Słońce – najbardziej masywny obiekt w Układzie Słonecznym – to a populacja I żółty karzeł gwiazda. Znajduje się na cięższym końcu swojej klasy gwiazd, a status I populacji oznacza, że zawiera ciężkie pierwiastki. Jedynymi pierwiastkami w rdzeniu są jednak wodór i hel; wodór jest paliwem dla reakcji syntezy jądrowej, które w sposób ciągły wytwarzają hel i energię. Obecnie słońce spaliło około połowy swojego paliwa.
Jak powstało słońce
Według hipoteza mgławicowaSłońce powstało w wyniku grawitacyjnego zapadania się mgławicy – dużej chmury kosmicznego gazu i pyłu. Ponieważ chmura ta przyciągała coraz więcej materii do swojego jądra, zaczęła się obracać wokół osi, a centrum część zaczęła się nagrzewać pod ogromnym ciśnieniem wytworzonym przez dodawanie coraz większej ilości kurzu i gazy. W krytycznej temperaturze – 10 milionów stopni Celsjusza (18 milionów stopni Fahrenheita) – rdzeń uległ zapłonowi. Fuzja wodoru w hel wytworzyła ciśnienie zewnętrzne, które przeciwdziałało grawitacji, aby wytworzyć stan stacjonarny, który naukowcy nazywają „sekwencją główną”.
Wnętrze Słońca
Słońce wygląda jak bezkształtna żółta kula z Ziemi, ale ma dyskretne warstwy wewnętrzne. Centralny rdzeń, który jest jedynym miejscem, w którym zachodzi fuzja jądrowa, rozciąga się na promień 138 000 kilometrów (86 000 mil). Poza tym strefa radiacyjna rozciąga się prawie trzy razy dalej, a strefa konwekcyjna sięga fotosfery. W promieniu 695 000 kilometrów (432 000 mil) od centrum jądra fotosfera jest najgłębszą warstwą, którą astronomowie mogą bezpośrednio obserwować i jest najbliżej powierzchni Słońca.
Promieniowanie i konwekcja
temperatura w jądrze słońca wynosi około 15 milionów stopni Celsjusza (28 milionów stopni Fahrenheita), czyli prawie 3000 razy więcej niż na powierzchni. Rdzeń jest 10 razy gęstszy od złota lub ołowiu, a ciśnienie wynosi 340 miliardów razy ciśnienie atmosferyczne na powierzchni Ziemi. Rdzeń i strefy radiacyjne są tak gęste, że fotony wytworzone w wyniku reakcji w jądrze potrzebują miliona lat, aby dotrzeć do warstwy konwekcyjnej. Na początku tej półprzezroczystej warstwy temperatury ochłodziły się wystarczająco, aby cięższe pierwiastki, takie jak węgiel, azot, tlen i żelazo, mogły zachować swoje elektrony. Cięższe pierwiastki zatrzymują światło i ciepło, a warstwa ostatecznie „wrze”, przenosząc energię na powierzchnię przez konwekcję.
Reakcje fuzji w rdzeniu
Fuzja wodoru z helem w jądrze Słońca przebiega w czterech etapach. W pierwszym dwa jądra wodoru – lub protony – zderzają się, tworząc deuter – formę wodoru z dwoma protonami. W wyniku reakcji powstaje pozyton, który zderza się z elektronem, wytwarzając dwa fotony. W trzecim etapie jądro deuteru zderza się z innym protonem, tworząc hel-3. W czwartym etapie zderzają się dwa jądra helu-3, tworząc hel-4 – najpowszechniejszą formę helu – i dwa wolne protony, aby kontynuować cykl od początku. Energia netto uwalniana podczas cyklu syntezy jądrowej wynosi 26 milionów elektronowoltów.
