• Home
  • Kemi
  • Astronomien
  • Energi
  • Naturen
  • Biologi
  • Fysik
  • Elektronik
  • Fakta om solarna Core

    Solen - det mest massiva objektet i solsystemet - är en befolkning som jag är gul dvärgstjärna. Det ligger i den tyngre delen av sin klass av stjärnor, och dess befolkning I status betyder att den innehåller tunga element. De enda elementen i kärnan är emellertid väte och helium; väte är bränslet för kärnfusionsreaktioner som kontinuerligt producerar helium och energi. För närvarande har solen bränt omkring hälften av sitt bränsle.

    Hur solen bildades

    Enligt nebulärhypotesen kom solen till följd av gravitationens fall i en nebula - Ett stort moln av rymdgas och damm. När detta moln lockade mer och mer materia till sin kärna, började det att rotera på en axel och den centrala delen började värmas upp under det enorma tryck som skapades genom tillsatsen av mer och mer damm och gaser. Vid en kritisk temperatur - 10 miljoner grader Celsius (18 miljoner grader Fahrenheit) - kärnan antändes. Sammansmältningen av väte i helium skapade ett yttre tryck som motverkade tyngdkraften för att producera ett stadigt tillstånd som forskare kallar "huvudsekvensen."

    Solens inredning

    Solen ser ut som en featurlös gul orb från jorden, men den har diskreta inre lager. Den centrala kärnan, som är det enda stället som kärnfusion sker, sträcker sig till en radius av 138 000 kilometer (86 000 mil). Utöver det sträcker sig strålningszonen nästan tre gånger så långt och den konvektiva zonen når till fotosfären. I en rad av 695 000 kilometer från kärnans mitt är fotosfären det djupaste lag som astronomer kan observera direkt och är närmast solen har en yta.

    Strålning och konvektion < Temperaturen vid solens kärna är cirka 15 miljoner grader Celsius, vilket är nästan 3000 gånger högre än vid ytan. Kärnan är 10 gånger så tät som guld eller bly, och trycket är 340 miljarder gånger atmosfärstrycket på jordens yta. Kärn- och strålningszoner är så täta att fotoner som produceras av reaktioner i kärnan tar miljontals år för att nå det konvektiva skiktet. I början av det halvopaka lagret har temperaturerna kyldt tillräckligt för att tillåta tyngre element, såsom kol, kväve, syre och järn för att behålla sina elektroner. De tyngre elementen fäller ljus och värme, och skiktet slutligen "kokar", överför energi till ytan genom konvektion.

    Fusionsreaktioner vid kärna

    Fusion av väte till helium i solens kärna fortsätter i fyra steg. I det första kollideras två vätekärnor - eller protoner - för att producera deuterium - en form av väte med två protoner. Reaktionen producerar en positron, som kolliderar med en elektron för framställning av två fotoner. I det tredje steget kolliderar deuteriumkärnan med ett annat proton för att bilda helium-3. I det fjärde stadiet kolliderar två helium-3-kärnor för att producera helium-4 - den vanligaste formen av helium- och två fria protoner för att fortsätta cykeln över från början. Netto energi som släpptes under fusionscykeln är 26 miljoner elektronvolt.

    © Vetenskap http://sv.scienceaq.com