태양핵

태양의 중심부는 태양 반경의 약 0.2에서 0.25까지 확장되는 것으로 간주된다.^[1] 태양과 태양계의 가장 뜨거운 부분이다. 중앙의 밀도는 150g³/cm이며, 온도는 1500만 켈빈(섭씨 1500만, 화씨 2700만)이다.^[2]

중심핵은 뜨겁고 밀도가 높은 플라즈마(이온과 전자)로 이루어져 있으며, 중심부의 압력은 2650억 바(3조 8400억 psi 또는 26.5 petapascals(PPA))로 추정된다.^[3] 핵융합으로 인해 태양열 플라즈마의 구성은 외부 핵에서 질량 기준 68~70%의 수소에서 코어/태양 중심에서 34%의 수소로 떨어진다.^[4]

태양 반지름의 0.20 내부 핵은 태양 질량의 34%를 포함하고 있지만 태양 부피의 0.8%에 불과하다. 0.24 태양 반지름 안에는 태양의 핵융합 에너지의 99%를 생성하는 핵이 있다. 네 개의 수소 핵이 결국 하나의 헬륨 핵으로 귀결될 수 있는 두 가지 뚜렷한 반응이 있다: 태양 방출 에너지의 대부분을 담당하는 양성자-양성자 연쇄 반응과 CNO 사이클이다.

구성

광권의 태양은 목성의 대기권과 동일한 성분인 질량수소에 의해 약 73~74%이며 빅뱅 이후 가장 이른 시기에 수소와 헬륨의 원초적 조성이다. 그러나, 태양의 깊이가 증가함에 따라, 핵융합은 수소의 분율을 감소시킨다. 내부로 이동하면 코어 반경에 도달한 후 수소 질량 분율이 급격히 감소하기 시작하고(태양 반지름의 25%에 해당하는 반지름에서 여전히 약 70%), 이 내부는 코어가 통과하면서 태양 중심에서 약 33%의 수소에 도달할 때까지 수소 분율이 빠르게 감소한다(라디우스 0).^[5] 나머지 플라스마 질량의 2%를 제외한 모든 물질(즉, 65%)은 태양의 중심에 있는 헬륨이다.

에너지 변환

약 3.7×10³⁸ 양성자(수소핵) 또는 약 6억 톤의 수소가 초당 3.86×10²⁶ 줄의 비율로 에너지를 방출하는 매 초마다 헬륨 핵으로 변환된다.^[6]

핵은 핵융합을 통해 태양의 거의 모든 열을 발생시킨다: 별의 나머지 부분은 핵에서 열이 바깥으로 전달되어 가열된다. 핵에서 핵융합에 의해 생성되는 에너지는 중성미자에 의해 수행되는 작은 부분을 제외하고 태양 광권까지 많은 연속적인 층을 통과하여 이동해야만 태양 광권이 태양빛으로 우주로 탈출하거나, 그렇지 않으면 거대한 입자의 운동 에너지나 열 에너지로 탈피한다. 노심 핵융합 단위시간(전력)당 에너지 변환은 태양 중심으로부터의 거리에 따라 달라진다. 태양의 중심에서 핵융합 에너지는 모델에 의해 약 276.5와트/m로³ 추정된다.^[7] 강렬한 온도에도 불구하고 노심 전체의 최고출력 생성밀도는 활성 퇴비더미와 유사하며, 성인 인간의 신진대사에 의해 생성되는 출력밀도보다 낮다. 태양의 엄청난 부피와 제한된 열전도율 때문에 태양은 퇴비 더미보다 훨씬 더 뜨겁다.^[8]

1000만~1500만 켈빈 온도에 대해 스테판-볼츠만 법칙의 단순한 적용으로 예측할 수 있는 큰 힘을 고려하면 태양의 핵융합 내부에서 발생하는 낮은 출력도 놀랄 수 있다. 그러나 태양의 층은 온도가 약간 낮은 외부 층에 방사하고 있으며, 그것은 태양 중심에서 순발전과 전달을 결정하는 층들 사이의 방사선 전력의 차이다.

중심부 가장자리 부근인 태양 반경의 19%에서 온도는 약 1,000만 켈빈, 핵융합 전력 밀도는 6.9 W/m으로³ 태양 중심부 최대값의 약 2.5%에 달한다. 이곳의 밀도는 약 40g/cm로³ 중심부의 약 27%이다.^[9] 태양 에너지의 약 91%가 이 반경 내에서 생성된다. 반지름의 24% 이내(일부 정의에 의한 외부 "핵심")에서는 태양의 99%의 힘이 생성된다. 온도가 700만K이고 밀도가 10g/cm로³ 떨어진 태양 반지름의 30%를 넘어 핵융합 속도가 거의 0에 가깝다.^[10]

4 H 핵이 결국 하나의 He 핵으로 귀결될 수 있는 두 가지 뚜렷한 반응이 있다: "프로톤-프로톤 연쇄 반응"과 "CNO 사이클"(아래 참조)이다.

양성자-양성자 연쇄반응

4 H 핵이 결국 양성자-프로톤 체인 반응으로 알려진 하나의 He 핵이 될 수 있는 첫 번째 반응은 다음과 같다.^[6][11]

${\displaystyle \left\{{\begin{aligned}&&{}^{1}\!\mathrm {H} +^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{2}\!\mathrm {D} +e^{+}+\nu _{e}\\{\text{then}}&&{}^{2}\!\mathrm {D} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{3}\!\mathrm {He} +\gamma \\{\text{then}}&&{}^{3}\!\mathrm {He} +{}^{3}\\\수학 {He} &\오른쪽 화살표 {}^{4}\!\수학 {He} +{}^{1}\!\수학 {H} +{}^{1}\\수학 {H} \\\\수학}\\\\수학 {H}\\\끝}\riged}\right.}$

이 반응 순서는 태양 중심부에서 가장 중요한 것으로 생각된다. 첫 번째 반응의 특징적인 시간은 핵이 결합할 수 있기 전에 베타 붕괴를 일으키는 약한 힘이 필요하기 때문에 노심의 높은 밀도와 온도에서도 약 10억 년이다. 반면 다음 반응에서 중수소와 헬륨-3가 지속되는 시간은 약 4초 400년이다. 이러한 이후의 반응은 핵력을 통해 진행되며 훨씬 더 빠르다.^[12] 이러한 반응으로 인해 4개의 수소 원자를 1개의 헬륨 원자로 만드는 총 에너지는 26.7 MeV이다.

CNO 사이클

4 H 핵이 결국 하나의 헤 핵이 될 수 있는 두 번째 반응 순서는 CNO 사이클이라고 불리며 전체 태양 에너지의 10% 미만을 생성한다. 이것은 전체 공정에서 소비되지 않는 탄소 원자를 포함한다. 이 CNO 주기의 세부사항은 다음과 같다.

${\displaystyle \left\{{\begin{정렬}&,&{}^{12}\!\mathrm{C}+{}^{1}\!\mathrm{H}&\rightarrow{}^{13}\!\mathrm{N}+\gamma \\{\text{그때}}&&{}^{13}\!\mathrm{N}&\rightarrow{}^{13}\!\mathrm{C}+e^{+}+\nu _{e}\\{\text{그때}}&&{}^{13}\!\mathrm{C}+{}^{1}\!\mathrm{H}&\rightarrow{}^{14}\!\mathrm{N}+\gamma \\.{\text{그때}}&&{}^{14}\!\mathrm{N} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm {O} +\gamma \\{\text{then}}&&{}^{15}\!\mathrm {O} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm {N} +e^{+}+\nu _{e}\\{\text{then}}&&{}^{15}\!\mathrm {N} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{12}\!\mathrm {C} +{}^{4}\\\mathrm {He} +\gamma \\\ended{aigned}\right.}$

이 과정은 오른쪽의 그림에서 시계 방향으로 상단부터 시작하여 더 자세히 이해할 수 있다.

평형

핵융합 속도는 밀도에 크게 좌우된다.^{[citation needed]} 따라서 핵의 핵융합률은 자가 보정 평형 상태에 있다. 핵융합 비율이 약간 높을수록 핵이 더 뜨거워지고 외부 층의 무게에 비해 약간 팽창하게 된다.^{[citation needed]} 이것은 핵융합률을 낮추고 섭동을 교정할 것이다; 그리고 약간 낮은 비율은 핵이 냉각되고 약간 수축하여 핵융합률을 증가시키고 다시 그것을 현재의 수준으로 되돌릴 것이다.^{[citation needed]}

그러나 태양은 중심부의 헬륨 원자들이 그들이 융합된 수소 원자들보다 밀도가 높기 때문에 주계열성 동안 점차적으로 뜨거워진다. 이것은 핵융합이 발생하는 비율의 점진적인 증가에 의해 저항되는 핵의 중력을 증가시킨다. 이 과정은 시간이 지남에 따라 코어의 밀도가 점차 높아지면서 속도가 빨라진다. 태양은 지난 45억 년 동안^[13] 30% 더 밝아졌고 1억 년마다 밝기가 1%씩 계속 증가할 것으로 추정된다.^[14]

에너지 전달

핵융합 반응으로 방출되는 고에너지 광자(감마선)는 태양 표면으로 간접적인 경로를 취한다. 현재 모델에 따르면, 태양 복사 영역의 자유 전자로부터 무작위 산란(태양 반지름의 75% 이내 영역, 방사선에 의한 열 전달)은 중심에서 복사 영역의 바깥쪽 가장자리까지의 광자 확산 시간 척도(또는 "광자 이동 시간")를 약 17만 년으로 설정한다. 거기서 그들은 대류 영역(태양 중심에서 나머지 25%의 거리)으로 건너가는데, 여기서 우세한 전달 과정이 대류로 바뀌고, 열이 바깥으로 이동하는 속도가 상당히 빨라진다.^[15]

중심부에서 광권으로 열이 전달되는 과정에서 태양 중심부의 각 감마 광자는 우주로 탈출하기 전에 가시광선으로 산란하는 동안 변환된다. 중성미자도 중심부의 핵융합 반응에 의해 방출되지만 광자와는 달리 물질과 상호작용을 거의 하지 않기 때문에 거의 모든 사람이 즉시 태양을 벗어날 수 있다. 여러 해 동안 태양에서 생성된 중성미자의 수의 측정은 예측된 이론보다 훨씬 낮았는데, 이 문제는 최근 중성미자 진동에 대한 더 나은 이해를 통해 해결되었다.

참고 항목

• 활성 지역
• 항성핵

참조

외부 링크

• 태양의 핵심에 대한 생생한 설명(사우스웨일즈 대학교(University of South Wales.
• 태양의 중심부(사우스웨일스 대학교)
• 태양의 중심부(University of South Wales)의 온도와 밀도에 대한 애니메이션 설명.