديدة تُصنع سنويًا ، وهي منخفضة جدًا عبر المجرة بأكملها.

تعطي النجوم أيضًا قدرًا لا بأس به من طبقاتها الخارجية الخارجية الغنية بالهيدروجين خلال مراحل العملاق الأحمر اللاحقة عندما تكون الرياح النجمية أقوى ويتمدد الغلاف الجوي بمقدار كبير (نصف قطر الشمس خلال مرحلة العملاق الأحمر سيكون حول ما هو الأرض. المدار الآن). أيضًا في الحالة النهائية عندما يتشكل القزم الأبيض ، تكون الطبقات الأساسية والداخلية فقط هي التي تشكل القزم الأبيض. تبلغ كتلة القزم الأبيض النموذجي حوالي 0.6 ضعف كتلة الشمس (S. Kepler et al. 2006) ، وبالتالي سيكون هناك قدر لا بأس به من الغلاف الجوي الخارجي الغني بالهيدروجين غير المستخدم بعد موت النجم. بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الأعلى ، يذهب قدر أكبر من الكتلة إلى الغلاف (المقذوف بسرعة عالية) أكثر مما يذهب إلى النجم النيوتروني المتبقي. ومع ذلك ، فإن هذه النجوم عالية الكتلة نادرة جدًا ؛ معظم نجوم مجرة ​​درب التبانة هي أقزام خافتة وباردة.


أعتقد أنك أجبت على سؤالك.

إذا قام الجيل الأول والثاني من النجوم بحرق الهيدروجين وتحويله إلى هيليوم وعناصر أثقل ، فهل يجب أن يكون مثل 90٪ من كل الهيدروجين في الكون الذي تم تحويله بالفعل إلى هيليوم وشيء آخر؟ إذا كانت الإجابة بنعم ، فلا ينبغي أن يكون هناك ما يكفي من الهيدروجين لتكوين الشمس.

من الواضح أن الشمس لديها ما يكفي من الهيدروجين لتكوينه والكون ليس 90٪ هيليوم وعناصر أثقل (إنه في الحقيقة 74٪ هيدروجين ، ~ 24٪ هيليوم وجزء من العناصر الثقيلة). هذا يعني أن الجيلين الأول والثاني من النجوم لديهم ليس حرق معظم الهيدروجين وافتراضاتك الأساسية خاطئة.

يأتي افتراضك الرئيسي غير الصحيح من البيان

[أ] يموت النجم عندما لا يتبقى هيدروجين.

العبارة الأكثر صحة هي "يموت النجم عندما لا يتبقى هيدروجين في قلبه"1. بمجرد نفاد الهيدروجين من اللب للاندماج ، لا يمكنه عمومًا تحمل ضغط الجاذبية الذي يحاول ضغطه ويبدأ في مراحل الموت. ومع ذلك ، فإن الغلاف الخارجي حول القلب ، والذي يمكن أن يشكل 50-70٪ من كتلة النجم ، لا يندمج أبدًا ، وبالتالي يبقى الهيدروجين.


1 من الناحية الفنية ، الأمر أكثر تعقيدًا من ذلك ، وفكرة عندما "يموت" النجم ليست محددة جيدًا. لكن هذا سؤال آخر ليوم آخر.


السؤال هو إذا كان الجيل الأول والثاني من النجوم قد حرق الهيدروجين إلى الهيليوم وعناصر أثقل ، فهل يجب أن يكون مثل 90٪ من كل الهيدروجين في الكون الذي تم تحويله بالفعل إلى هيليوم وشيء آخر؟

تم تحويل جزء صغير فقط من الهيدروجين البدائي إلى الهيليوم أو أي شيء آخر. التفسير أربعة أضعاف.

  1. يقع معظم الهيدروجين البدائي في الكون بين المجرات. قد يتم التقاط بعض من هذا الغاز بين المجرات بواسطة إحدى المجرات ، ولكن ربما لن يتم التقاط الكثير منه على الإطلاق.
  2. يكون معظم الهيدروجين داخل المجرة على شكل وسط بين نجمي دافئ إلى حار. قد يتكثف بعض هذا الغاز بين النجمي ليشكل سحابة غازية بين النجوم ، ولكن كما هو الحال مع الوسط بين المجرات ، من المحتمل ألا يتم دمج الكثير من هذا الوسط النجمي في نجم.
  3. في حين أن بعض الغاز الموجود في سحابة غازية بين النجوم ينهار بالفعل مكونًا نجومًا وكواكب ، فإن هذه العملية غير فعالة بشكل لا يصدق. يُقذف أكثر من 90٪ من الغاز الموجود في سحابة غازية إلى الوسط النجمي أثناء عملية تكون النجوم.
  4. في حين أن بعض الهيدروجين الموجود في النجم يتحول بالفعل إلى هيليوم أو عناصر أكثر ضخامة ، فإن هذا الاحتراق غير مكتمل. النجوم التي يتراوح حجمها بين 1/2 إلى 5 كتل شمسية تقذف الكثير من الهيدروجين أثناء مخاض موتها.

ومع ذلك ، فإن تشكيل النجوم في مجرتنا قد انخفض الآن بشكل كبير مقارنة بما كان عليه في ذروته. والسبب ليس أن الهيدروجين قد تم تحويله إلى هيليوم وعناصر أكثر ضخامة. والسبب هو أن الكثير من الهيدروجين محبوس الآن في النجوم ذات الكتلة المنخفضة. عمر نصف كتلة شمسية هو عدة أضعاف العمر الحالي للكون ، وهذا العمر ينمو مع انخفاض كتلة النجم. كل النجوم ذات الكتلة المنخفضة التي تكونت من أي وقت مضى ما زالت نجومًا ، وهذا ينتج الكثير من الهيدروجين المحبوس.


إخلاء المسؤولية: يتم الاحتفاظ بالمواد التالية على الإنترنت لأغراض الأرشفة.

S-9 الأسلحة النووية الشمس هي مصدر معظم الطاقة على الأرض - مصدر الطاقة للنباتات ، وسبب تدفق الغلاف الجوي والمياه ، ومصدر الدفء الذي يجعل الحياة ممكنة. لا شيء يمكن أن يوجد بدونه. في مدار الأرض ، مع تجاهل امتصاص الغلاف الجوي ، يتلقى كل متر مربع من المساحة التي تواجه الشمس حوالي 1380 جول في الثانية (ما يقرب من 2 حصانا). تُعرف هذه الكمية بالثابت الشمسي ، وتشير المستشعرات الموجودة على متن أقمار ناسا الصناعية خلال الفترة 1979-99 إلى أنها تباينت بنحو 0.2٪ فقط. انظر الرسم البياني هنا.

لكن ما الذي يمد الشمس بالطاقة؟ إلى أي مدى سوف يلمع قبل نفاد الوقود؟ كم من الوقت أعطت طاقتها؟

كان أول من نظر في هذه الأسئلة بجدية هو الفيزيائي الألماني العظيم هيرمان فون هيلمهولتز ، الذي لاحظ في عام 1854 أن جاذبية الشمس يمكن أن توفر كمية كبيرة من الطاقة. إذا كانت الشمس تتقلص تدريجياً - إذا كانت كل مادتها تتساقط تدريجياً نحو مركزها - يمكن إطلاق طاقة كافية لإبقائها تشع لفترة طويلة إلى حد ما. لقد حسب أن هذا المصدر يمكن أن يوفر طاقة الشمس لأوقات تصل إلى 20 مليون سنة.

ثم تم اكتشاف النشاط الإشعاعي ، وتحلل العناصر الثقيلة إلى عناصر أخف من خلال انبعاث جسيمات سريعة تحتوي على قدر كبير من الطاقة. كما اتضح ، كانت هذه الطاقة ، من العناصر المشعة في الصخور ، هي التي وفرت الحرارة الداخلية للأرض. سمح النشاط الإشعاعي أيضًا بتقديرات جديدة لعمر الأرض ، نظرًا لأن كمية نواتج الاضمحلال المتراكمة في الخامات تشير إلى المدة التي استمرت فيها العملية. هذا يشير إلى أن الأرض كانت أقدم بكثير مما قدّره هيلمهولتز ، وربما عمرها بمليارات السنين. هل يمكن أن يوفر المصدر الجديد للطاقة الداخلية أيضًا احتياجات الشمس لمثل هذا الوقت الطويل؟

فيزياء نووية

    [يرجى المعذرة من تلاوة الحقائق الجافة ، ولكن شرح كيفية إنشاء كل هذا سيكون طلبًا أكثر من اللازم من مثل هذه المراجعة الموجزة. تم هنا سرد عدد قليل من المعايير في اكتشاف الذرات والنوى.]

تم الاحتفاظ بالإلكترونات والنواة معًا عن طريق الجذب الكهربائي (يجذب سلبيًا إيجابيًا). علاوة على ذلك ، تمت مشاركة الإلكترونات أحيانًا بواسطة الذرات المجاورة أو نقلها إليها (عن طريق عمليات فيزياء الكم) ، وهذا الارتباط بين الذرات أعطى عالمنا العديد من المركبات الكيميائية.

ولكن كانت هناك حاجة لشيء آخر لتثبيت النوى معًا ، حيث أن جميع البروتونات تحمل شحنات موجبة وتتنافر مع بعضها البعض. إن القوى الكهربائية بالتأكيد ليست الغراء الذي يربط النوى ببعضها البعض ، بل تعمل في الاتجاه الخاطئ! إلى جانب ذلك ، من الواضح أن ربط النيوترونات بالنواة يتطلب جاذبية غير كهربائية.

كل ما يشير إلى نوع مختلف من القوة ، القوة النووية ، كان يربط النوى معًا. يجب أن تكون هذه القوة أقوى من التنافر الكهربائي على مسافات قصيرة ، لكنها أضعف من مسافة بعيدة ، وإلا فقد تميل النوى المختلفة إلى التكتل معًا أيضًا. بعبارة أخرى ، يجب أن تكون قوة قصيرة المدى ، مثل القوة بين مغنطيسين صغيرين - يصعب جدًا فصلها عند الالتصاق معًا ، ولكن بمجرد سحب مسافة قصيرة بعيدًا ، تنخفض القوة بينهما تقريبًا إلى الصفر (لا تفعل ذلك). خذ هذا القياس حرفيا جدا!).

في الواقع ، هناك نوعان من القوة نشطة في النواة ، والمعروفان ببساطة باسم & # 34 القوة النووية القوية & # 34 و & # 34 القوة النووية الضعيفة ، & # 34 أو & # 34 التفاعل القوي & # 34 والتفاعل & # 34 ضعيف & # 34 (لأن تأثيرها الرئيسي هو تحويل الجسيمات وتكوينها). يؤثر التفاعل الضعيف أيضًا على الإلكترونات والجسيمات الأخرى ، ولكن دورها الرئيسي في النواة هو الحفاظ على التوازن بين البروتونات والنيوترونات ، والتي باستثناء شحنتها الكهربائية هي جسيمات متشابهة جدًا (أنواع مختلفة من & # 34 نيوكليون & # 34). تفضل البنية النووية (في النوى الخفيفة ، على الأقل) النوى التي تحتوي على أعداد متساوية من البروتونات والنيوترونات ، وعلى الرغم من إمكانية وجود تفاوتات معتدلة (في & # 34 النظائر & # 34) ، عندما تصبح كبيرة جدًا ، يمكن أن يؤدي التفاعل الضعيف إلى تحويل نيوكليونات واحدة نوع إلى الآخر ، ينبعث منه إلكترون (أو بوزيترون ، نظيره الإيجابي) في هذه العملية. يُعرف ذلك بالنشاط الإشعاعي بيتا ولن تتم مناقشته أكثر.

يمكن للقوة النووية القوية (القوة النووية الوحيدة التي تم أخذها في الاعتبار من الآن فصاعدًا) أن تربط البروتونات والنيوترونات بنوى أكبر. نظرًا لكونها موجبة الشحنة ، فإن كل هذه النوى تتنافر ، وبالتالي ، باستثناء وجود درجات حرارة وضغوط شديدة - كما هو الحال في قلب الشمس - من غير المحتمل أن تتحد نواتان مختلفتان في واحدة. تنافرهم الكهربائي لا يسمح لهم بالاقتراب بما يكفي لتتولى القوة النووية زمام الأمور.

طاقة ملزمة النوى

سبب هذا & # 34 عيب الكتلة & # 34 له علاقة بصيغة أينشتاين الشهيرة E = mc 2 ، معبرة عن تكافؤ الطاقة والكتلة. بهذه الصيغة ، تؤدي إضافة الطاقة أيضًا إلى زيادة الكتلة (الوزن والقصور الذاتي) ، وإزالة الطاقة ، وتقليلها.

إذا احتوت مجموعة من الجسيمات على طاقة إضافية - على سبيل المثال ، في جزيء مادة تي إن تي المتفجرة - فإن وزنها سيكشف عن كتلة إضافية (مقارنة بمنتجاتها النهائية - فرق صغير لا يمكن قياسه بالنسبة لمادة تي إن تي). إذا احتجنا في المرة الأخرى إلى استثمار الطاقة لفصلها إلى مكوناتها ، فسيكون الوزن أقل من المكونات.

هذا الأخير هو الحال مع النوى مثل الهيليوم: لتفكيكها إلى بروتونات ونيوترونات ، علينا استثمار الطاقة. من ناحية أخرى ، إذا كانت هناك عملية تسير في الاتجاه المعاكس ، والتي يمكن من خلالها دمج ذرات الهيدروجين لتكوين الهيليوم ، فسيتم إطلاق الكثير من الطاقة - أي & # 916E = & # 916 م ج 2 لكل نواة ، حيث & # 916m هو الفرق بين كتلة نواة الهيليوم وكتلة أربعة بروتونات (بالإضافة إلى إلكترونين ، يتم امتصاصهما لتكوين نيوترونات الهيليوم).

عندما ننتقل إلى عناصر أثقل من الأكسجين ، تتناقص الطاقة التي يمكن اكتسابها من خلال تجميعها من عناصر أخف ، حتى الحديد [بتعبير أدق ، يشير نظير النيكل منخفض الوفرة إلى الذروة]. بالنسبة للنواة الأثقل من الحديد ، يكتسب المرء بالفعل الطاقة عن طريق تقسيمها إلى جزأين. هذه ، بالطبع ، هي الطريقة التي يتم بها استخراج الطاقة عن طريق تفتيت نوى اليورانيوم في مفاعلات الطاقة النووية.

سبب انعكاس الاتجاه بعد الحديد هو الشحنة الإيجابية المتزايدة للنواة. قد تكون القوة الكهربائية أضعف من القوة النووية ، لكن مداها أكبر: في النواة الحديدية ، يصد كل بروتون 25 بروتونًا آخر ، بينما (قد يجادل المرء) القوة النووية تربط الجيران القريبين فقط.

    [لماذا نوى الهليوم مستقرة بشكل خاص؟ تلقيت منذ بعض الوقت بريدًا إلكترونيًا من معلمة تطلب اقتراحات لطرق إظهار الاندماج لطلابها ، "على سبيل المثال ، استخدام M & Ms." يمكن للمرء أن يفعل ذلك (على الرغم من أن كرات التنس أفضل ، إلا أنها تكون مرئية حتى من الصف الأخير من الفصل الدراسي!) من خلال إظهار كيف يمكن تكديس 4 كرات (أو قطع حلوى) في هرم ، كل واحدة تلامس الأخرى. القوى لها مدى قصير ، وهذا "التعبئة القريبة" يعطي إحكام الربط. ربما هذا هو السبب في أن الهيليوم (4 نيوكليونات) هو مزيج مستقر ، كما يتضح من ذروته على منحنى الطاقة الرابطة أعلاه. لا يمكن تكديس عدد أكبر بشكل متماثل مع كل كرة تلامس جميع الكرات الأخرى!]

مصدر طاقة الشمس

الحرارة هي حركة الذرات والجزيئات: فكلما ارتفعت درجة الحرارة ، زادت سرعتها وزادت حدة اصطدامها. عندما أصبحت درجة الحرارة في مركز الشمس حديثة التكوين كبيرة بما يكفي للتصادم بين النوى للتغلب على تنافرها الكهربائي ، بدأت النوى في الالتصاق ببعضها البعض وتم دمج البروتونات في الهيليوم ، مع بعض البروتونات التي تغيرت في هذه العملية إلى نيوترونات (بالإضافة إلى البوزيترونات ، الإلكترونات الموجبة ، التي تتحد مع الإلكترونات ويتم تدميرها). أدى هذا إلى إطلاق الطاقة النووية والحفاظ على درجة الحرارة المرتفعة في نواة الشمس ، كما أبقت الحرارة ضغط الغاز مرتفعًا ، مما أبقى الشمس منتفخة ووقف الجاذبية من سحبها معًا بعد الآن.

هذا ، بعبارات مبسطة إلى حد كبير ، هو & # 34 اندماج نووي & # 34 الذي لا يزال يحدث داخل الشمس. قد تسود التفاعلات النووية المختلفة في مراحل مختلفة من وجود الشمس ، بما في ذلك دورة الكربون-النيتروجين التي تتضمن نوى أثقل ، ولكن منتجها النهائي لا يزال عبارة عن مزيج من البروتونات لتكوين الهيليوم.

أحد فروع الفيزياء ، دراسة & # 34 الانصهار النووي المتحكم فيه ، & # 34 منذ الخمسينيات من القرن الماضي لاشتقاق قوة مفيدة من تفاعلات الاندماج النووي & # 34 التي تدمج النوى الصغيرة في نوى أكبر - القدرة على تسخين الغلايات ، التي بخارها يمكن أن تدير التوربينات وتنتج الكهرباء. لسوء الحظ ، لا يوجد مختبر أرضي يمكن أن يضاهي إحدى ميزات وحدة الطاقة الشمسية - الكتلة العظيمة للشمس ، التي يحافظ وزنها على ضغط البلازما الساخنة ويحصر الفرن النووي & # 34 & # 34 في قلب الشمس. بدلاً من ذلك ، يستخدم الفيزيائيون مجالات مغناطيسية قوية لحصر البلازما ، وللوقود يستخدمون أشكالًا ثقيلة من الهيدروجين ، والتي & # 34burn & # 34 بسهولة أكبر. حتى الآن ، لم ينجح الأمر - فالمصائد المغناطيسية غير مستقرة نوعًا ما ، وأي بلازما ساخنة بدرجة كافية وكثيفة بدرجة كافية للخضوع للاندماج النووي تميل إلى الخروج منها بعد وقت قصير. حتى مع الحيل البارعة ، فإن الحبس في معظم الحالات لا يدوم سوى جزء صغير من الثانية.

لا تزال الشمس اليوم تتكون في الغالب من الهيدروجين. يجب أن يكون إمداد الوقود الذي شهده خلال أول 5 مليارات سنة جيدًا لمدة طويلة تقريبًا في المستقبل.

تطور النجوم

تحرق كل هذه النجوم الهيدروجين لإنتاج الهيليوم ، حيث يشير مصطلح "الحرق" إلى العمليات النووية ، وليس إلى العملية الكيميائية (غير الكافية تمامًا) للنار. النجوم الكبيرة تحترق بسرعة وبراق ، مثل الشمعة في قصيدة إدنا سانت فنسنت ميلاي

شمعتي تحترق من كلا الطرفين
لن يستمر الليل
لكن آه ، أعدائي ، ويا ​​أصدقائي
يعطي ضوء جميل!
(لقطة أخرى لهذه القافية أدناه)
النجوم الصغيرة تدوم لفترة أطول والعديد منها خافت ولكن مهما كان حجم النجم ، فإنه في النهاية ينفد من الهيدروجين. لا يزال بإمكانه إطلاق الطاقة من خلال & # 34 Burning & # 34 نوى أثقل ودمجها في نوى أكبر ، حتى الحديد: تقترح النظرية أن هذا يحدث بالفعل ، لكنه يوفر طاقة أقل بكثير ولا يطيل عمر النجم بشكل كبير. عندما ينفد كل الوقود ، تصبح الجاذبية مرة أخرى المصدر المهيمن للطاقة ، ويبدأ النجم مرة أخرى في الانهيار إلى الداخل.

تحافظ الأرض على حجمها لأن جاذبيتها ليست قوية بما يكفي لسحق المعادن التي تتكون منها. ليس الأمر كذلك مع نجم ضخم بما يكفي للحفاظ على الاحتراق النووي. قد يسحق نجم صغير كل ذراته معًا ، مكونًا & # 34 قزمًا أبيض & # 34 - على سبيل المثال. نصف كتلة الشمس ، ولكن بحجم الأرض فقط. يستمر إطلاق بعض الطاقة (وبالتالي & # 34 أبيض & # 34) ولكن في النهاية ، من المحتمل أن يصبح النجم رمادًا مظلمًا.

قد يكون هذا هو مصير شمسنا أيضًا. في الانتقال النهائي ، تحدث تغييرات غريبة - يصبح النجم & # 34 عملاقًا أحمر ، & # 34 منتشرًا وكبيرًا جدًا ، وبعد ذلك يتم نفخ الكثير من المواد إلى الفضاء حيث تشكل سديمًا & # 34 كوكبيًا & # 34 ، ولكن هناك لا انفجار. See & # 34 The Complexity of Stellar Death & # 34 by Yervant Terzian، & # 34Science & # 34 vol. 256 ص. 425-6 ، 15 أكتوبر 1999.

السوبرنوفا

    [قد تتساءل لماذا كان هذا الانهيار بهذه السرعة ، مع الأخذ في الاعتبار أن هيلمهولتز وكلفن - تم الاستشهاد بهما في بداية هذا القسم - وجدا أن طاقة الجاذبية للشمس كانت كافية لإبقائها ساخنة لعشرات الملايين من السنين. تم تقديم الإجابة من قبل جورج جاموف والفيزيائي البرازيلي ماريو شينبيرج في عام 1941: يتم بالفعل توليد طاقة هائلة ، ولكن درجة الحرارة القصوى تنتج عمليات نووية تولد النيوترينوات والتي تزيل الطاقة بسرعة كبيرة جدًا. النيوترينو عبارة عن جسيم غير مشحون عديم الكتلة تقريبًا له تفاعلات ضعيفة جدًا ، وقادر على التحرك دون عوائق عبر طبقات سميكة من المواد - حتى الأرض الصلبة بأكملها ، حتى الشمس. النيوترينوات الهاربة عبر الطبقات الخارجية للمستعر الأعظم تحمل طاقتها ، في ما أطلق عليه غاموف اسم "عملية أوركا" ، مقارنته بالطريقة السريعة التي اختفت بها أموال المقامر على طاولات الروليت في كازينو دا أوركا في ريو دي جانيرو . تم تأكيد هذه العملية بشكل كبير بواسطة المستعر الأعظم لعام 1987 (الصورة أعلاه تظهرها بعد بضع سنوات صورة أكبر ، مع روابط إضافية ، هنا) والتي تزامنت ملاحظتها مع انفجار 11 نيوترينوًا ، تم اكتشافه بواسطة مرصد Kamiokande الحساس تحت الأرض في اليابان ، وبواسطة 8 مسجلين بشكل مستقل في جهاز كشف في ولاية أوهايو]

المواد المنبعثة من انفجار سوبرنوفا تنتشر في نهاية المطاف في جميع أنحاء الفضاء ، وبعضها مدمج في سحب من الغبار والغاز والتي تشكل فيما بعد شموسًا وكواكبًا جديدة. يجب أن تكون جميع العناصر الموجودة على الأرض أثقل من الهليوم (باستثناء ربما كمية صغيرة من الليثيوم) قد وصلت بهذه الطريقة: نواتج الاحتراق النووي في بعض النجوم ما قبل الشمسية ، تم إطلاقها أو إنشاؤها في الانفجار المصاحب لانهيارها النهائي. أجسامنا مصنوعة من مادة نجمية - كربون ، أكسجين ، نيتروجين وكل البقية تم إنتاجها عن طريق الاندماج النووي.

    أضيف في 20 أكتوبر / تشرين الأول 1999: التقط تلسكوب شاندرا الجديد الذي يدور حول الأشعة السينية صورة عالية الدقة بالأشعة السينية للمنطقة الوسطى من سديم السرطان. قبل ذلك ، خمن علماء الفيزياء الفلكية أن النجم الباقي قد يكون محاطًا بحطام يدور حوله ، مع إطلاق جزيئات عالية الطاقة على طول محورها المغناطيسي ، وهو الاتجاه الوحيد الذي لا تحصره فيه خطوط المجال المغناطيسي. تشير الصورة على اليمين إلى أن شيئًا كهذا قد يحدث بالفعل. للحصول على صورة بقايا مستعر أعظم في قنطورس ، كما رآها تشاندرا ، انظر هنا.

تشير النظرية إلى أن نجمًا أكبر بكثير من الشمس سينهار أكثر ويصبح ثقبًا أسود. ما يحدث بعد ذلك يمكن فقط تخمينه وحسابه ، وليس ملاحظته ، لأن جاذبية النجم في حالة الانهيار قوية جدًا بحيث لا يمكن لأي ضوء أو معلومات العودة منه إلى العالم الخارجي. لذلك يتوقع المرء أن تكون مثل هذه الأجسام سوداء تمامًا (باستثناء الضوء من المادة التي تسقط فيها!) ويطلق عليها & # 34 black hole & # 34 لأن النظرية العامة للنسبية تشير إلى أن المادة في مثل هذا النجم تستمر في السقوط إلى أجل غير مسمى ، مثل النجم. العقود إلى حد ما. وهكذا ، من الناحية النظرية ، تشبه هذه النجوم حفرة بلا قاع التي يضرب بها المثل ، على الرغم من عدم وجود أي ملاحظة يمكن أن تؤكد ذلك.

على الرغم من أن علماء الفلك لا يستطيعون رؤية مثل هذه الأجسام ، إلا أن لديهم أدلة كبيرة على وجودها ، على الأقل في عدد من المواقع. لبعض الوقت ، كان يُعتقد أن هناك ثقبًا أسودًا ضخمًا للغاية موجود في مركز مجرتنا ، وإذا كان الأمر كذلك ، فمن المحتمل أيضًا أن يكون في مراكز المجرات الأخرى ، مما يساعد على تماسكها معًا. لدينا الآن دليل واضح جدًا ، وأيضًا تقدير جيد لما قد تكون عليه كتلة هذا الجسم الوحشي. قصة هذا الاكتشاف ترد في القسم التالي ، "الثقب الأسود في مركز مجرتنا".

      مخروط الآيس كريم الخاص بي يقطر من كلا الطرفين
      أنا آكله على عجل
      لكن آه ، أعدائي ، ويا ​​أصدقائي
      لها طعم جميل!

    بهذا نختتم مناقشتنا للشمس. & # 34 من Stargazers إلى Starships & # 34 يتابع الأقسام التي تتناول رحلات الفضاء والمركبات الفضائية ، بدءًا من مبدأ The Principle of the Rocket
    للقسم "الثقب الأسود في مركز مجرتنا" المذكور أعلاه ، انقر هنا.

        ومع ذلك. قد ترغب في توسيع نطاق ما تعلمته
        حول النواة الذرية لمعرفة كيف هي الطاقة النووية
        تم الحصول عليها تجاريًا.
        إذا كان الأمر كذلك ، فانتقل إلى (S-8) الطاقة النووية ومؤخرا
        وأضاف القسم المرافق (S-9) الأسلحة النووية


      شرح العلم: كيف تعمل شمسنا؟

      كيف تقوم الشمس بإنتاج طاقتها؟ ما هي العملية المتضمنة؟ وبمجرد إنتاج الطاقة ، كيف تسافر إلى كوكب الأرض وتحافظ على النقطة الزرقاء الباهتة؟

      الإجابة السريعة هي أن الشمس (وجميع النجوم الأخرى في الكون) قادرة على توليد الطاقة لأنها في الأساس كرات ضخمة من تفاعلات الاندماج.

      لكن هذا لا يقول كثيرًا حقًا ، ما لم تكن ، بالطبع ، مزارعًا بالفعل في كيفية تشكل النجوم وكيفية عمل الاندماج. لذلك دعونا نقسم الأمور قليلاً.

      يشرح العلماء عملية توليد الطاقة النجمية من خلال العودة إلى كيفية تشكل النجوم ، والتي تعود إلى نظرية السديم. تنص هذه النظرية على أن التفاعل النووي داخل النجم بدأ عندما انهارت سحابة ضخمة من الغاز والجسيمات - تُعرف باسم "السديم" - تحت ضغط جاذبيتها. هذا الانهيار هو الذي ولّد في النهاية كرة كبيرة من الضوء في منتصف نظامنا الشمسي ، حيث أطلق عملية حيث بدأت الذرات بالاندماج معًا بسبب زيادة الضغط والحرارة.

      الإعلانات

      الإعلانات

      على وجه التحديد ، في قلب النجوم التي هي بحجم الشمس تقريبًا ، يتم إنتاج الطاقة عندما تتحول ذرات الهيدروجين (H) وتصبح الهيليوم (He). أثناء عملية الاندماج هذه ، لا يتم حفظ بعض مواد نوى الانصهار ، ويتم تحويلها إلى فوتونات. ما مقدار الطاقة التي تنتجها شمسنا؟ حسنًا ، في ثانية واحدة ، تدمج الشمس حوالي 620 مليون طن متري من الهيدروجين في قلبها. هذا يعني أنه في ثانية واحدة فقط ، تنتج الشمس طاقة كافية لمدينة نيويورك لمدة 100 عام تقريبًا.

      النجوم الأكبر لديها حرارة وضغط أكثر نتيجة لذلك ، فهي قادرة على دمج العناصر الأثقل معًا. نظرًا لأننا نقوم بدمج العناصر الثقيلة ، فهناك المزيد من المواد التي لم يتم حفظها ، وهناك المزيد من الحرارة والضغط.

      حيث تناسب الأرض

      يُعرف انضمام الذرات هذا بالاندماج النووي. وكما ذكرنا ، إنها عملية تطلق ملف هائل كمية الطاقة على شكل حرارة وضوء. والجدير بالذكر أن كل طبقات الشمس تلعب دورًا في ضمان توزيع الطاقة الشمسية على مسافة كافية للحفاظ على الحياة على كوكبنا.

      99٪ من الطاقة التي تنتجها الشمس تحدث داخل اللب. بعد هذه الطبقة ، سيتوقف الاندماج تمامًا تقريبًا. يتم تسخين بقية الشمس بواسطة الطاقة التي تخرج من اللب عبر الطبقات المختلفة ، لتصل في النهاية إلى الطبقة الخارجية وتهرب إلى الفضاء على شكل ضوء الشمس أو طاقة الجسيمات.


      من أين حصلت الشمس على الهيدروجين لتعمل به إذا كانت في الجيل الثالث من النجوم؟ - الفلك

      عندما تشكل النظام الشمسي في قرص كوكبي أولي ، كان لا يزال هناك هيدروجين وكل الأشياء الأخف وزناً في كل مكان. بدأت الأشياء الصخرية في التراكم ، ومع زيادة حجم الأجسام الصخرية ، بدأت جاذبيتها في مساعدة الأشياء على طول ، والتقاط المزيد والمزيد من الأشياء (الصخرية وغيرها). حصل مركز القرص ، حيث تشكلت الشمس ، على معظم المواد بدرجة كبيرة.

      ولكن الشيء الرئيسي هو أن كل من الصخور والأشياء الأخف كانت موجودة في كل مكان ، وليس فقط متجمعة في جزء واحد من القرص وليس في أي مكان آخر.

      عندما جمعت الشمس أخيرًا ما يكفي من المواد ، تسببت جاذبيتها في تسخين الداخل بدرجة كافية لبدء الاندماج. أدى هذا إلى توليد كمية هائلة من الحرارة التي جعلت الشمس ترغب في التمدد ، لكنها كانت ضخمة جدًا لدرجة أن الجاذبية لم تسمح لها بالتحليق بعيدًا. في هذه العملية ، أطلقت الشمس الجديدة والمشتعلة العنان للرياح الشمسية وكميات كبيرة من ضغط الإشعاع (ضوء الشمس نفسه يمارس الضغط - هذه هي الطريقة التي تعمل بها الأشرعة الشمسية).

      بدأ هذان الشيئان في التسخين ونفخ المادة الأخف في النظام الشمسي. تطايرت العناصر الخفيفة في النظام الشمسي الداخلي بعيدًا ، بينما بقيت الصخور الثقيلة جدًا. في النظام الشمسي الخارجي ، كانت الكواكب الصخرية بعيدة بما فيه الكفاية بحيث لا يمكن للشمس تسخينها وتفجير كل الغاز الخفيف ، لذا فإن تلك الكواكب تمسكت بالغاز بقوة جاذبية - ومن هنا عمالقة الغاز.

      احتفظت الشمس بالهيدروجين والهيليوم بسبب جاذبيتها.

      & ltfont size = -1 & gt [تم تحرير هذه الرسالة بواسطة: Darkwing بتاريخ 2003-03-19 14:22] & lt / font & gt

      في 2003-03-20 13:47 ، كتب russ_watters:
      نجوم الجيل الأول (وكل ما يحيط بهم) عبارة عن هيدروجين بالكامل تقريبًا - العنصر الوحيد الذي يتشكل في تكوين الكون نفسه.


      ألم يكن هناك عنصران آخران بعد الانفجار العظيم أيضًا؟ بالطبع كان الهيدروجين هو الأكثر وفرة ، لكنني أتذكر أنني قرأت أن ما يقرب من 1/4 من الذرات التي تم إنشاؤها في الانفجار العظيم كانت من الهيليوم. وكان لبعض العناصر الأثقل كميات ضئيلة ، مثل الليثيوم البريليوم.

      تحرير - لقد وجدت موقعين لدعم بياني ، هنا (http://www.lifeinuniverse.org/noflash/Lightelements-01-01-05.html) أحدهما. وهنا آخر (http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest2.html). اقتراحي بأنه كان حوالي 1/4 من المادة التي تم إنشاؤها كان بعيدًا قليلاً على الرغم من أن الإجابة الصحيحة ستكون 24 ٪ من المادة الناتجة عن الانفجار العظيم كانت الهيليوم.

      & ltfont size = -1 & gt [تم تحرير هذه الرسالة بواسطة: Nightfall بتاريخ 2003-03-20 14:52] & lt / font & gt

      قريب - لم يتم صنع مادة ذرية فعلية في الانفجار الأعظم نفسه. ولكن بعد وقت قصير جدًا من الانفجار العظيم ، بينما كان الكون لا يزال في درجات حرارة قليلة من الغاز ، تشكلت البروتونات الأولى (نوى الهيدروجين).

      ونعم ، في تلك الظروف فائقة الحرارة بعد الانفجار العظيم بفترة وجيزة ، خضع حوالي ربع هذه البروتونات بنجاح للاندماج النووي لتصبح جسيمات ألفا (نوى الهيليوم).


      من يعرف؟

      • الهيدروجين هو المكون الرئيسي للمشتري والكواكب الغازية العملاقة الأخرى ، وفقًا للوس ألاموس.
      • تم إطلاق أول رحلة منطاد غازي في باريس عام 1783 وكان الغاز المستخدم في المنطاد هو الهيدروجين ، وفقًا لمتحف البالون الوطني. انتهى استخدامه في ملء المناطيد عندما اشتعلت النيران في هيندنبورغ ، وفقًا للجمعية الملكية. يستخدم الهيدروجين كوقود للصواريخ لإيصال الطاقم إلى الفضاء.
      • الهيدروجين المسال شديد البرودة ويمكن أن يسبب قضمة صقيع شديدة عندما يتلامس مع الجلد.
      • الهيدروجين أخف من الهواء بحوالي 14 مرة ، وفقًا لـ "مبادئ الكيمياء".
      • لافوازييه ، الكيميائي الفرنسي الذي أعطى الهيدروجين اسمه ، شغل منصب الممول والمسؤول العام قبل الثورة الفرنسية وتم إعدامه خلال الثورة ، وفقًا لموسوعة بريتانيكا.
      • يتم إنتاج حوالي 3 مليارات قدم مكعب من الهيدروجين في الولايات المتحدة سنويًا ، وفقًا لـ Los Alamos.
      • يحتوي الهيدروجين على أقل كثافة من بين جميع الغازات ، وفقًا للجمعية الملكية.
      • الهيدروجين هو العنصر الوحيد الذي أعطيت نظائره الثلاثة الشائعة & ndash protium و deuterium و tritium & ndash أسماء مختلفة ، وفقًا لتقارير Los Alamos.

      كيف كان الحال عندما صنع الكون الجيل الثاني من النجوم؟

      كان الكون ، في بدايته ، متطابقًا تمامًا تقريبًا في كل مكان. كانت نفس درجة الحرارة المرتفعة في كل مكان ، نفس الكثافة الكبيرة في كل مكان ، وكانت مكونة من نفس كمية المادة ، والمادة المضادة ، والمادة المظلمة ، والإشعاع في كل مكان. في الأوقات المبكرة ، كانت الاختلافات عند مستوى 0.003٪ ، بسبب التقلبات الكمية المتبقية من التضخم.

      لكن الجاذبية والوقت لهما وسيلة لتغيير كل شيء. تقضي المادة المضادة على النوى الذرية ، ومن ثم تشكل الذرات المحايدة الجاذبية تسحب المادة إلى مناطق مفرطة الكثافة ، مما يؤدي إلى نموها. نظرًا لاختلاف الكثافة الزائدة بهذه الكميات الكبيرة على جميع المقاييس ، فهناك مناطق تتشكل فيها النجوم بسرعة ، في غضون 100 مليون سنة أو أقل ، في حين أن المناطق الأخرى لن تشكل نجومًا لمليارات السنين. ولكن حيث تكون النجوم الأولى ، هذا هو المكان الذي تحدث فيه الأشياء الأكثر إثارة للاهتمام أولاً.

      تولد النجوم الأولى جدًا في مكان ما بين 50 و 100 مليون سنة بعد الانفجار العظيم ، وهي أضخم بكثير من النجوم التي نراها اليوم. كنجوم ضخمة للغاية ، فهي تعيش بسرعة ، حيث تحترق كل وقودها في غضون بضعة ملايين من السنين فقط وتموت إما مع مستعر أعظم أو انهيار مباشر لثقب أسود.

      وحيث يحدث هذا ، هذه هي نهاية النجوم الأولى. الطبقات الخارجية للنجوم التي تحولت إلى مستعرات أعظم ، والتي تشكل غالبية كتلة النجم السابق ، تنفجر مرة أخرى في الفضاء بين النجوم. بقايا النجوم النيوترونية ، وكثير منها في أنظمة ثنائية ، لديها فرصة للتصادم مع النجوم النيوترونية الأخرى ، مما يؤدي إلى انفجار أشعة جاما وأثقل العناصر. فجأة ، لم يعد الهيدروجين والهيليوم فقط.

      بعد كل ملايين السنين ، يستغرق تكوين النجوم الأولى - ربما أقل من 50 مليونًا في بعض الأماكن ، عادةً ما بين 200 و 550 مليون في معظمها ، ولكن ليس لمدة 2 أو 3 مليارات سنة في المناطق النادرة - ينفد منها الوقود والموت في أقل من 2-5 مليون سنة. هذه النجوم الأولى للغاية ، المكونة من العناصر الأصلية التي تشكلت بعد 3-4 دقائق فقط من الانفجار العظيم ، ليس لها أي ناجين عمليًا لفترة طويلة ، لأنها ضخمة جدًا مقارنة بالنجوم اليوم.

      ولكن الآن ، يتم إثراء الوسط النجمي. لم يعد يحتوي على الهيدروجين والهيليوم وجزء واحد في المليار من الليثيوم بدون أي شيء أثقل ، ولكن فجأة هناك مستويات وفيرة من الكربون والأكسجين ، مع كميات وفيرة من السيليكون والكبريت والحديد والنيكل والكوبالت ، بالإضافة إلى الكل العناصر المكونة في المستعرات الأعظمية والكيلونوفا. من هذه المواد المخصبة ، التي تغمر الآن الوسط النجمي ، سيتشكل الجيل القادم من النجوم

      من أقرب بقايا مستعر أعظم لنا ، سديم السرطان ، يمكننا أن نستنتج أن كل انفجار يدفع المادة إلى الخارج بالمعدل الذي نلاحظه تقريبًا: إنشاء سديم عبر 10 سنوات ضوئية بعد حوالي 1000 عام. Wherever the debris from the deceased first generation of stars cannot yet reach, the stars that eventually form there will still be pristine, since there’s no way for that processed material to make it into those pre-stellar nebulae.

      But where the debris does reach, all of a sudden that material that’s available to form stars is full of atoms with heavier nuclei. It might seem silly to you, under most circumstances, that astronomers throw every element heavier that helium into its own class — and call them “metals” — but this is really a big deal.

      You see, when you form stars out of hydrogen at helium alone (in a metal-free environment), there’s no efficient way to radiate away the heat generated by gravitational collapse. Therefore, you need to have enormous clumps of matter in order to trigger gravitational collapse, leading to extremely massive stars, even on average.

      But when you have metals present, even if they’re just 0.001% of the total fraction of atoms, they’re the excellent energy-radiators that the first stars were missing. As a gas cloud with these heavy elements collapses, heat radiates away much more efficiently than before, allowing the proto-stars to collapse much more quickly and with much lower masses.

      Additionally, nearby supernovae and other violent events can even, oftentimes, serve as a trigger for gravitational collapse and new star formation. The first stars don’t just provide the materials for a second generation of stars to form, but the impetus, especially in a gas-rich environment, to set them on their path.

      The big result is that, shortly after the first stars form, live, and die, there will be another generation that crops up, wildly different in character than the first. These second-generation stars are no longer 10 solar masses, on average, but run the full gamut of star sizes and masses. Perhaps, if our understanding of star formation is correct, they’re similar to the stars we form today: 0.4 solar masses on average.

      Yes, there will still be a few large, massive stars, but they won’t be as massive as the biggest among the first stars. There will be additional supernovae, neutron stars, and kilonovae that result. But in very short order, the earliest, first stars will wipe themselves out wherever they exist, only to be replaced by this second generation of stars, rife with smaller, redder, and less massive members.

      As a result, in the very young Universe, we expect to see populations of first stars, which are exclusively hot and blue, alongside older regions, which already have black holes, second-generation stars, and low-mass, low-luminosity stars among them.

      No one, to date, has ever found a first-generation star, counterintuitively known among astronomers as Population III stars. لماذا ا؟ Because stellar populations were named in the order they were discovered. The Sun is a Population I star, but it’s highly processed and made out of metal-rich material that has gone through many generations of stellar life-and-death.

      The second population ever discovered, Population II stars, are these metal-poor stars that form as early as the second generation of all stars. They can live an extremely long time, and a few of them, like the famed Methuselah star, are still around in our galaxy today, despite being over 13 billion years in age. But Population III stars have yet to be discovered they ought to exist, but are only theoretical at this point.

      In addition, there’s one more difference between Population II stars and Population III stars: the possibility of planets. The very first stars, composed of hydrogen and helium alone, could only conceivably create tenuous, massive, puffy gas giants. Without a massive, dense core, they’re easily evaporated and dissociated by too much radiation.

      But with the presence of metals, all of a sudden you can form dense, rocky clumps in your protoplanetary disk, which leads to a mix of rocky and gaseous planets. Once you make the second generation of stars, you can make planets too, complete with complex and even organic molecules.

      The very first stars live only an extremely short time, owing to their high masses and large luminosities and rates-of-fusion. When they die, the space around them becomes polluted with the fruits of their lives: heavy elements. These heavy elements enable the second generation of stars to form, but they now form differently. The heavy elements radiate heat away, giving rise to a less massive, more diverse generation of stars, some of which survive even to the present day.

      When the James Webb Space Telescope begins operations, it may yet reveal a population of these first stars, likely to be found alongside polluted, second-generation stars. But once these second-generation stars begin to form, they make something else possible: the first galaxies. And that, in just a few years, is likely where the James Webb Space Telescope will truly shine.


      Hydrogen isn't the fuel of the future. It's already here

      When the leaders of the world’s economic powerhouses meet at this year’s G20 in Japan, two important decarbonization options are expected to finally garner the attention they deserve: carbon capture and hydrogen. The urgent need to reduce CO2 emissions means these two technologies – together and on their own – will be necessary alongside accelerated efficiency, exponential renewables growth and nuclear power.

      Hydrogen is a rising star. Versatile and environmentally friendly, hydrogen produces no CO2 when combusted, only water and heat. It can be used to decarbonise electricity, heating, transport and industry. A clean energy vector, hydrogen is easily transported, stored and blended with current fuels.

      To many, hydrogen remains elusive it is thought of as an energy source of the future. However, proven large-scale and low-emission hydrogen production is already here through hydrogen production from natural resources coupled with carbon capture and storage (CCS), a suite of emission-reduction technologies that store CO2 underground. As such, alongside other key mitigation options, the large-scale deployment of hydrogen production can kickstart the energy transition.

      Hydrogen can be produced from a variety of sources, a fact that confers both security and diversity of supply. Natural gas reforming (SMR) provides half of all hydrogen produced globally. Electrolysis, a process in which excess clean energy produced from renewables or nuclear is used to produce hydrogen, become important as a form of energy storage, and will enable greater integration of renewables.

      Governments need to support both electrolysis and carbon capture hydrogen. The Australian Government estimates global hydrogen demand at 530 million tonnes per annum (mtpa) by 2050. To put this number into context: to produce 500 mtpa of hydrogen, 25,000 terawatt hours (TWh) of electricity will be required from nuclear and renewables – more than 2.5 times as much as the total electricity produced from nuclear and renewables combined in 2018. Hydrogen production with carbon capture is also currently cheaper, and has been demonstrated to be half to two-thirds the price of electrolysis.

      However, a carbon capture and storage scale-up is not only necessary for hydrogen production, but also to eliminate CO2 from industrial processes, as well as power plants. The International Energy Agency (IEA) in its 2018 World Energy Outlook said existing and under-construction infrastructure accounts for almost all the carbon budget left, and along these lines emphasises the necessary scale-up of carbon capture. The IEA’s Sustainable Development Scenario estimates that roughly 2,000 CCS facilities are necessary by 2040, up from 18 today, to limit global warming. Currently, four of those 18 CCS facilities produce hydrogen, while two are under construction in Canada, with a total production capacity of close to 1.5 million tonnes of hydrogen annually.

      Innovators are also hoping to integrate the Allam Cycle, a promising and groundbreaking carbon capture technology in demonstration – essentially a zero-emission natural gas power plant – with hydrogen production.

      That Japan chose to highlight hydrogen and carbon capture at the G20 is not a surprise. Dependent on fuel imports, yet committed to fighting climate change, the country is a pioneer in hydrogen technology and a champion for carbon capture and storage. Looking ahead to 2050, hydrogen is the fuel of choice for its quest to reduce emissions from all sectors. Its car manufacturing industry, along with other industry players, has demonstrated a commitment to a hydrogen-powered future. Carbon capture facilities globally are using Japanese technologies to catch CO2. Japan has also teamed up with the Australian government to produce hydrogen in Australia for import to Japan. Next year, Japan is hosting the Summer Olympics, also dubbed the Hydrogen Olympics, and is expected to show great progress.

      Others are following suit. In the UK, carbon capture hydrogen has gained lots of attention from climate advocates and is expected to decarbonise the heating of millions of businesses and homes. In other European countries, multiple hydrogen projects are under way. Germany has its first hydrogen-fuelled train on the tracks. The Chinese government, an ardent supporter of nascent clean-energy technologies, is rumoured to be looking at ways to boost the fuel cell car market. This would be a great opportunity to tackle air pollution in cities around the world, as hydrogen produces near-zero lifecycle pollutants. In aviation and shipping industries, the smart money is going on hydrogen becoming the zero-emission fuel of the future.

      A new hydrogen economy that will support the energy transition will not happen overnight. It will need government support. The IEA found that more than 70% of all investments in the energy transition will either come directly by governments, or will be driven by government policy. Hence, policymakers must take the lead for an effective and successful energy transition.

      Have you read?

      Where it has not been introduced to-date, a value on carbon is the first policy mechanism necessary to signal commitment to a zero-carbon economy. Second, policymakers should evaluate options for a government-backed infrastructure rollout to support the deployment of clean-energy technologies. Third, incentive mechanisms are needed to establish demand.

      California’s Low Carbon Fuel Standard (LCFS), a credit mechanism seeking to limit emissions from the state’s transportation sector, is a great example. The LCFS was amended only recently, and seeks to reduce the carbon intensity of the state’s fuels by 20% by 2030. The LCFS provides a value on carbon currently trading at roughly $190/tonne of CO2 in doing so, it has created a way for companies that produce hydrogen via SMR with carbon capture to generate credits, while also incentivising the roll-out of hydrogen-fuelling capacity – thus eliminating one of the barriers to adoption. Thanks to some of these policies, California has helped the US become the world leader in hydrogen fuel cell vehicle deployment.

      With the energy transition still in its infancy, and progress discouragingly slow, Japan’s leadership is timely. G20 leaders should pay close attention to Japan’s experiences in building a hydrogen-fuelled society. A large-scale carbon capture hydrogen build-out offers a window of opportunity to accelerate global decarbonisation efforts.


      Where did the Sun get hydrogen to work with if it is in the 3rd generation of stars? - الفلك

      The following questions are meant to help you review for the exam. All of these questions are very broad in scope, and are NOT the kinds of specific questions that will be asked on the exam but, they do cover the same topics that exam questions will focus on.

      Exam I Review Questions

      Elementary Astronomy (PHYS 1040)

      Exam dates: Thursday and Friday, May 26-27. Test will be given in the Science Lab Testing Center. Tests will not be given out within one hour of closing, so please plan ahead.

      Oh thick wits. Oh blind watchers of the sky.

      Tycho Brahe

      The following questions are meant to help you review for the exam. All of these questions are very broad in scope, and are NOT the kinds of specific questions that will be asked on the exam but, they do cover the same topics that exam questions will focus on.


      2 The Sun's Age

      Stars spend a majority of their lives burning hydrogen fuel in the main sequence. The sun has been burning hydrogen in the main sequence for roughly 5 billion years. It will spend roughly another 5 billion years as a main-sequence star before it diverges from the main sequence to become a red giant. During the red giant phase, it will fuse helium into heavier elements such as carbon, nitrogen and oxygen. However, the sun is a relatively low-mass star. This means that it will not be able to fuse carbon, nitrogen or oxygen. Instead, it will gradually burn out all of its fuel as a white dwarf star.


      Producing “Clean” Hydrogen

      Reforming produces few greenhouse gases when combined with carbon capture and storage processes however, these significantly increase costs.

      اليوم، 95% of hydrogen is produced from fossil fuels

      Gasification is another option, because it covers the entire solid biomass In the energy sector, biomass is defined as all organic matter of plant or animal origin. pathway: many types of organic matter can be burned to produce biogas A product of the methanation (anaerobic digestion) of organic waste. . Although wood (in the form of charcoal) is the main feedstock used, plant waste such as straw is also suitable. Because biomass sources can be replanted, the carbon footprint The carbon footprint (also known as greenhouse gas inventory) of a good or service measures the impact human activities have on the environment . is low.

      Electrolysis also produces clean hydrogen when “green” electricity is used. But to overcome the issue of cost-competitiveness, large amounts of inexpensive electricity are needed year-round. Prototypes are under study, especially in Germany, to use intermittent production spikes from wind and solar energy. But for now, the cost of electrolysis is still prohibitive.