Күннің ядросы және энергия өндірісі

Кіріспе

Күннің орталық аймағы – Күннің өзегі. Күннің өзегі ортасынан шамамен 0,2 күн радиусына дейін созылады деп есептеледі. Бұл Күннің және Күн жүйесінің ең ыстық бөлігі. Оның ортасындағы тығыздығы өте жоғары, ал температурасы 15 миллион кельвин (15 миллион градус Цельсия; 27 миллион градус Фаренгейт) құрайды. Өзегі ыстық, тығыз плазмадан (иондар мен электрондардан) тұрады, орталықтағы қысымы өте зор. Ядролық синтез процесінің нәтижесінде, Күн плазмасының құрамы сыртқы өзегінде масса бойынша 68-ден 70%-ға дейін сутектен, ал өзектің ортасында 34%-ға дейін төмендейді. Күн радиусының 20% -ындағы өзегі Күн массасының 34%-ын құрайды, бірақ Күн көлемінің бар болғаны 0,8%-ын ғана алады. Күн радиусының 24% -ындағы өзегі Күннің синтездік қуатының 99%-ын өндіреді. Төрт сутек ядросының бірігіп бір гелий ядросын құратын екі түрлі реакция бар: Күннің шығаратын энергиясының көп бөлігіне жауапты протон-протон тізбекті реакциясы және CNO циклі.

Құрамы

Фотосферадағы Күннің массасының 73–74% сутегі, ал қалғаны негізінен гелий құрайды. Бұл Юпитер атмосферасының және Ұлы жарылыстан кейінгі ең алғашқы жұлдыздар пайда болған кездегі газдардың бастапқы құрамымен сәйкес келеді. Дегенмен, Күнге терең бойлаған сайын, термоядролық реакция сутегінің мөлшерін азайтады. Ішке қарай жылғанда, сутегінің массалық үлесі ядролық радиусқа жеткеннен кейін күрт төмендеуді бастайды (Күн радиусының 25% тең радиуста ол шамамен 70% құрайды) және одан әрі ядро арқылы өтетін сайын сутегінің үлесі тездейіп төмендейді, Күн ортасында (радиус нөл) шамамен 33% сутегіге жетеді. Қалған плазма массасының 98% (яғни 65%) гелийден тұрады.

Энергияны қайта өңдеу

Шамамен 3,7 протон (сутек ядролары) немесе шамамен 600 миллион тонна сутек, секундына 3,86 джоуль жылдамдықпен энергия шығаратын гелий ядроларына айналады. Күн ядросы Күннің жылуының басым бөлігін синтез арқылы өндіреді; жұлдыздың қалған бөлігі ядродан сыртқа жылудың берілуі арқылы қыздырылады. Ядродағы синтезден туындаған энергия, нейтринолар арқылы тасымалданатын шағын бөлігін қоспағанда, күн сәулесі ретінде немесе ірі бөлшектердің кинетикалық немесе жылу энергиясы ретінде ғарышқа шығу үшін күннің фотосферасына көптеген қабаттар арқылы өтуі керек. Ядродағы синтездің бірлік уақытқа шаққандағы (қуаты) энергия айналымы, Күн орталығынан қашықтыққа байланысты өзгереді. Күннің ортасында синтез қуаты модельдер бойынша шамамен 276,5 Вт/м³ деп бағаланады. Өте жоғары температурасына қарамастан, ядроның жалпы қуатты өндіру тығыздығы белсенді компост үйіндісіне ұқсас және ересек адамның метаболизмінен туындайтын қуат тығыздығынан төмен. Күннің үлкен көлемі мен шектеулі жылу өткізгіштігіне байланысты, ол компост үйіндісінен әлдеқайда ыстық. Күннің синтез ядросының ішінде пайда болатын төмен қуат деңгейлері де таңқаларлық болуы мүмкін, өйткені 10-15 миллион кельвин температурасы үшін Стефан-Болцман заңының қарапайым қолданылуымен күтілетін үлкен қуатты ескере отырып. Дегенмен, Күннің қабаттары сыртқы қабаттарға температура жағынан сәл төмен температурада сәулелендіреді, және осы қабаттар арасындағы сәулелену қуатының айырмашылығы Күн ядросындағы жалпы энергия өндіруді және беруді анықтайды. Күн радиусының 19%-ында, ядроның шетіне жақын жерде температура шамамен 10 миллион кельвинге жетеді және синтез қуатының тығыздығы 6,9 Вт/м³ құрайды, бұл Күн ортасындағы максималды мәннің шамамен 2,5%-ы. Бұл жерде тығыздық шамамен 40 г/см³ немесе ортадағы тығыздықтың 27%-ы. Күн энергиясының 91%-ы осы радиус ішінде өндіріледі. Радиустың 24%-ы шегінде (кейбір анықтамалар бойынша сыртқы "ядро") Күннің қуатының 99%-ы өндіріледі. Күн радиусының 30%-дан астам жерінде, температура 7 миллион К-ке төмендеп, тығыздық 10 г/см³-ге дейін түскенде, синтез жылдамдығы дерлік нөлге жетеді. Төрт сутек ядросының соңында бір гелий ядросының пайда болуына мүмкіндік беретін екі ерекше реакция бар: "протон-протон тізбекті реакциясы" және "CNO циклі".

Approximately 3.7 protons (hydrogen nuclei), or roughly 600 million tonnes of hydrogen, are converted into helium nuclei every second releasing energy at a rate of 3.86 joules per second. The core produces almost all of the Sun's heat via fusion; the rest of the star is heated by the outward transfer of heat from the core. The energy produced by fusion in the core, except a small part carried out by neutrinos, must travel through many successive layers to the solar photosphere before it escapes into space as sunlight, or else as kinetic or thermal energy of massive particles. The energy conversion per unit time (power) of fusion in the core varies with distance from the solar center. At the center of the Sun, fusion power is estimated by models to be about 276.5 watts/m3. Despite its intense temperature, the peak power generating density of the core overall is similar to an active compost heap, and is lower than the power density produced by the metabolism of an adult human. The Sun is much hotter than a compost heap due to the Sun's enormous volume and limited thermal conductivity. The low power outputs occurring inside the fusion core of the Sun may also be surprising, considering the large power which might be predicted by a simple application of the Stefan–Boltzmann law for temperatures of 10–15 million kelvins. However, layers of the Sun are radiating to outer layers only slightly lower in temperature, and it is this difference in radiation powers between layers which determines net power generation and transfer in the solar core. At 19% of the solar radius, near the edge of the core, temperatures are about 10 million kelvins and fusion power density is 6.9 W/m3, which is about 2.5% of the maximum value at the solar center. The density here is about 40 g/cm3, or about 27% of that at the center. Some 91% of the solar energy is produced within this radius. Within 24% of the radius (the outer "core" by some definitions), 99% of the Sun's power is produced. Beyond 30% of the solar radius, where temperature is 7 million K and density has fallen to 10 g/cm3 the rate of fusion is almost nil. There are two distinct reactions in which four hydrogen nuclei may eventually result in one helium nucleus: "proton–proton chain reaction" and the "CNO cycle".

CNO циклі

Екінші реакция тізбегі, онда 4 H ядросы соңында бір He ядросына айналуы мүмкін, CNO циклі деп аталады және ол жалпы күн энергиясының 10% -дан аз бөлігін ғана құрайды. Бұл процесте жалпы түзілімде тотықпайтын көміртек атомдары қатысады. Осы CNO циклінің толық сипаттамасы төменде келтірілген:

Бұл процесті оң жақтағы суреттен жоғарыдан бастап, сағат тілі бойынша қарау арқылы жақсырақ түсінуге болады.

Теңгерім

Ядролық синтездің жылдамдығы тығыздыққа күшті түрде байланысты. Сондықтан, ядродағы синтез жылдамдығы өзін-өзі түзету тепе-теңдігінде болады: синтез жылдамдығы сәл жоғарыласа, ядро көбірек қызып, сыртқы қабаттардың салмағына қарсы сәл кеңейеді. Бұл синтез жылдамдығын төмендетіп, бұзылысты түзетуге мүмкіндік береді; ал сәл төмендесе, ядро салқындап, сәл қысқарады, синтез жылдамдығын арттырып, оны қазіргі деңгейіне қайтарады. Дегенмен, Күн негізгі тізбекте тұрған кезеңінде біртіндеп қызып, ядродағы гелий атомдары, олардан түзілген сутек атомдарынан тығыз болады. Бұл ядроға түсетін гравитациялық қысымды арттырады, оған қарсы тұру үшін синтез жылдамдығы біртіндеп өседі. Бұл процесс уақыт өте келе ядро тығыздық танып, жылдамдайды. Күннің жарықтығы соңғы төрт жарым миллиард жыл ішінде 30%-ға артқан және әр 100 миллион жыл сайын 1%-ға артуы күтілуде.

Энергияны беру

Қосымша реакцияларда шығарылатын жоғары энергиялы фотондар (гамма сәулелері) Күн бетіне тікелей емес жолмен жетеді. Қазіргі модельдерге сәйкес, күн сәулелену аймағындағы (күн радиусының 75% ішіндегі аймақ, онда жылу беру сәулелену арқылы жүреді) еркін электрондардың кездейсоқ шашырауы фотонның диффузия уақыт масштабын (немесе "фотонның жүру уақыты") ядродан сәулелену аймағының сыртқы жиегіне шамамен 170 000 жыл деп анықтайды. Одан олар конвекциялық аймаққа (күн ортасынан қалған 25% қашықтыққа) өтеді, онда басым тасымалдау процесі конвекцияға өтеді және жылудың сыртқа қарай жылдамдығы едәуір артады. Ядродан фотосфераға жылу беру процесінде Күн ядросындағы әрбір гамма-фотон ғарышқа шығар алдынан шашырау кезінде бірнеше миллион көрінетін жарық фотонына айналады. Нейтринолар да ядродағы қосылу реакцияларында пайда болады, бірақ фотондардан айырмашылығы, олар затпен өте сирек әрекеттеседі, сондықтан олардың көп бөлігі Күннен бірден шығып кетеді. Көп жылдар бойы Күнде туындаған нейтринолардың санын өлшеу теориялық болжамдардан әлдеқайда төмен болды, бұл мәселе жақында нейтрино осцилляциясын жақсырақ түсіну арқылы шешілді.