Преглед на кодот на Сончево јадро

{{превод|англиски}}
{{Состав на Сонцето}}

'''Јадрото на Сонцето''' се смета дека се идзолжува од центарот до приближно 0.2 до 0.25 од [[сончев полупречник|сончевиот полупречник]].<ref>{{Наведено списание|doi=10.1126/science.1140598|date=Jun 2007|author=García, Ra|display-authors=4|author2=Turck-Chièze, S|author3=Jiménez-Reyes, Sj|author4=Ballot, J|author5=Pallé, Pl|author6=Eff-Darwich, A|author7=Mathur, S|author8=Provost, J|title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core.|volume=316|issue=5831|pages=1591–3|issn=0036-8075|pmid=17478682|journal=Science|bibcode=2007Sci...316.1591G}}</ref> Јадрото е најжешкиот дел од [[Sun|Сонцето]] и од [[Solar System|Сончевиот Систем]]. Има густина од 150 g/cm³ (150 пати повеќе од густината на [[вода]]та) во центарот, и температура од 15 милиони степени Целзиусови.<ref>{{Наведена мрежна страница |url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |title=архивска копија |accessdate=2015-12-24 |archive-date=2019-03-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |url-status=dead }}</ref> Јадрото на сонцето е составено од [[Plasma (physics)|топол, густ гас во плазмична состојба]] (јони и електрони), под притисок од 265 билиони [[bar (unit)|барови]] (3.84 трилиони [[pounds per square inch|пки]] или 26.5 [[peta-|пета]][[pascal (unit)|паскали]] (ППа)) во центарот.

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

==Претворање на енергија ==

Приближно 3.6{{e|38}} [[протон]]и (водородни јадра) се претвораат во [[helium nuclei|хелиумски јадра]] секоја секунда испуштајќи енергија со брзина од3.86{{e|26}} џули во секунда.<ref name=australia>{{Наведена мрежна страница|last1=McDonald|first1=Andrew|last2=Kennewell|first2=John|title=The Source of Solar Energy|website=Bureau of Meteorology|publisher=Commonwealth of Australia|date=2014}}</ref>

Јадрото ја произведува 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 [[solar photosphere|Сончевата фотосфера]] пред да излезе во вселената како [[Сончева 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 предвид големата моќност која може да се одреди преку едноставна примена на [[Stefan–Boltzmann law|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 сончево јадро.

На 19% од сончевото јадро, блиску до работ на јадрото, температурите се околу 10 милиони келвини и густината на фузиската моќност е 6.9&nbsp;W/м<sup>3</sup>, што е околу 2.5% од максималната вредност на Сончевиот центар. Густината таму е околу 40&nbsp;g/cм<sup>3</sup>, или приближно 27% од таа на центарот.<ref>{{Наведена мрежна страница |url=http://www.iiap.res.in/kodsch/Lectures/SBasu/kodaikanal.pdf |title=see p 54 and 55 |accessdate=2015-12-24 |archive-date=2015-09-24 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150924033717/http://www.iiap.res.in/kodsch/Lectures/SBasu/kodaikanal.pdf |url-status=dead }}</ref> Околу 91% од Сончевата енергија се произведува во овој полупречник. Во 24% од полупречникот (надворешното "јадро" според некои дефиниции), 99% од Сончевата моќност се произведува. Преку 30% од Сончевиот полупречник, каде температурата е 7 милиони келвини и густина од 10&nbsp;g/cм<sup>3</sup> брзината на фусија е скоро нула.<ref>{{Наведена мрежна страница |url=http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html |title=See |accessdate=2015-12-24 |archive-date=2001-11-29 |archive-url=http://webarchive.loc.gov/all/20011129122524/http%3A//fusedweb%2Ellnl%2Egov/cpep/chart_pages/5%2Eplasmas/sunlayers%2Ehtml |url-status=dead }}</ref> Има две различни реакции каде 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро: "протонско-протонска верижна реакција" и "CNO циклусот".

[[File:Fusion in the Sun.svg|thumb|upright|[[Proton-proton chain reaction]]]]
=== Протонско-протонска реакција ===
{{Главна|Протонско-протонска реакција}}

Првата реакција во која 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро е позната под името [[протонско-протонска реакција]], е:<ref name="australia"/><ref>{{Наведена книга |editor=Pascale Ehrenfreund |display-editors=etal |title=Astrobiology: future perspectives|date=2004|publisher=Kluwer Academic|location=Dordrecht [u.a.]|isbn=1402023049|url=https://books.google.com/books?id=UdnJoHeUP0YC|accessdate=28 August 2014}}</ref>

<math>\left\{\begin{align}
            &&{}^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{align}\right.</math>

Оваа реакциона секвенца е најважна во сончево јадро. Карактеристичното време за првата реакција е околу еден билион години дури и покрај големите густини и високите температури во јадрото , поради неопходноста на [[weak force|слабата сила]] да предизвикува бета распаѓање пред нуклеоните да можат да се спојат. Овие рекации подоцна продолжуваат преку [[nuclear force|јадрената сила]] и се многу побрзи.<ref>These times come from: Byrne, J. ''Neutrons, Nuclei, and Matter'', Dover Publications, Mineola, New York, 2011, ISBN 0486482383, p 8.</ref> Целосната енергија испуштена од овие реакции е 26.7 MeV.

=== CNO циклус ===
{{Главна|CNO cycle}}
[[File:CNO Cycle.svg|thumb|right|200 px|[[CNO cycle]]]]

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

<math>\left\{\begin{align}
            &&{}^{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{align}\right.</math>

== Рамнотежа ==

Брзината од јадреното соединување зависи од густината. Од тука имаме дека, брзината на соединувањето во јадрото е во само-одржувачка рамнотежа: повисока брзина на соединување би предизвикала јадрото да се загрее повеќе и да се [[топлинско ширење|прошири]] блиску до [[тежина]]та на надворешните слоеви. Ова би ја намалила брзината на соединување, малку помалата брзина би предизвикала јадрото да се олади и да се смали, потоа зголемувајки ја брзината на соединување и повторно враќајќи 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 гравитацискиот притисок на јадрото што е попречен од постепеното зголемување на брзината на соединување. Овој процес се забрзува со текот на времето како што јадрото станува потешко.

== Пренос на енергија ==

Фисоко енергетските [[фотон]]и ([[гама-зраци]]) испуштени од фузиската реакција земаат индиректен пат до површината на Сонцето. Според сегашните модели, случајно распрскување од слободните електрони во сончевата 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 [[струевит слој|струевитиот слој]], каде доминантниот трансфер процес преминува во струевит и брзината со која топлината се движи нанадвор се зголемува значително.

== Наводи ==

== Надворешни врски ==
* [http://alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html#/core Animated explanation of the core of the Sun] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20151116133527/http://alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html#/core |date=2015-11-16 }} (University of South Wales).
* [http://alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html#/coretempden Animated explanation of the temperature and density of the core of the Sun] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20151116133527/http://alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html#/coretempden |date=2015-11-16 }} (University of South Wales).

{{The Sun|state=uncollapsed}}
{{Star}}

[[Категорија:Сонце|Јадро]]