Сончево јадро

An illustration of the structure of the Sun

Јадрото на Сонцето се смета дека се идзолжува од центарот до приближно 0.2 до 0.25 од соларниот радиус. Јадрото е нај жешкиот дел од Сонцето и од Сончевиот Систем. Има густина од 150 g/cm³ (150 пати повеќе од густината на водата) во центарот, и температура од 15 милиони степени Целзиусови. Јадрото на сонцето е составено од топол, густ гас во плазмична состојба (јони и електрони), под притисок од 265 билиони барови (3.84 трилиони пки или 26.5 петапаскали (ППа)) во центарот.

Јадрото внатре до 0,20 од соларниот радиус, содржи 34% од Сонечевата маса, но само 0,8% од Сончевиот волумен. Внатре 0.24 до соларниот радиус, јадрото генерира 99% од фузиската моќ на Сонцето. Има две посебни реакции во кои четири водородни јадра можат евентуално да резултираат во едено хелиумско јадро: протон-протон верижна реакција – што е одговорна за поголемиот дел од испуштената Сончева енергија – и CNO циклусот.

Претворање на енергија

Приближно 3.6×10³⁸ протони (водородни јадра) се претвараат во хелиумски јадра секоја секунда испуштајќи енергија со брзина од3.86×10²⁶ џули во секунда.

Јадрото ја произведувата скоро целата Сончева топлина преку фусија: остатокот од ѕвездата се загрева од топлината на јадрото. Енергијата произведена од фусијата во јадрото, мора да помине преку многу слоеви од Сончевата фотосфера пред да искочи во вселената како Сонечва светлина или кинетичка енергија од честичките.

Ниската излена моќност која се случува внатре во фузиското јадро на Сонцето исто може да биде изненадувачка, кога ќе се земе во предвид големата моќност која може да се одреди преку едноставна примена на Стефан–Болцманов закон за температури од 10 до 15 милиони келвини. Сепак, слоевите на Сонцето зрачат до надворешните слоеви само малку пониски температури, а тоа е разликата во зрачење моќност помеѓу слоевите кој го одредува нето производство на електрична енергија и пренос во соларно јадро.

На 19% од соларното јадро, блиску до работ на јадрото, температурите се околу 10 милиони келвини и густината на фузиската моќност е 6.9 W/m³, што е околу 2.5% од максималната вредност на Сончевиот центар. Густината таму е околу 40 g/cm³, или приближно 27% од таа на центарот. Околу 91% од Сончевата енергија се произведува во овој радиус. Во 24% од радиусот (надворешното "јадро" според некои дефиниции), 99% од Сончевата моќност се произведува. Преку 30% од Сончевиот радиус, каде температурата е 7 милиони келвини и густина од 10 g/cm³ брзината на фусија е скоро нула. Има две различни реакции каде 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро: "протон-протон верижна реакција" и "CNO циклусот".

Proton-proton chain reaction

Протон-протон верина реакција

Главна статија: Протон-протон верижна реакција

Првата реакција во која 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро е позната под името протон-протон верижна реакција, е:

$\left\{{\begin{aligned}&&{}^{1}\!H+^{1}\!H&\rightarrow {}^{2}\!D+e^{+}+v\\{\text{then}}&&{}^{2}\!D+{}^{1}\!H&\rightarrow {}^{3}\!He+\gamma \\{\text{then}}&&{}^{3}\!He+{}^{3}\!He&\rightarrow {}^{4}\!He+{}^{1}\!H+{}^{1}\!H\\\end{aligned}}\right.$

Оваа реакциона секвенца е најважна во соларно јадро. Карактеристичното време за првата реакција е околу еден билион години дури и покрај големите густини и високите температури во јадрото , поради неопходноста на слабата сила да предизвикува бета распаѓање пред нуклеоните да можат да се спојат. Овие рекации подоцна продолжуваат преку нуклеарната сила и се многу побрзи. Целосната енергија испуштена од овие реакции е 26.7 MeV.

CNO циклус

Главна статија: CNO cycle

CNO cycle

Втората реакциона секвенца, во која 4 H јадра можат евентуално да резлутираат во едно He јадро се нарекува јаглерод-азот-кислород циклус – или "CNO циклус" скратено – генерира помалце од 10% од целосната соларна енергија. Деталите на овој "јаглероден циклус" се следниве:

$\left\{{\begin{aligned}&&{}^{12}\!C+{}^{1}\!H&\rightarrow {}^{13}\!N+\gamma \\{\text{then}}&&{}^{13}\!N&\rightarrow {}^{13}\!C+e^{+}+\nu \\{\text{then}}&&{}^{13}\!C+{}^{1}\!H&\rightarrow {}^{14}\!N+\gamma \\{\text{then}}&&{}^{14}\!N+{}^{1}\!H&\rightarrow {}^{15}\!O+\gamma \\{\text{then}}&&{}^{15}\!O&\rightarrow {}^{15}\!N+e^{+}+\nu \\{\text{then}}&&{}^{15}\!N+{}^{1}\!H&\rightarrow {}^{12}\!C+{}^{4}\!He+\gamma \\\end{aligned}}\right.$

Рамнотежа

Брзината од нуклеарната фузија зависи од густината. Од тука имаме дека, брзината на фузијата во јадрото е во само-одржувачка рамнотежа: повисока брзина на фузија би предизвикала јадрото да се загрее повеќе и да се прошири блиску до тежината на надворешните слоеви. Ова би ја намалила брзината на фузија, малку помалата брзина би предизвикала јадрото да се олади и да се смали, потоа зголемувајки ја брзината на фузија и повторно враќајки ја во сегашното ниво.

Сепак Сонцето станува потопло за време на главната секвенца, бидејќи атомите на хелиум во јадрото се потешки од атомите на водородот со кој се споени. Ова го зголемува гравитациониот притисок на јадрото што е попречен од постепеното зголемување на брзината на фузија. Овој процес се забрзува со текот на времето како што јадрото станува потешко.

Трансфер на енергија

Фисоко енергетските фотони (гама зраци) испуштени од фузиската реакција земаат индиректен пат до површината на Сонцето. Според сегашните модели, случајно распрскување од слободните електрони во соларната радициона зона го одредува временскиот период за дифузија на фотоните, од јадрото до работ на радиционата зона дека е приближно 170.000 години. Од таму тие ја преминуваат струевитиот слој, каде доминантниот трансфер процес преминува во струевит и брзината со која топлината се движи нанадвор се зголемува значително.

Надворешни врски

• Animated explanation of the core of the Sun (University of South Wales).
• Animated explanation of the temperature and density of the core of the Sun (University of South Wales).