Слънцето - най-масивният обект в Слънчевата система - е население I жълта джудже звезда. Той е в по-тежкия край на своя клас звезди и неговият статус I популация означава, че съдържа тежки елементи. Единствените елементи в ядрото обаче са водород и хелий; водородът е горивото за реакции на ядрен синтез, които непрекъснато произвеждат хелий и енергия. В момента слънцето е изгорило около половината от горивото си.
Как се формира Слънцето
Според мъглява хипотеза, слънцето възникна в резултат на гравитационния колапс на мъглявина - голям облак от космически газ и прах. Тъй като този облак привличаше все повече и повече материя в сърцевината си, той започна да се върти по ос и по централната част започна да се нагрява под огромния натиск, създаден от добавянето на все повече прах и газове. При критична температура - 10 милиона градуса по Целзий (18 милиона градуса по Фаренхайт) - сърцевината се запали. Сливането на водород в хелий създава външно налягане, което противодейства на гравитацията, за да създаде стабилно състояние, което учените наричат „основната последователност“.
Вътрешността на слънцето
Слънцето изглежда като безлично жълто кълбо от Земята, но има отделни вътрешни слоеве. Централното ядро, което е единственото място, където се случва ядрен синтез, се простира в радиус от 138 000 километра (86 000 мили). Освен това радиационната зона се простира почти три пъти по-далеч и конвективната зона достига до фотосферата. В радиус от 695 000 километра (432 000 мили) от центъра на ядрото, фотосферата е най-дълбокият слой, който астрономите могат да наблюдават директно, и е най-близо слънцето до повърхността.
Излъчване и конвекция
The температура в ядрото на слънцето е около 15 милиона градуса по Целзий (28 милиона градуса по Фаренхайт), което е почти 3000 пъти по-високо от повърхността. Ядрото е 10 пъти по-плътно от златото или оловото и налягането е 340 милиарда пъти атмосферното налягане на повърхността на Земята. Ядрото и радиационните зони са толкова плътни, че фотоните, получени от реакции в сърцевината, отнемат милион години, за да достигнат конвективния слой. В началото на този полупрозрачен слой температурите са се охладили достатъчно, за да позволят на по-тежките елементи като въглерод, азот, кислород и желязо да задържат своите електрони. По-тежките елементи улавят светлината и топлината и слоят в крайна сметка "кипи", пренасяйки енергия на повърхността чрез конвекция.
Реакции на синтез в сърцевината
Сливането на водород с хелий в слънчевото ядро протича на четири етапа. В първата две водородни ядра - или протони - се сблъскват, за да произведат деутерий - форма на водород с два протона. В реакцията се получава позитрон, който се сблъсква с електрон, за да се получат два фотона. На третия етап ядрото на деутерия се сблъсква с друг протон, образувайки хелий-3. На четвъртия етап две ядра хелий-3 се сблъскват, за да произведат хелий-4 - най-често срещаната форма на хелий - и два свободни протона, за да продължат цикъла от самото начало. Нетната енергия, освободена по време на цикъла на синтез, е 26 милиона електронволта.
