Solens kjerne
1) Kjerne
2) Strålingssone
3) Konveksjonssone
4) Fotosfære
5) Kromosfære
6) Korona
7) Solflekk
8) Granuler
9) Fakkel
Solens kjerne anses å strekke seg fra sentrum av solen og ut til ca. 0,2–0,25 solradier.[1] Kjernen er den varmeste delen av solen og av solsystemet, og har en tetthet på opp til 150 g/cm³ (150 ganger tettheten av flytende vann) og en temperatur nær 15 000 000 K (til sammenligning er overflatetemperaturen nær 6 000 K). Kjernen består av varm, tett gass i plasmaform, og innenfor 0,24 solradier genererer den 99 % av fusjonsenergien i solen.
Energiproduksjon
[rediger | rediger kilde]Ca. 3,6×1038 protoner (hydrogenkjerner) konverteres til heliumkjerner hvert sekund og frigjør masse og energi etter masseenergiloven på 4,3 millioner tonn per sekund, 380 yottawatt (3,8×1026 watt), tilsvarende 9,1×1010 megatonn TNT per sekund.
Kjernen produserer nesten alt av solens varme via fusjon; resten av stjernen varmes av energi som overføres utover fra kjernen. Energien som produseres av fusjonen i kjernen, med unntak av en liten del som fraktes ut av nøytrinoer, må ferdes gjennom mange lag til fotosfæren før den kan forsvinne ut i rommet som sollys eller kinetisk energi i form av partikler.
Energiproduksjonen per tidsenhet (effekt) produsert av fusjon i kjernen varierer med avstanden fra solens sentrum. I sentrum av solen er fusjonseffekten estimert etter modell til å være ca. 276 watt/m³,[2] en energiproduksjonstetthet som nesten mer tilnærmes reptile metablolske varmeutviklinger enn en hydrogenbombe.[3] Topper i energiproduksjonen i solens sentrum, per volum, har blitt sammenlignet med volumetrisk varme generert i en aktiv komposthaug. Det enorme energiforbruket til solen kommer ikke på grunn av høy effekt per volum, men på grunn av den gigantiske størrelsen.
Den lave effekten som oppstår inne i fusjonskjernen på solen kan også være overraskende med tanke på de store energimengdene som kan forutsies av en enkelt anvendelse av Stefan-Boltzmanns lov for temperaturer fra 10 til 15 millioner kelvin. Men lagene på solen sender stråling til de ytre lagene som bare er litt lavere i temperatur, og det er denne forskjellen i stråligsenergi mellom lagene som avgjør netto energiproduksjon og overføring i solens kjerne.
Innen strålingen har nådd ut til 19 % av solens radius (nær grensen for den konvensjonelle kjernen), har temperaturen falt til ca. 10 millioner kelvin og energiproduksjonstettheten til 6,9 watt/m³ (ca. 2,5 % av maksimum). 91 % av solenergien produseres i denne sonen. Ved 24 % av radien (den ytre «kjernen» etter noen definisjoner) har 99 % av solens energi blitt produsert. Innen 30 % av radien er nådd, har fusjonen stoppet nesten fullstendig.[4]
Referanser
[rediger | rediger kilde]- ^ García, Ra; Turck-Chièze, S; Jiménez-Reyes, Sj; Ballot, J; Pallé, Pl; Eff-Darwich, A; Mathur, S; Provost, J (2007). «Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core.». Science. 316 (5831): 1591–3. Bibcode:2007Sci...316.1591G. PMID 17478682. doi:10.1126/science.1140598.
- ^ (engelsk) Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the sun
- ^ Et menneske på 50 kg har et volum på ca. 0,05 m³, noe som ville tilsvare 13,8 watt med den volumetriske energien i solens sentrum. Dette er 285 Kcal = Cal/dag, ca. 10 % av det faktiske gjennomsnittlige kaloriinntaket og forbrenningen for mennesker under ikke-stressende forhold.
- ^ Se From Core to Corona – Layers of the Sun
Eksterne lenker
[rediger | rediger kilde]- Animated explanation of the core of the Sun Arkivert 10. august 2011 hos Wayback Machine. (University of Glamorgan).
- Animated explanation of the temperature and density of the core of the Sun Arkivert 10. august 2011 hos Wayback Machine. (University of Glamorgan).
