Сончево јадро

Јадрото на Сонцето е жешкиот, густ регион во центарот на Сонцето каде што енергијата се генерира со нуклеарна фузија. Се смета дека се идзолжува од центарот до приближно 0.2 до 0.25 од сончевиот полупречник. Јадрото е најжешкиот дел од Сонцето и од Сончевиот Систем. Има густина од 150 g/cm³ (150 пати повеќе од густината на водата) во центарот, и температура од 15 милиони степени Целзиусови. Јадрото на сонцето е составено од топол, густ гас во плазмична состојба (јони и електрони), под притисок од 265 билиони барови (3.84 трилиони пки или 26.5 петапаскали (ППа) во центарот.
Јадрото внатре до 0,20 од сончевиот полупречник, содржи 34% од Сонечевата маса, но само 0,8% од Сончевиот волумен. Внатре 0.24 до сончевиот полупречник, јадрото генерира 99% од фузиската моќ на Сонцето. Има две посебни реакции во кои четири водородни јадра можат евентуално да резултираат во едено хелиумско јадро: протонско-протонска реакција – што е одговорна за поголемиот дел од испуштената Сончева енергија – и CNO циклусот.
1 Претворање на енергија
Приближно 3.6 протони (водородни јадра) се претвораат во хелиумски јадра секоја секунда испуштајќи енергија со брзина од3.86 џули во секунда.
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 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 предвид големата моќност која може да се одреди преку едноставна примена на 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 сончево јадро.
На 19% од сончевото јадро, блиску до работ на јадрото, температурите се околу 10 милиони келвини и густината на фузиската моќност е 6.9 W/м<sup>3</sup>, што е околу 2.5% од максималната вредност на Сончевиот центар. Густината таму е околу 40 g/cм<sup>3</sup>, или приближно 27% од таа на центарот. Околу 91% од Сончевата енергија се произведува во овој полупречник. Во 24% од полупречникот (надворешното "јадро" според некои дефиниции), 99% од Сончевата моќност се произведува. Преку 30% од Сончевиот полупречник, каде температурата е 7 милиони келвини и густина од 10 g/cм<sup>3</sup> брзината на фусија е скоро нула. Има две различни реакции каде 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро: "протонско-протонска верижна реакција" и "CNO циклусот".
1.1 Протонско-протонска реакција
Првата реакција во која 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро е позната под името протонско-протонска реакција, е:<math>\left\{\begin{align}
&&{}^1\!H + ^1\!H &\rightarrow {}^2\!D + e^+ + v\\
\text{then} &&{}^2\!D + {}^1\!H &\rightarrow {}^3\!He + \gamma \\
\text{then} &&{}^3\!He + {}^3\!He &\rightarrow {}^4\!He + {}^1\!H + {}^1\!H \\
\end{align}\right.</math>
Оваа реакциона секвенца е најважна во сончево јадро. Карактеристичното време за првата реакција е околу еден билион години дури и покрај големите густини и високите температури во јадрото , поради неопходноста на слабата сила да предизвикува бета распаѓање пред нуклеоните да можат да се спојат. Овие рекации подоцна продолжуваат преку јадрената сила и се многу побрзи. Целосната енергија испуштена од овие реакции е 26.7 MeV.
1.2 CNO циклус
Втората реакциона секвенца, во која 4 H јадра можат евентуално да резлутираат во едно He јадро се нарекува јаглерод-азот-кислород циклус – или "CNO циклус" скратено – генерира помалце од 10% од целосната сончева енергија. Деталите на овој "јаглероден циклус" се следниве:
<math>\left\{\begin{align}
&&{}^{12}\!C + {}^1\!H &\rightarrow {}^{13}\!N + \gamma \\
\text{then} &&{}^{13}\!N &\rightarrow {}^{13}\!C + e^+ + \nu \\
\text{then} &&{}^{13}\!C + {}^1\!H &\rightarrow {}^{14}\!N + \gamma \\
\text{then} &&{}^{14}\!N + {}^1\!H &\rightarrow {}^{15}\!O + \gamma \\
\text{then} &&{}^{15}\!O &\rightarrow {}^{15}\!N + e^+ + \nu \\
\text{then} &&{}^{15}\!N + {}^1\!H &\rightarrow {}^{12}\!C + {}^4\!He + \gamma \\
\end{align}\right.</math>
2 Рамнотежа
Брзината од јадреното соединување зависи од густината. Од тука имаме дека, брзината на соединувањето во јадрото е во само-одржувачка рамнотежа: повисока брзина на соединување би предизвикала јадрото да се загрее повеќе и да се прошири блиску до тежината на надворешните слоеви. Ова би ја намалила брзината на соединување, малку помалата брзина би предизвикала јадрото да се олади и да се смали, потоа зголемувајки ја брзината на соединување и повторно враќајќи ја во сегашното ниво.
Сепак Сонцето станува потопло за време на главната секвенца, бидејќи атомите на хелиум во јадрото се потешки од атомите на водородот со кој се споени. Ова го зголемува гравитацискиот притисок на јадрото што е попречен од постепеното зголемување на брзината на соединување. Овој процес се забрзува со текот на времето како што јадрото станува потешко.
3 Пренос на енергија
Фисоко енергетските фотони (гама-зраци) испуштени од фузиската реакција земаат индиректен пат до површината на Сонцето. Според сегашните модели, случајно распрскување од слободните електрони во сончевата радициона зона го одредува временскиот период за дифузија на фотоните, од јадрото до работ на радиционата зона дека е приближно 170.000 години. Од таму тие ја преминуваат струевитиот слој, каде доминантниот трансфер процес преминува во струевит и брзината со која топлината се движи нанадвор се зголемува значително.