सौर कोर

सूर्य के कोर का केंद्र से लगभग 0.2 से 0.25 तक विस्तार माना जाता है सौर त्रिज्या (140,000 - 170,000 km). यह सूर्य और सौरमंडल का सबसे गर्म भाग है। इसका घनत्व 150 ग्राम/सेमी है3 केंद्र में, और 15 मिलियन केल्विन (15 मिलियन डिग्री सेल्सियस, 27 मिलियन डिग्री फ़ारेनहाइट) का तापमान। 265 बिलियन बार (इकाई) (3.84 ट्रिलियन पाउंड प्रति वर्ग इंच या 26.5 पेटा-पास्कल (यूनिट) (पीपीए)) के अनुमानित दबाव पर कोर प्लाज्मा (भौतिकी) | गर्म, घने प्लाज्मा (आयन और इलेक्ट्रॉन) से बना है। केंद्र में। संलयन के कारण, सौर प्लाज्मा की संरचना बाहरी कोर पर द्रव्यमान द्वारा 68 से 70% हाइड्रोजन से गिरकर कोर/सूर्य केंद्र पर 34% हाइड्रोजन हो जाती है। सौर त्रिज्या के 20% के अंदर के कोर में सूर्य के द्रव्यमान का 34% है, लेकिन सूर्य के आयतन का केवल 0.8% है। सौर त्रिज्या के 24% के अंदर कोर है जो सूर्य की 99% संलयन शक्ति उत्पन्न करता है। दो अलग-अलग प्रतिक्रियाएं हैं जिनमें चार हाइड्रोजन नाभिक अंततः एक हीलियम नाभिक में परिणत हो सकते हैं: प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला प्रतिक्रिया - जो सूर्य की अधिकांश जारी ऊर्जा के लिए जिम्मेदार है - और सीएनओ चक्र।

रचना
फोटोस्फीयर में सूर्य द्रव्यमान हाइड्रोजन द्वारा लगभग 73-74% है, जो कि बृहस्पति के वातावरण के समान संरचना है, और हाइड्रोजन की प्रारंभिक संरचना है। महा विस्फोट के बाद जल्द से जल्द सितारों का निर्माण। हालाँकि, जैसे-जैसे सूर्य में गहराई बढ़ती है, संलयन हाइड्रोजन के अंश को कम करता है। अंदर की ओर यात्रा करते हुए, कोर त्रिज्या तक पहुँचने के बाद हाइड्रोजन द्रव्यमान अंश तेजी से घटने लगता है (यह अभी भी लगभग 70% सूर्य की त्रिज्या के 25% के बराबर त्रिज्या पर है) और इसके अंदर, हाइड्रोजन अंश तेजी से गिरता है क्योंकि कोर का पता चलता है, जब तक यह सूर्य के केंद्र (त्रिज्या शून्य) पर लगभग 33% हाइड्रोजन के निम्न स्तर तक नहीं पहुँच जाता। शेष प्लाज्मा द्रव्यमान का 2% (यानी, 65%) हीलियम है।

ऊर्जा रूपांतरण
लगभग 3.7 प्रोटॉन (हाइड्रोजन नाभिक), या मोटे तौर पर 600 मिलियन टन हाइड्रोजन, 3.86 की दर से हर सेकंड ऊर्जा जारी करने वाले हीलियम नाभिक में परिवर्तित हो जाते हैं। जूल प्रति सेकंड। कोर सूर्य की लगभग सभी गर्मी परमाणु संलयन के माध्यम से पैदा करता है: बाकी का तारा कोर से गर्मी के बाहरी हस्तांतरण से गर्म होता है। कोर में संलयन द्वारा उत्पादित ऊर्जा, सौर न्यूट्रिनो द्वारा किए गए एक छोटे हिस्से को छोड़कर, सूर्य के प्रकाश के रूप में अंतरिक्ष में भागने से पहले, या फिर गतिज ऊर्जा या बड़े पैमाने पर कणों की तापीय ऊर्जा के रूप में कई क्रमिक परतों के माध्यम से सौर प्रकाशमंडल तक यात्रा करनी चाहिए। कोर में संलयन के प्रति यूनिट समय (शक्ति) में ऊर्जा रूपांतरण सौर केंद्र से दूरी के साथ बदलता रहता है। सूर्य के केंद्र में, मॉडल द्वारा संलयन शक्ति का अनुमान लगभग 276.5 वाट / मी 3। इसके तीव्र तापमान के बावजूद, समग्र रूप से कोर का शिखर शक्ति उत्पादन घनत्व एक सक्रिय खाद के समान है, और एक वयस्क मानव के चयापचय द्वारा उत्पादित शक्ति घनत्व से कम है। सूर्य की विशाल मात्रा और सीमित तापीय चालकता के कारण सूर्य खाद के ढेर से कहीं अधिक गर्म है। 10 से 15 मिलियन केल्विन के तापमान के लिए स्टीफन-बोल्ट्जमैन कानून के एक साधारण अनुप्रयोग द्वारा भविष्यवाणी की जा सकने वाली बड़ी शक्ति को देखते हुए, सूर्य के संलयन कोर के अंदर होने वाली कम बिजली उत्पादन भी आश्चर्यजनक हो सकता है। हालांकि, सूर्य की परतें बाहरी परतों में केवल तापमान में थोड़ी कम विकिरण कर रही हैं, और परतों के बीच विकिरण शक्तियों में यह अंतर है जो शुद्ध बिजली उत्पादन और सौर कोर में स्थानांतरण को निर्धारित करता है।

सौर त्रिज्या के 19% पर, कोर के किनारे के पास, तापमान लगभग 10 मिलियन केल्विन है और संलयन शक्ति घनत्व 6.9 W/m है3, जो सौर केंद्र पर अधिकतम मान का लगभग 2.5% है। यहां का घनत्व लगभग 40 ग्राम/सेमी है3, या उसका लगभग 27% केंद्र में। लगभग 91% सौर ऊर्जा इसी दायरे में पैदा होती है। 24% त्रिज्या (कुछ परिभाषाओं के अनुसार बाहरी कोर) के भीतर, सूर्य की शक्ति का 99% उत्पादन होता है। सौर त्रिज्या के 30% से अधिक, जहां तापमान 7 मिलियन K है और घनत्व 10 g/cm तक गिर गया है3 संलयन की दर लगभग शून्य है। दो अलग-अलग प्रतिक्रियाएँ हैं जिनमें 4 H नाभिक अंततः एक He नाभिक में परिणत हो सकते हैं: प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला प्रतिक्रिया और CNO चक्र (नीचे देखें)।



प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला प्रतिक्रिया
पहली प्रतिक्रिया जिसमें 4 H नाभिक अंततः एक He नाभिक में परिणत हो सकते हैं, जिसे प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला प्रतिक्रिया के रूप में जाना जाता है:

$$\left\{\begin{align} &&{}^1\!\mathrm{H} + ^1\!\mathrm{H}    &\rightarrow {}^2\!\mathrm{D} + e^+ + \nu_e\\ \text{then} &&{}^2\!\mathrm{D} + {}^1\!\mathrm{H}  &\rightarrow {}^3\!\mathrm{He} + \gamma \\ \text{then} &&{}^3\!\mathrm{He} + {}^3\!\mathrm{He} &\rightarrow {}^4\!\mathrm{He} + {}^1\!\mathrm{H} + {}^1\!\mathrm{H} \\ \end{align}\right.$$ यह प्रतिक्रिया क्रम सौर कोर में सबसे महत्वपूर्ण माना जाता है। पहली प्रतिक्रिया के लिए विशिष्ट समय कोर के उच्च घनत्व और तापमान पर भी लगभग एक अरब वर्ष है, कमजोर बल की आवश्यकता के कारण न्यूक्लियॉन का पालन करने से पहले बीटा क्षय हो सकता है (जो शायद ही कभी उस समय होता है जब वे सुरंग बनाते हैं ऐसा करने के लिए एक दूसरे के काफी करीब होना)। अगली प्रतिक्रिया में ड्यूटेरियम और हीलियम -3 का समय, इसके विपरीत, केवल 4 सेकंड और 400 वर्ष है। ये बाद की प्रतिक्रियाएं परमाणु बल के माध्यम से आगे बढ़ती हैं और इस प्रकार बहुत तेज होती हैं। 4 हाइड्रोजन परमाणुओं को 1 हीलियम परमाणु में बदलने में इन अभिक्रियाओं द्वारा जारी कुल ऊर्जा 26.7 MeV है।

सीएनओ चक्र
दूसरा प्रतिक्रिया अनुक्रम, जिसमें 4 H नाभिक अंततः एक He नाभिक में परिणत हो सकते हैं, CNO चक्र कहलाता है और कुल सौर ऊर्जा का 10% से कम उत्पन्न करता है। इसमें कार्बन परमाणु शामिल हैं जो समग्र प्रक्रिया में खपत नहीं होते हैं। इस CNO चक्र का विवरण इस प्रकार है:

$$\left\{\begin{align} &&{}^{12}\!\mathrm{C} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^{13}\!\mathrm{N} + \gamma \\ \text{then} &&{}^{13}\!\mathrm{N}          &\rightarrow {}^{13}\!\mathrm{C} + e^+ + \nu_e \\ \text{then} &&{}^{13}\!\mathrm{C} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^{14}\!\mathrm{N} + \gamma \\ \text{then} &&{}^{14}\!\mathrm{N} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm{O} + \gamma \\ \text{then} &&{}^{15}\!\mathrm{O}          &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm{N} + e^+ + \nu_e \\ \text{then} &&{}^{15}\!\mathrm{N} + {}^1\!\mathrm{H} &\rightarrow {}^{12}\!\mathrm{C} + {}^4\!\mathrm{He} + \gamma \\ \end{align}\right.$$ इस प्रक्रिया को ऊपर से दक्षिणावर्त दिशा में शुरू करते हुए दाईं ओर दिए गए चित्र से और समझा जा सकता है।

संतुलन
नाभिकीय संलयन की दर दृढ़ता से घनत्व पर निर्भर करती है। इसलिए, कोर में संलयन दर एक स्व-सुधार संतुलन में है: संलयन की थोड़ी अधिक दर कोर को अधिक गर्म करने और बाहरी परतों के वजन के खिलाफ थोड़ा थर्मल विस्तार का कारण बनेगी। यह संलयन दर को कम करेगा और विक्षनरी को सही करेगा: गड़बड़ी; और थोड़ी कम दर से कोर ठंडा हो जाएगा और थोड़ा सिकुड़ जाएगा, संलयन दर बढ़ जाएगी और फिर से अपने वर्तमान स्तर पर वापस आ जाएगी। हालांकि मुख्य अनुक्रम पर अपने समय के दौरान सूर्य धीरे-धीरे गर्म हो जाता है, क्योंकि कोर में हीलियम परमाणु उन हाइड्रोजन परमाणुओं की तुलना में सघन होते हैं जिनसे वे जुड़े हुए थे। यह कोर पर गुरुत्वाकर्षण के दबाव को बढ़ाता है जो संलयन होने की दर में धीरे-धीरे वृद्धि का विरोध करता है। यह प्रक्रिया समय के साथ तेज हो जाती है क्योंकि कोर धीरे-धीरे सघन हो जाता है। अनुमान है कि पिछले साढ़े चार अरब वर्षों में सूर्य 30% अधिक चमकीला हो गया है और प्रत्येक 100 मिलियन वर्षों में चमक में 1% की वृद्धि जारी रहेगी।

ऊर्जा हस्तांतरण
संलयन प्रतिक्रियाओं में जारी उच्च-ऊर्जा फोटॉन (गामा किरणें) सूर्य की सतह पर अप्रत्यक्ष पथ लेती हैं। वर्तमान मॉडलों के अनुसार, सौर विकिरण क्षेत्र (सौर त्रिज्या के 75% के भीतर का क्षेत्र, जहां विकिरण द्वारा गर्मी हस्तांतरण होता है) में मुक्त इलेक्ट्रॉनों से यादृच्छिक बिखराव कोर से फोटॉन प्रसार समय पैमाने (या फोटॉन यात्रा समय) को सेट करता है। लगभग 170,000 वर्षों में विकिरण क्षेत्र का बाहरी किनारा। वहां से वे संवहन क्षेत्र (सूर्य के केंद्र से शेष 25% दूरी) में पार करते हैं, जहां प्रमुख स्थानांतरण प्रक्रिया संवहन में बदल जाती है, और जिस गति से गर्मी बाहर निकलती है वह काफी तेज हो जाती है। कोर से फोटोस्फीयर में गर्मी हस्तांतरण की प्रक्रिया में, अंतरिक्ष में भागने से पहले सूर्य के कोर में प्रत्येक गामा फोटॉन बिखरने के दौरान कई मिलियन दृश्य प्रकाश फोटॉन में परिवर्तित हो जाता है। कोर में संलयन प्रतिक्रियाओं द्वारा न्यूट्रीनो भी जारी किए जाते हैं, लेकिन फोटॉन के विपरीत वे बहुत कम ही पदार्थ के साथ बातचीत करते हैं, इसलिए लगभग सभी तुरंत सूर्य से बचने में सक्षम होते हैं। कई वर्षों तक सूर्य में उत्पादित न्युट्रीनो की संख्या का मापन सौर न्यूट्रिनो समस्या थी, एक ऐसी समस्या जिसे हाल ही में न्यूट्रिनो दोलन की बेहतर समझ के माध्यम से हल किया गया था।

यह भी देखें

 * सक्रिय क्षेत्र
 * तारकीय कोर

बाहरी संबंध

 * Animated explanation of the core of the Sun (University of South Wales).
 * core of the sun (University of South Wales).
 * Animated explanation of the temperature and density of the core of the Sun (University of South Wales).