Солнечное ядро - Solar core

Иллюстрация структуры солнце

В ядро Солнца считается простирающимся от центра примерно до 0,2–0,25солнечный радиус.[1] Это самая горячая часть солнце и из Солнечная система. Имеет плотность 150 г / см.3 в центре и температура 15 миллионов кельвинов (15 миллионов градусов по Цельсию, 27 миллионов градусов по Фаренгейту).[2]

Ядро сделано из горячая, плотная плазма (ионы и электроны) при давлении, оцениваемом в 265 миллиардов бар (3,84 трлн. psi или 26,5 петапаскали (PPa)) в центре. Из-за термоядерного синтеза состав солнечной плазмы падает с 68–70% водорода по массе во внешнем ядре до 34% водорода в ядре / центре Солнца.[нужна цитата ]

Ядро в пределах 0,20 солнечного радиуса содержит 34% массы Солнца, но только 0,8% объема Солнца. Внутри радиуса 0,24 Солнца находится ядро, которое генерирует 99% термоядерная энергия солнца. Есть две различные реакции, в которых четыре водород ядра могут в конечном итоге привести к одному гелий ядро: протон-протонная цепная реакция - который отвечает за большую часть выделяемой энергии Солнца - и Цикл CNO.

Сочинение

Солнце в фотосфере составляет около 73–74% по массе. водород, который имеет тот же состав, что и атмосфера из Юпитер, а также первичный состав водорода и гелия на самом раннем этапе звездообразования после Большой взрыв. Однако по мере того, как глубина Солнца увеличивается, синтез уменьшает долю водорода. Двигаясь внутрь, массовая доля водорода начинает быстро уменьшаться после достижения радиуса ядра (она все еще составляет около 70% на радиусе 25% от радиуса Солнца), а внутри него доля водорода быстро падает по мере прохождения ядра, пока он достигает минимума около 33% водорода в центре Солнца (нулевой радиус).[3] Все, кроме 2% оставшейся массы плазмы (то есть 65%), составляет гелий в центре Солнца.

Преобразование энергии

Примерно 3,7×1038 протоны (ядра водорода ), или примерно 600 миллионов тонн водорода, превращаются в ядра гелия каждую секунду высвобождает энергию со скоростью 3,86×1026 джоулей в секунду.[4]

Ядро производит почти все солнечные высокая температура через слияние: остальная часть звезды нагревается за счет передачи тепла от ядра наружу. Энергия, вырабатываемая при синтезе в ядре, за исключением небольшой части, вырабатываемой нейтрино, должен пройти через множество последовательных слоев к солнечная фотосфера прежде, чем он улетит в космос как Солнечный свет, или иначе как кинетический или же тепловая энергия массивных частиц. Преобразование энергии в единицу времени (мощность) термоядерного синтеза в ядре зависит от расстояния от солнечного центра. Мощность термоядерного синтеза в центре Солнца оценивается моделями примерно в 276,5 Вт / м.3.[5] Несмотря на высокую температуру, пиковая мощность генерируемой мощности ядра в целом аналогична активной компост, и ниже, чем удельная мощность, производимая метаболизмом взрослого человека. Солнце намного горячее компостной кучи из-за огромного объема Солнца и ограниченной теплопроводности.[6]

Низкая выходная мощность, возникающая внутри термоядерного ядра Солнца, также может вызывать удивление, учитывая большую мощность, которую можно предсказать простым применением Закон Стефана – Больцмана для температур от 10 до 15 миллионов кельвинов. Однако слои Солнца излучают во внешние слои лишь немного более низкой температуры, и именно эта разница в мощности излучения между слоями определяет генерацию и передачу чистой энергии в солнечном ядре.

На 19% солнечного радиуса, около края ядра, температура составляет около 10 миллионов кельвинов, а плотность мощности термоядерного синтеза составляет 6,9 Вт / м.3, что составляет около 2,5% от максимального значения в центре Солнца. Плотность здесь около 40 г / см.3, или около 27% от этого в центре.[7] В этом радиусе производится около 91% солнечной энергии. В пределах 24% радиуса (внешнее «ядро» по некоторым определениям) вырабатывается 99% энергии Солнца. За пределами 30% солнечного радиуса, где температура составляет 7 миллионов К, а плотность упала до 10 г / см3 скорость плавления почти равна нулю.[8] Существует две различные реакции, в которых ядра 4 H могут в конечном итоге привести к одному ядру He: «протон-протонная цепная реакция» и «цикл CNO». (см. ниже).

Протон-протонная цепная реакция

Протон-протонная цепная реакция

Основная статья: Протон-протонная цепная реакция

Первая реакция, в которой ядра 4 H могут в конечном итоге привести к образованию одного ядра He, известная как протон-протонная цепная реакция, это:[4][9]

Эта последовательность реакций считается наиболее важной в ядре Солнца. Характерное время первой реакции составляет около миллиарда лет даже при высоких плотностях и температурах ядра из-за необходимости слабая сила чтобы вызвать бета-распад до того, как нуклоны смогут прилипнуть (что редко случается, когда они туннелируют навстречу друг другу, чтобы оказаться достаточно близко для этого). Время, в течение которого дейтерий и гелий-3 длятся в следующих реакциях, напротив, составляет всего около 4 секунд и 400 лет. Эти более поздние реакции протекают через ядерная сила и поэтому намного быстрее.[10] Полная энергия, выделяемая этими реакциями при превращении 4 атомов водорода в 1 атом гелия, составляет 26,7 МэВ.

Цикл CNO

Основная статья: Цикл CNO
Цикл CNO

Вторая последовательность реакций, в которой ядра 4 H могут в конечном итоге привести к одному ядру He, называется реакцией. Цикл CNO и генерирует менее 10% от общего солнечная энергия. Это касается атомов углерода, которые не расходуются в общем процессе. Подробности этого цикла CNO следующие:

Этот процесс можно понять по картинке справа, начиная сверху по часовой стрелке.

Равновесие

Скорость ядерного синтеза сильно зависит от плотности.[нужна цитата ] Следовательно, скорость синтеза в активной зоне находится в самокорректирующемся равновесии: немного более высокая скорость синтеза приведет к большему нагреву ядра и расширять немного против масса наружных слоев.[нужна цитата ] Это снизит скорость синтеза и исправит возмущение; и немного более низкая скорость вызовет охлаждение и небольшое сжатие сердечника, увеличивая скорость плавления и снова возвращая ее к текущему уровню.[нужна цитата ]

Однако Солнце постепенно нагревается в течение своего времени на главной последовательности, потому что атомы гелия в ядре плотнее, чем атомы водорода, из которых они были сплавлены. Это увеличивает гравитационное давление на ядро, которому противодействует постепенное увеличение скорости синтеза. Этот процесс со временем ускоряется, поскольку ядро ​​постепенно уплотняется. По оценкам, за последние четыре с половиной миллиарда лет Солнце стало на 30% ярче.[11] и будет продолжать увеличиваться в яркости на 1% каждые 100 миллионов лет.[12]

Передача энергии

Высокоэнергетический фотоны (гамма излучение ), высвобождаемые в реакциях слияния, попадают на поверхность Солнца косвенными путями. Согласно существующим моделям, случайное рассеяние на свободных электронах в зоне солнечного излучения (зона в пределах 75% солнечного радиуса, где перенос тепла осуществляется излучением) устанавливает шкалу времени диффузии фотонов (или «время прохождения фотонов») от ядра. до внешнего края радиационной зоны примерно 170 000 лет. Оттуда они попадают в конвективную зону (оставшиеся 25% расстояния от центра Солнца), где преобладающий процесс переноса сменяется конвекцией, и скорость, с которой тепло распространяется наружу, становится значительно выше.[13]

В процессе передачи тепла от ядра к фотосфере каждый гамма-фотон в ядре Солнца преобразуется во время рассеяния в несколько миллионов фотонов видимого света перед тем, как уйти в космос. Нейтрино также высвобождаются в результате реакций синтеза в ядре, но в отличие от фотонов они очень редко взаимодействуют с веществом, поэтому почти все они могут немедленно покинуть Солнце. В течение многих лет измерения количества нейтрино, произведенных на Солнце, были намного ниже, чем предсказывали теории, проблема, которая была недавно решена благодаря лучшему пониманию осцилляция нейтрино.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Гарсия, Ра; Turck-Chièze, S; Хименес-Рейес, Sj; Бюллетень, Дж; и другие. (Июнь 2007 г.). «Отслеживание режимов солнечной гравитации: динамика солнечного ядра». Наука. 316 (5831): 1591–3. Bibcode:2007Научный ... 316.1591G. Дои:10.1126 / наука.1140598. ISSN  0036-8075. PMID  17478682.
  2. ^ "NASA / Marshall Solar Physics".
  3. ^ сочинение
  4. ^ а б Макдональд, Эндрю; Кенневелл, Джон (2014). «Источник солнечной энергии». Бюро метеорологии. Содружество Австралии.
  5. ^ Таблица температур, плотностей мощности, светимости по радиусу на Солнце В архиве 2001-11-29 в Библиотека Конгресса Интернет-архивы
  6. ^ Карл С. Крушельницкий (17 апреля 2012 г.). «Великие моменты в науке доктора Карла: ленивое солнце менее энергично, чем компост». Австралийская радиовещательная корпорация. Получено 25 февраля 2014.
  7. ^ см. стр. 54 и 55
  8. ^ Видеть В архиве 2001-11-29 в Библиотека Конгресса Интернет-архивы
  9. ^ Паскаль Эренфройнд; и др., ред. (2004). Астробиология: перспективы на будущее. Дордрехт [u.a.]: Kluwer Academic. ISBN  978-1-4020-2304-0. Получено 28 августа 2014.
  10. ^ Эти времена взяты из: Byrne, J. Нейтроны, ядра и вещество, Dover Publications, Минеола, Нью-Йорк, 2011 г., ISBN  0486482383, стр.8.
  11. ^ Эволюция Солнца
  12. ^ Земля не умрет так скоро, как предполагалось
  13. ^ Миталас, Р. и Силлс, К. Р. "О шкале времени диффузии фотонов для Солнца" http://adsabs.harvard.edu/full/1992ApJ...401..759M

внешняя ссылка