Solar kjerne

Solkjernen er den innerste delen av solen , og har følgelig den varmeste temperaturen (omtrent 15 millioner kelvin ). Innenfor den finner kjernefysiske fusjonsreaksjoner sted , som er ansvarlige for produksjonen av solens energi, dens glød og til slutt forsørgelsen av liv på jorden .

Studer

Kjernen er den minst kjente delen av solen, skjult som den er fra direkte observasjon. De beste ledetrådene om dens tilstand kommer fra heliosismologi , som utnytter solens vibrasjoner, og fra analysen av nøytrinoer som sendes ut av fusjonsreaksjoner, som kan nå oss uforstyrret (spesielt i solkjernen, hvor hydrogen omdannes til helium). I tillegg til disse setter andre data som total energiproduksjon og den kjemiske sammensetningen av solens overflate trange grenser for mulige teoretiske modeller.

Energiproduksjon

I følge dagens teorier består solens sentrum hovedsakelig av hydrogen . Temperaturen er rundt 16 millioner grader, trykket er veldig høyt, rundt 500 milliarder atmosfærer, og tettheten til materialet i kjernen er omtrent 150 000 kg/m³. Disse forholdene er ekstreme på menneskelig skala, men normale for en stjerne . Stjerner større enn solen har enda tettere og varmere kjerner.

Hydrogenatomene i kjernen kan ikke forbli intakte ved disse temperaturene, og de skilles i protoner og elektroner . Den termiske energien er så høy at flere protoner, når de møtes tilfeldig, overvinner den elektriske frastøtningen mellom ladninger av samme tegn på grunn av tunneleffekten og forenes for å danne en heliumkjerne . Hvert sekund omdannes 594 millioner tonn hydrogen, og frigjør energi tilsvarende 386 milliarder milliarder megajoule . Denne energien er lik massen på 4 millioner tonn (de andre 590 blir omdannet til helium). Så solen lyser med 4 millioner tonn hvert sekund. Dens totale masse er stor nok til at massen, selv etter omtrent 5 milliarder år med aktivt liv, bare krymper umerkelig.

Energien som frigjøres ved kjernefysisk fusjon oppstår i utgangspunktet i form av gammafotoner , som starter med en tangent til lysets hastighet. Imidlertid kan de ikke gå veldig langt, fordi gitt den høye tettheten vil de snart bli absorbert av et atom i deres vei, som vil sende dem ut på nytt i en annen retning og med et bredere spektrum av frekvenser. Syklusen vil gjenta seg flere ganger, helt til fotonene når overflaten av solen og forlater den for interplanetarisk rom. Det er anslått at denne transporten av energi fra innsiden til utsiden av solen varer i 10 millioner år. Med andre ord, hvis solens kjerne plutselig sluttet å produsere energi, ville overflaten fortsette å skinne i lang tid fremover. Nøytrinoer , et annet biprodukt av kjernefysiske fusjonsreaksjoner, passerer i stedet nesten uforstyrret gjennom materie, og går ut av solen i en rett linje. En veldig liten del blir fanget opp av de få nøytrino-detektorene som er aktive på jorden.

Sammenslåingsprosessen er svært vanskelig. Under de forholdene som råder i sentrum av solen, må gjennomsnittsprotonet vente 13 milliarder år før det smelter sammen med tre andre og danner en heliumkjerne. Dette betyr at i dag kommer Solens energiproduksjon fra "heldige" protoner, som har møtt sin skjebne på forhånd, og at etter hvert som tiden går, øker sannsynligheten for reaksjoner. Solens lysstyrke øker deretter sakte, noe som har fått noen teoretikere til å spekulere i at om 500 millioner eller en milliard år vil solen være for varm til å tillate liv på jorden.

Denne økningen er uavhengig av stjerneutviklingen som solen vil møte, og som vil ta den til å forvandle seg til en rød kjempe om omtrent 5 milliarder år . Solkjernen vil bli enda varmere og mer konsentrert enn i dag: Fusjonen av helium, typisk for røde kjemper, tar hundrevis av millioner grader.

Bibliografi

Relaterte elementer

Andre prosjekter