Sunčeva jezgra: razlika između inačica
Sunčeva jezgra |
mNema sažetka uređivanja |
||
Redak 1: | Redak 1: | ||
[[Datoteka:Sun diagram.svg|mini|desno|300px|Prikaz građe Sunca::<br /> 1. Jezgra<br /> 2. Zona zračenja<br /> 3. Zona konvekcije<br /> 4. [[Fotosfera]]<br /> 5. [[Kromosfera]]<br /> 6. [[Korona]]<br /> 7. [[ Sunčeve pjege]]<br /> 8. [[Fotosfera|Granule]]<br /> 9. [[Prominencije]] ]] |
[[Datoteka:Sun diagram.svg|mini|desno|300px|Prikaz građe Sunca::<br /> 1. Jezgra<br /> 2. Zona zračenja<br /> 3. Zona konvekcije<br /> 4. [[Fotosfera]]<br /> 5. [[Kromosfera]]<br /> 6. [[Korona]]<br /> 7. [[ Sunčeve pjege]]<br /> 8. [[Fotosfera|Granule]]<br /> 9. [[Prominencije]] ]] |
||
'''Sunčeva jezgra''' se smatra unutrašnji dio [[Sunce|Sunca]] od centra do 20 – 25 % Sunčevog radijusa.<ref> |
'''Sunčeva jezgra''' se smatra unutrašnji dio [[Sunce|Sunca]] od centra do 20 – 25 % Sunčevog radijusa.<ref> García, Ra; Turck-Chièze, S; Jiménez-Reyes, Sj; Ballot, J; Pallé, Pl; Eff-Darwich, A; Mathur, S; Provost, J.: "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". journal=Science (New York, N.Y., 2007.</ref> To je najtopliji dio [[Sunčev sustav|Sunčevog sustava]]. Njegova [[gustoća]] se kreće do 150 000 kg/m<sup>3</sup> (150 puta više od gustoće vode) i [[temperatura]] je oko 15 000 000 K (za razliku od površine gdje je oko 6 000 K). Sunčeva jezgra se sastoji od toplog i vrućeg plina, koji je u stanju [[plazma|plazme]]. Unutar Sunčeve jezgre se stvara 99 % [[Energija nuklearne fuzije|energije nuklearne fuzije]] Sunca. |
||
==Stvorena energija== |
==Stvorena energija== |
||
Oko 3 |
Oko 3,6 × 10<sup>38</sup> protona (jezgre [[vodik]]a) se pretvara svake sekunde u jezgre[[ helij]]a, oslobađajući masu i energiju ([[ekvivalencija mase i energije]]) od 4 300 000 000 kg u sekundi ili 3,8 × 10<sup>26</sup> W.<ref> [http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html] Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the sun </ref> Kroz većinu Sunčevog života, energija koja se dobiva [[nuklearna fuzija|nuklearnom fuzijom]], ide kroz seriju koraka, koje nazivamo [[Niz proton-proton|niz proton-proton]] (p-p niz), a to je postupak kojim iz vodika dobiva helij. Manje od 2 % [[helij]]a se stvara u Suncu sa [[niz ugljik-dušik-kisik|nizom ugljik-dušik-kisik]] (CNO niz). |
||
Sunčeva jezgra stvara gotovu svu [[toplina|toplinu]] koja se stvori nuklearnom fuzijom, ostalih 1 % se stvori izvan jezgre. Energija koja se stvori u jezgri (osim [[neutrino|neutrina]]), mora putovati veliki broj puta, kroz razne slojeve, dok ne dođe do [[fotosfera|fotosfere]] i izađe u [[svemir]] kao Sunčeva svjetlost ili [[kinetička energija]] čestica. |
Sunčeva jezgra stvara gotovu svu [[toplina|toplinu]] koja se stvori nuklearnom fuzijom, ostalih 1 % se stvori izvan jezgre. Energija koja se stvori u jezgri (osim [[neutrino|neutrina]]), mora putovati veliki broj puta, kroz razne slojeve, dok ne dođe do [[fotosfera|fotosfere]] i izađe u [[svemir]] kao Sunčeva svjetlost ili [[kinetička energija]] čestica. |
||
Gustoća dobivene energije se razlikuje ovisno o udaljenosti od centra. Tako se procjenjuje da u centru se stvara 276 |
Gustoća dobivene energije se razlikuje ovisno o udaljenosti od centra. Tako se procjenjuje da u centru se stvara 276,5 W/m<sup>3</sup>. Na udaljenosti 19 % od Sunčevog radijusa, temperatura padne na 10 000 000 K i gustoća energije je 6,9 W/m<sup>3</sup> i 91 % Sunčeve energije se stvori u tom području. Na udaljenosti 30 % od Sunčevog radijusa, nuklearna fuzija gotovo stane. <ref> [http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html] </ref> |
||
==Ravnoteža== |
==Ravnoteža== |
||
Redak 13: | Redak 13: | ||
==Prijenos energije== |
==Prijenos energije== |
||
Visokoenergetski fotoni ([[gama-čestica|gama-čestice]] i [[rendgenske zrake]]), koji se oslobađaju u nuklearnoj fuziji, trebaju jako dugo vrijeme da stignu do površine. Procjenjuje se da im treba izmedu 17 000<ref |
Visokoenergetski fotoni ([[gama-čestica|gama-čestice]] i [[rendgenske zrake]]), koji se oslobađaju u nuklearnoj fuziji, trebaju jako dugo vrijeme da stignu do površine. Procjenjuje se da im treba izmedu 17 000<ref> Lewis Richard, 1983., "The Illustrated Encyclopedia of the Universe", publisher=Harmony Books, New York</ref> do 50 000 000 godina.<ref > [http://www.badastronomy.com/bitesize/solar_system/sun.html] Phil Plait, publisher=Bad Astronomy, "Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core", 1997.</ref> Nakon završnog puta kroz konvektivni sloj, fotoni uglavnom izlaze kroz fotosferu u vidu vidljive svijetlosti. Svaka gama-čestica iz Sunčeve jezgre, se pretvori u nekoliko miliona fotona vidljive [[svjetlost]]i, prije nego napusti Sunce. Neutrino koji se oslobodi iz nuklearne fuzije izlazi iz Sunca gotovo trenutno. |
||
Inačica od 12. travnja 2011. u 12:12
Sunčeva jezgra se smatra unutrašnji dio Sunca od centra do 20 – 25 % Sunčevog radijusa.[1] To je najtopliji dio Sunčevog sustava. Njegova gustoća se kreće do 150 000 kg/m3 (150 puta više od gustoće vode) i temperatura je oko 15 000 000 K (za razliku od površine gdje je oko 6 000 K). Sunčeva jezgra se sastoji od toplog i vrućeg plina, koji je u stanju plazme. Unutar Sunčeve jezgre se stvara 99 % energije nuklearne fuzije Sunca.
Stvorena energija
Oko 3,6 × 1038 protona (jezgre vodika) se pretvara svake sekunde u jezgrehelija, oslobađajući masu i energiju (ekvivalencija mase i energije) od 4 300 000 000 kg u sekundi ili 3,8 × 1026 W.[2] Kroz većinu Sunčevog života, energija koja se dobiva nuklearnom fuzijom, ide kroz seriju koraka, koje nazivamo niz proton-proton (p-p niz), a to je postupak kojim iz vodika dobiva helij. Manje od 2 % helija se stvara u Suncu sa nizom ugljik-dušik-kisik (CNO niz).
Sunčeva jezgra stvara gotovu svu toplinu koja se stvori nuklearnom fuzijom, ostalih 1 % se stvori izvan jezgre. Energija koja se stvori u jezgri (osim neutrina), mora putovati veliki broj puta, kroz razne slojeve, dok ne dođe do fotosfere i izađe u svemir kao Sunčeva svjetlost ili kinetička energija čestica.
Gustoća dobivene energije se razlikuje ovisno o udaljenosti od centra. Tako se procjenjuje da u centru se stvara 276,5 W/m3. Na udaljenosti 19 % od Sunčevog radijusa, temperatura padne na 10 000 000 K i gustoća energije je 6,9 W/m3 i 91 % Sunčeve energije se stvori u tom području. Na udaljenosti 30 % od Sunčevog radijusa, nuklearna fuzija gotovo stane. [3]
Ravnoteža
Stupanj nuklearne fuzije jako ovisi o gustoći, tako da se Sunčeva jezgra nalazi u samokontrolirajućoj ravnoteži. Samo mala promjena u stupnju nuklearne fuzije bi izazvala velike promjene u dimenzijama Sunca.
Prijenos energije
Visokoenergetski fotoni (gama-čestice i rendgenske zrake), koji se oslobađaju u nuklearnoj fuziji, trebaju jako dugo vrijeme da stignu do površine. Procjenjuje se da im treba izmedu 17 000[4] do 50 000 000 godina.[5] Nakon završnog puta kroz konvektivni sloj, fotoni uglavnom izlaze kroz fotosferu u vidu vidljive svijetlosti. Svaka gama-čestica iz Sunčeve jezgre, se pretvori u nekoliko miliona fotona vidljive svjetlosti, prije nego napusti Sunce. Neutrino koji se oslobodi iz nuklearne fuzije izlazi iz Sunca gotovo trenutno.
Izvori
- ↑ García, Ra; Turck-Chièze, S; Jiménez-Reyes, Sj; Ballot, J; Pallé, Pl; Eff-Darwich, A; Mathur, S; Provost, J.: "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". journal=Science (New York, N.Y., 2007.
- ↑ [1] Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the sun
- ↑ [2]
- ↑ Lewis Richard, 1983., "The Illustrated Encyclopedia of the Universe", publisher=Harmony Books, New York
- ↑ [3] Phil Plait, publisher=Bad Astronomy, "Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core", 1997.