Soarele - cel mai masiv obiect din sistemul solar - este un populația I stea pitică galbenă. Se află la capătul mai greu al clasei sale de stele, iar statutul său de populație I înseamnă că conține elemente grele. Singurele elemente din nucleu sunt totuși hidrogenul și heliul; hidrogenul este combustibilul pentru reacțiile de fuziune nucleară care produc în mod continuu heliu și energie. În prezent, soarele a ars aproximativ jumătate din combustibilul său.
Cum s-a format Soarele
In conformitate cu ipoteza nebulară, Soarele a luat ființă ca urmare a prăbușirii gravitaționale a unei nebuloase - un nor mare de gaz spațial și praf. Pe măsură ce acest nor a atras din ce în ce mai multă materie către miezul său, a început să se rotească pe o axă și pe centrală parte a început să se încălzească sub presiunile enorme create de adăugarea de tot mai mult praf și gaze. La o temperatură critică - 10 milioane de grade Celsius (18 milioane de grade Fahrenheit) - nucleul s-a aprins. Fuziunea hidrogenului în heliu a creat o presiune exterioară care contracara gravitația pentru a produce o stare stabilă pe care oamenii de știință o numesc „secvența principală”.
Interiorul Soarelui
Soarele arată ca un glob galben fără cusur de pe Pământ, dar are straturi interne discrete. Nucleul central, care este singurul loc în care se produce fuziunea nucleară, se extinde pe o rază de 138.000 de kilometri (86.000 de mile). Dincolo de aceasta, zona radiativă se extinde de aproape trei ori mai mult, iar zona convectivă ajunge la fotosferă. La o rază de 695.000 de kilometri (432.000 de mile) de centrul nucleului, fotosfera este cel mai adânc strat pe care astronomii îl pot observa direct și este cel mai aproape de soare de o suprafață.
Radiații și convecție
temperatura din miezul soarelui este de aproximativ 15 milioane de grade Celsius (28 de milioane de grade Fahrenheit), care este cu aproape 3.000 de ori mai mare decât la suprafață. Miezul este de 10 ori mai dens decât aurul sau plumbul, iar presiunea este De 340 miliarde de ori presiunea atmosferică de pe suprafața Pământului. Miezul și zonele radiative sunt atât de dense încât fotonii produși de reacțiile din miez durează un milion de ani pentru a ajunge la stratul convectiv. La începutul stratului semi-opac, temperaturile s-au răcit suficient pentru a permite elementelor mai grele, cum ar fi carbonul, azotul, oxigenul și fierul să își păstreze electronii. Elementele mai grele captează lumina și căldura, iar stratul în cele din urmă „fierbe”, transferând energia la suprafață prin convecție.
Reacții de fuziune la bază
Fuziunea hidrogenului cu heliu în miezul soarelui se desfășoară în patru etape. În primul, doi nuclei de hidrogen - sau protoni - se ciocnesc pentru a produce deuteriu - o formă de hidrogen cu doi protoni. Reacția produce un pozitron, care se ciocnește cu un electron pentru a produce doi fotoni. În a treia etapă, nucleul deuteriu se ciocnește cu un alt proton pentru a forma heliu-3. În a patra etapă, doi nuclei de heliu-3 se ciocnesc pentru a produce heliu-4 - cea mai comună formă de heliu - și doi protoni liberi pentru a continua ciclul de la început. Energia netă eliberată în timpul ciclului de fuziune este de 26 de milioane de electroni volți.
