Сончево јадро: Разлика помеѓу преработките

[проверена преработка][проверена преработка]
Избришана содржина Додадена содржина
с Јазична исправка, replaced: соларна → сончева (2)
с Јазична исправка, replaced: соларно → сончево (3)
Ред 31:
Јадрото ја произведува скоро целата Сончева [[топлина]] преку фусија: остатокот од ѕвездата се загрева од топлината на јадрото. Енергијата произведена од фусијата во јадрото, мора да помине преку многу слоеви од [[solar photosphere|Сончевата фотосфера]] пред да излезе во вселената како [[Сончева светлина]] или [[кинетичка енергија]] од честичките.
 
Ниската излена моќност која се случува внатре во фузиското јадро на Сонцето исто може да биде изненадувачка, кога ќе се земе во предвид големата моќност која може да се одреди преку едноставна примена на [[Stefan–Boltzmann law|Стефан–Болцманов закон]] за температури од 10 до 15 милиони келвини. Сепак, слоевите на Сонцето зрачат до надворешните слоеви само малку пониски температури, а тоа е разликата во зрачење моќност помеѓу слоевите кој го одредува нето производство на електрична енергија и пренос во соларносончево јадро.
 
На 19% од соларнотосончевото јадро, блиску до работ на јадрото, температурите се околу 10 милиони келвини и густината на фузиската моќност е 6.9&nbsp;W/m<sup>3</sup>, што е околу 2.5% од максималната вредност на Сончевиот центар. Густината таму е околу 40&nbsp;g/cm<sup>3</sup>, или приближно 27% од таа на центарот.<ref>[http://www.iiap.res.in/kodsch/Lectures/SBasu/kodaikanal.pdf see p 54 and 55]</ref> Околу 91% од Сончевата енергија се произведува во овој радиус. Во 24% од полупречникот (надворешното "јадро" според некои дефиниции), 99% од Сончевата моќност се произведува. Преку 30% од Сончевиот радиус, каде температурата е 7 милиони келвини и густина од 10&nbsp;g/cm<sup>3</sup> брзината на фусија е скоро нула.<ref>[http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html See]</ref> Има две различни реакции каде 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро: "протон-протон верижна реакција" и "CNO циклусот".
 
[[File:Fusion in the Sun.svg|thumb|upright|[[Proton-proton chain reaction]]]]
Ред 47:
\end{align}\right.</math>
 
Оваа реакциона секвенца е најважна во соларносончево јадро. Карактеристичното време за првата реакција е околу еден билион години дури и покрај големите густини и високите температури во јадрото , поради неопходноста на [[weak force|слабата сила]] да предизвикува бета распаѓање пред нуклеоните да можат да се спојат. Овие рекации подоцна продолжуваат преку [[nuclear force|нуклеарната сила]] и се многу побрзи.<ref>These times come from: Byrne, J. ''Neutrons, Nuclei, and Matter'', Dover Publications, Mineola, New York, 2011, ISBN 0486482383, p 8.</ref> Целосната енергија испуштена од овие реакции е 26.7 MeV.
 
=== CNO циклус ===