내부난방
Internal heating |
내열은 별, 갈색 왜성, 행성, 달, 왜성과 같은 천체 내부의 열원이고, (태양계 초기 역사에서) 베스타와 같은 소행성들까지도 중력에 의해 수축(켈빈–)에 의한 수축에서 비롯된다.헬름홀츠 메커니즘), 핵융합, 조력난방, 노심고체화(융해된 코어 물질이 응고되면서 방출되는 핵융합 열), 방사성 붕괴. 내부 난방의 양은 질량에 따라 달라진다. 물체가 질량이 클수록 내부 열이 더 많이 발생한다. 또한 주어진 밀도의 경우 질량 대 표면적 비율이 더 크므로 내부 열의 보존도 더 크다. 내부 난방은 천체를 따뜻하고 활동적으로 유지시켜 준다.
작은 천체
태양계 초기 역사에서 몇 백만 년(알루미늄-26, 철-60 등)의 순서에 따라 반감기를 가지는 방사성 동위원소는 충분히 풍부하여 위에 언급한 베스타와 같은 일부 달과 소행성의 내부 용융을 일으키기에 충분한 열을 발생시켰다. 이러한 방사성 동위원소가 미미한 수준으로 부패한 후, 수명이 긴 방사성 동위원소(칼륨-40, 토륨-232, 우라늄-235, 우라늄-238 등)에 의해 발생되는 열은 조력난방과 같은 내부난방의 대체원이 없는 한 이러한 몸을 녹여두기에 부족했다. 따라서 내부 난방의 대체 원천이 없는 지구의 달은 이제 지질학적으로 죽은 반면, 충분한 조력난방(또는 적어도 최근에 조력난방)과 방사능난방이 남아 있는 엔셀라두스만큼 작은 달은 능동적이고 직접적으로 감지할 수 있는 극저온증을 유지할 수 있다.
행성
지구 행성
지구 행성 내의 내부 난방은 지각과 화산 활동에 힘을 실어준다. 태양계에 있는 지구 행성들 중에서, 지구는 가장 거대하기 때문에 내부 난방을 가장 많이 한다. 수성과 화성은 각각 지구 질량의 5와 11%에 불과하기 때문에 내부 난방의 가시적 표면적 영향이 지속되는 것은 아니다; 그들은 거의 "지리학적으로 죽은" 것이다. (그러나 수성의 자기장과 화성의 지질학적 역사를 보라) 더 거대해진 지구는 내부 난방이 판구조와 화산을 촉진하기에 충분한 질량 대 표면적 비율을 가지고 있다.
가스 거인
거대 가스 회사들은 질량이 크고 압축성이 높아 중력 수축으로부터 더 많은 에너지를 얻을 수 있기 때문에 지구 행성보다 내부 난방이 훨씬 더 크다. 태양계에서 가장 거대한 행성인 목성은 내부 난방이 가장 많고, 코어 온도는 36,000K로 추정된다. 태양계의 외부 행성의 경우, 태양계의 날씨에 전력을 공급하는 태양 대신 내부 난방이 날씨와 바람을 발전시킨다. 가스 거대 행성 내의 내부 난방은 유효 온도보다 높은 온도를 올린다. 목성의 경우, 이것은 주어진 유효 온도보다 40K를 더 따뜻하게 만든다. 외부와 내부 난방의 결합(조력난방과 전자기난방의 결합일 수도 있음)은 자신의 별(뜨거운 주피터)에 매우 가까운 궤도를 도는 거대한 행성을 '퍼피 행성'(외부난방 자체로는 충분하지 않다고 생각됨)으로 만드는 것으로 생각된다.
갈색 왜성
갈색 왜성은 가스 대기업보다 내부 난방이 크지만 별만큼 대단하지는 않다. 갈색 왜성(초기에는 중력 수축에 의해 발생) 내의 내부 가열은 중수소와 헬륨의 융합을 점화시켜 지속시킬 수 있을 정도로 훌륭하며, 가장 큰 갈색 왜성에 대해서는 리튬과 수소의 융합을 점화시켜 지속시키기에 충분하지만 수소의 융합을 그 자체로 지속하지는 않는다. 가스 대기업처럼 갈색 왜성은 내부 난방에 의해 날씨와 바람을 얻을 수 있다. 갈색 왜성은 주계열성과는 달리 중심부에서 수소-1 핵융합 반응을 지속할 만큼 충분히 크지 않은 부등성 물체다. 갈색 왜성은 가장 무거운 가스 거성과 가장 가벼운 항성 사이의 질량 범위를 차지하며, 상한은 약 75 - 80 목성 질량(MJ)이다. 약 13 MJ보다 무거운 갈색 왜성은 중수소와 약 65 MJ 이상의 왜성은 리튬을 융합하는 것으로 생각된다.
별들
(중력 수축의 초기 단계 이후) 항성 내부의 난방이 너무 커서 (그 자체로) 수소의 열핵반응을 발화시켜 지속시켜 헬륨을 형성하고, 더 무거운 원소를 만들 수 있다(별성 핵합성 참조). 예를 들어 태양은 13600,000 K의 중심 온도를 가지고 있다. 별들이 거대하고 오래될수록 내부 난방은 더 심하다. 항성의 라이프사이클이 끝나는 동안, 연속적인 핵융합 연료가 소비됨에 따른 노심 구성의 변화 및 그에 따른 수축(잔존 연료의 더 빠른 소비와 함께)으로 인해 항성의 내부 난방이 급격히 증가한다. 항성의 질량에 따라, 중심부는 헬륨(탄소와 산소를 형성하고 무거운 원소의 흔적을 형성함)을 융합할 수 있을 만큼 충분히 뜨거워질 수 있으며, 충분한 질량의 항성은 심지어 더 무거운 원소의 많은 양이 될 수 있다. 철과 니켈보다 무거운 원소를 생산하는 핵융합은 더 이상 에너지를 생산하지 않으며, 이러한 원소를 생산하는 데 필요한 온도에 도달하기에 충분한 질량의 항성 코어가 너무 커서 안정적인 백색 왜성을 형성할 수 없기 때문에, 핵 붕괴 초신성은 질량에 따라 중성자 별이나 블랙홀을 생성하게 된다. 붕괴로 생성된 열은 중성자 항성 내에 갇혀 있고 표면적이 작기 때문에 천천히 빠져나갈 뿐이다. 블랙홀에서는 열을 전혀 낼 수 없다(그러나 호킹 방사선 참조).
