Mở trình đơn chính

Các lõi của mặt trời được coi là mở rộng từ trung tâm đến khoảng 0,2-0,25 của bán kính mặt trời. [1] Đây là phần nóng nhất của Mặt trời và Hệ mặt trời. Nó có mật độ 150 g / cm 3 (gấp 150 lần mật độ nước lỏng) ở trung tâm và nhiệt độ 15 triệu kelvins (15 triệu độ C, 27 triệu độ F). [2] Lõi được làm từ plasma nóng, đậm đặc (ion và electron), ở áp suất ước tính là 265 tỷ bar (3,84 nghìn tỷ psi hoặc 26,5 peta pascals(PPa)) tại trung tâm. Do phản ứng tổng hợp, thành phần của plasma mặt trời giảm từ 68 II70% hydro theo khối lượng ở lõi ngoài, xuống còn 33% hydro ở lõi / trung tâm Mặt trời.

Lõi bên trong 0,20 của bán kính mặt trời chứa 34% khối lượng của Mặt trời, nhưng chỉ bằng 3,4% thể tích của Mặt trời. Bên trong bán kính 0,24 là lõi tạo ra 99% năng lượng nhiệt hạch của Mặt trời. Có hai phản ứng khác nhau trong đó bốn hạt nhân hydro cuối cùng có thể dẫn đến một hạt nhân helium: phản ứng chuỗi proton-proton - chịu trách nhiệm cho hầu hết năng lượng được giải phóng của Mặt trời - và chu trình CNO.

Thành phầnSửa đổi

Mặt trời trong bầu trời có khoảng 73 cường74% theo khối lượng hydro, là thành phần tương tự như bầu khí quyển của Sao Mộc, và thành phần nguyên thủy của hydro và heli khi hình thành sao sớm nhất sau Vụ nổ lớn. Tuy nhiên, khi độ sâu vào Mặt trời tăng lên, phản ứng tổng hợp làm giảm tỷ lệ hydro. Đi vào bên trong, phần khối lượng hydro bắt đầu giảm nhanh sau khi đạt được bán kính lõi (vẫn còn khoảng 70% tại bán kính 25% bán kính của Mặt trời) và bên trong này, phần hydro giảm nhanh khi lõi đi qua, cho đến khi nó đạt mức thấp khoảng 33% hydro, tại tâm của Mặt trời (bán kính bằng không). [3] Tất cả trừ 2% khối lượng plasma còn lại (nghĩa là 65%) là helium, ở trung tâm của Mặt trời.

Chuyển đổi năng lượngSửa đổi

Khoảng 3,7 × 10 38 proton (hạt nhân hydro), hoặc khoảng 600 triệu tấn hydro, được chuyển đổi thành hạt nhân helium mỗi giây giải phóng năng lượng với tốc độ 3,86 × 10 26 joules mỗi giây. [4]

Lõi tạo ra gần như toàn bộ nhiệt của Mặt trời thông qua phản ứng tổng hợp: phần còn lại của ngôi sao được làm nóng bằng cách truyền nhiệt ra ngoài từ lõi. Năng lượng được tạo ra từ phản ứng tổng hợp trong lõi, ngoại trừ một phần nhỏ do neutrino thực hiện, phải truyền qua nhiều lớp kế tiếp đến quang quyển mặt trời trước khi nó thoát ra ngoài không gian dưới dạng ánh sáng mặt trời, động năng hoặc nhiệtcủa các hạt. Sự chuyển đổi năng lượng trên mỗi đơn vị thời gian (năng lượng) của phản ứng tổng hợp trong lõi thay đổi theo khoảng cách từ trung tâm mặt trời. Tại trung tâm của Mặt trời, năng lượng nhiệt hạch được ước tính bởi các mô hình là khoảng 276,5 watt / m 3. [5]Mặc dù nhiệt độ cao, mật độ tạo ra năng lượng cực đại của lõi tổng thể tương tự như một đống phân ủ hoạt động và thấp hơn mật độ năng lượng được tạo ra bởi quá trình trao đổi chất của một người trưởng thành. Mặt trời nóng hơn nhiều so với đống phân ủ do khối lượng khổng lồ của Mặt trời. [6]

Các đầu ra công suất thấp xảy ra bên trong lõi nhiệt hạch của Mặt trời cũng có thể gây ngạc nhiên, khi xem xét công suất lớn có thể dự đoán bằng một ứng dụng đơn giản của định luật Stefan Muff Boltzmanncho nhiệt độ từ 10 đến 15 triệu kelvins. Tuy nhiên, các lớp của Mặt trời đang tỏa ra các lớp bên ngoài chỉ có nhiệt độ thấp hơn một chút và chính sự khác biệt về năng lượng bức xạ giữa các lớp quyết định việc tạo và truyền năng lượng ròng trong lõi mặt trời.

Ở 19% bán kính mặt trời, gần rìa lõi, nhiệt độ khoảng 10 triệu kelvins và mật độ năng lượng nhiệt hạch là 6,9 W / m 3, chiếm khoảng 2,5% giá trị tối đa tại trung tâm năng lượng mặt trời. Mật độ ở đây là khoảng 40 g / cm 3, hoặc khoảng 27% so với trung tâm. [7] Khoảng 91% năng lượng mặt trời được sản xuất trong bán kính này. Trong vòng 24% bán kính ("lõi" bên ngoài theo một số định nghĩa), 99% năng lượng của Mặt trời được tạo ra. Vượt quá 30% bán kính mặt trời, nơi nhiệt độ là 7 triệu K và mật độ đã giảm xuống 10 g / cm 3, tốc độ hợp hạch gần như không. [8] Có hai phản ứng riêng biệt trong đó hạt nhân 4 H cuối cùng có thể dẫn đến một hạt nhân He: "phản ứng chuỗi proton-proton" và "(xem bên dưới) Phản ứng đầu tiên trong đó hạt nhân 4 H cuối cùng có thể tạo ra một hạt nhân He được gọi là chuỗi proton-proton, là: [1][2]  Chuỗi phản ứng này được cho là quan trọng nhất trong lõi mặt trời. Thời gian đặc trưng cho phản ứng đầu tiên là khoảng một tỷ năm ngay cả ở mật độ và nhiệt độ cao của lõi, do sự cần thiết của lực yếu gây ra sự phân rã beta trước khi các hạt nhân có thể tuân thủ (điều này hiếm khi xảy ra trong thời gian chúng chui vào nhau, để đủ gần để làm như vậy). Thời gian mà deuterium và helium-3 trong các phản ứng tiếp theo kéo dài, ngược lại, chỉ khoảng 4 giây và 400 năm. Những phản ứng sau này tiến hành thông qua lực hạt nhân và do đó nhanh hơn nhiều. [10] Tổng năng lượng được giải phóng bởi các phản ứng này khi biến 4 nguyên tử hydro thành 1 nguyên tử helium là 26,7 MeV.

Chu trình CNOSửa đổi

Bài chi tiết: chu trình CNO

Chuỗi phản ứng thứ hai, trong đó hạt nhân 4 H cuối cùng có thể tạo ra một hạt nhân He được gọi là chu trình CNO tạo ra ít hơn 10% tổng năng lượng mặt trời. Điều này liên quan đến các nguyên tử carbon không được tiêu thụ trong quá trình tổng thể. Các chi tiết của chu trình CNO này như sau:

  Quá trình này có thể được hiểu rõ hơn bởi hình ảnh bên phải, bắt đầu từ đỉnh theo chiều kim đồng hồ.

Cân bằngSửa đổi

Tốc độ tổng hợp hạt nhân phụ thuộc mạnh vào mật độ. [ cần dẫn nguồn ] Do đó, tốc độ tổng hợp trong lõi ở trạng thái cân bằng tự điều chỉnh: tốc độ tổng hợp cao hơn một chút sẽ khiến lõi nóng lên nhiều hơn và giãn ra một chút so với trọng lượng của các lớp bên ngoài. [ cần dẫn nguồn ] Điều này sẽ làm giảm tốc độ nhiệt hạch và điều chỉnh nhiễu loạn; và tốc độ thấp hơn một chút sẽ làm cho lõi nguội đi và co lại một chút, làm tăng tốc độ nhiệt hạch và một lần nữa đưa nó trở lại mức hiện tại. [ cần dẫn nguồn ]

Tuy nhiên, Mặt trời dần trở nên nóng hơn trong thời gian trên chuỗi chính, bởi vì các nguyên tử helium trong lõi đậm đặc hơn các nguyên tử hydro mà chúng được hợp nhất từ ​​đó. Điều này làm tăng áp lực hấp dẫn lên lõi, được chống lại bởi sự gia tăng dần dần tốc độ xảy ra phản ứng tổng hợp. Quá trình này tăng tốc theo thời gian khi lõi dần trở nên dày đặc hơn. Người ta ước tính rằng Mặt trời đã trở nên sáng hơn 30% trong bốn tỷ năm rưỡi qua [11] và sẽ tiếp tục tăng độ sáng thêm 1% sau mỗi 100 triệu năm.

Truyền năng lượngSửa đổi

Các photon năng lượng cao (tia gamma) được giải phóng trong các phản ứng nhiệt hạch có những đường dẫn gián tiếp đến bề mặt của Mặt trời. Theo các mô hình hiện tại, sự tán xạ ngẫu nhiên từ các electron tự do trong vùng bức xạ mặt trời (vùng nằm trong 75% bán kính mặt trời, nơi truyền nhiệt bằng bức xạ) đặt thang đo thời gian khuếch tán photon (hay "thời gian di chuyển photon") từ lõi đến rìa ngoài của vùng bức xạ vào khoảng 170.000 năm. Từ đó, chúng băng qua khu vực đối lưu (25% khoảng cách còn lại từ trung tâm Mặt trời), nơi quá trình chuyển giao chiếm ưu thế chuyển sang đối lưu và tốc độ di chuyển ra ngoài trở nên nhanh hơn đáng kể. [13]

Trong quá trình truyền nhiệt từ lõi sang quang quyển, mỗi tia gamma trong lõi Mặt trời được chuyển đổi trong quá trình tán xạ thành vài triệu photon ánh sáng khả kiến ​​trước khi thoát ra ngoài không gian. Neutrino cũng được giải phóng bởi các phản ứng nhiệt hạch trong lõi, nhưng không giống như các photon, chúng rất hiếm khi tương tác với vật chất, vì vậy hầu như tất cả đều có thể thoát khỏi Mặt trời ngay lập tức. Trong nhiều năm, số lượng neutrino được tạo ra trong Mặt trời thấp hơn nhiều so với các lý thuyết dự đoán, một vấn đề gần đây đã được giải quyết thông qua sự hiểu biết tốt hơn về dao động neutrino.

Xem thêm [ chỉnh sửa nguồn ]Sửa đổi

Tham khảoSửa đổi

  1. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên australia
  2. ^ Pascale Ehrenfreund và đồng nghiệp biên tập (2004). Astrobiology: future perspectives. Dordrecht [u.a.]: Kluwer Academic. ISBN 978-1-4020-2304-0. Truy cập ngày 28 tháng 8 năm 2014.