An illustration of the structure of the Sun

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
|  **·** Granules
 **·** Sunspot
 **·** Photosphere
 **·** Chromosphere |  **·** Convection zone
 **·** Radiation zone
 **·** Tachocline
 **·** **Solar core** |  **·** Corona
 **·** Flare
 **·** Prominence
 **·** Solar wind |

**Јадрото на Сонцето** 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: протон-протон верижна реакција – што е одговорна за поголемиот дел од испуштената Сончева енергија – и CNO циклусот.

Претворање на енергија
----------------------

Приближно 3.6×1038 протони (водородни јадра) се претвораат во хелиумски јадра секоја секунда испуштајќи енергија со брзина од3.86×1026 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/м3, што е околу 2.5% од максималната вредност на Сончевиот центар. Густината таму е околу 40 g/cм3, 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/cм3 брзината на фусија е скоро нула. Има две различни реакции каде 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро: "протон-протон верижна реакција" и "CNO циклусот".

Proton-proton chain reaction
### Протон-протон верина реакција

Главна статија: Протон-протон верижна реакција
Првата реакција во која 4 H јадра можат евентуално да резултираат во едно He јадро е позната под името протон-протон верижна реакција, е:

{\displaystyle \left\{{\begin{aligned}&&{}^{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{aligned}}\right.}

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.

### CNO циклус

Главна статија: CNO cycle
CNO cycle
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:

{\displaystyle \left\{{\begin{aligned}&&{}^{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{aligned}}\right.}

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.

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.

Наводи
------

Надворешни врски
----------------

* Animated explanation of the core of the Sun Архивирано на 16 ноември 2015 г. (University of South Wales).
* Animated explanation of the temperature and density of the core of the Sun Архивирано на 16 ноември 2015 г. (University of South Wales).

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * п
* р
* у
Сонце |
| --- |
|  |
| Внатрешна структура | 
* Јадро
* Зрачен слој
* Тахоклина
* Струевит слој

 | Сонцето на 1 јануари 2015 г.Сонцето на 1 јануари 2015 г. |
|  |
| Атмосфера | 

|  |  |
| --- | --- |
| Фотосфера | 
* Суперзрновитост
* Зрно
* Сончев факел
* Факула
* Сончева дамка

 |
|  |
| Хромосфера | 
* Флокула
* Спикула
* Мортонов бран

 |
|  |
| Корона | 
* Преодно подрачје
* Коронална дупка
* Коронален јазол
* Коронална експлозија
* Протуберанција
* Коронален тек

 |

 |
|  |
| Променливост | 
* Сончев циклус
	+ Список на сончеви циклуси
* Сончев максимум
* Сончев минимум
* Волфов број
* Сончев ветар
* Блесок
* Хелиосеизмографија

 |
|  |
| Хелиосфера | 
* Приказ на струи
* Гранична брзина
* Хелиотоплина
* Хелиопауза
* Главен ударен бран

 |
|  |
| Поврзани теми | 
* Сончев Систем
* Сончево динамо
* Сончев телескоп
* Затемнување на Сонцето
* Зрачење
* Сончева енергија
* Сончева физика
* Сончево време

 |
|  |
| 
* Спектрална класа: G2V

 |

 |

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * п
* р
* у
Ѕвезда |
| --- |
|  |
| Протоѕвезди | Молекуларен облак **·**  Глобула **·**  Млади ѕвездени тела **·**  Хајашиева патека **·**  Хајашиево ограничување **·**  Хењиева патека **·**  Протоѕвезди **·**  Ѕвезда од типот на T Бик **·**  Хербигова Ae/Be-ѕвезда |
|  |
| Развој | Главна фаза **·**  Променлива ѕвезда **·**  Џин (Жолт • Син • Црвен) **·**  Хоризонтална поделба **·**  Асимптотска гранка на џинови **·**  Протопланетарна маглина **·**  Планетарна маглина **·**  Волф-Рајеова ѕвезда **·**  Супернова |
|  |
| Својства | Класификација **·**  Привидна величина **·**  Апсолутна величина **·**  Делотворна температура **·**  Кинематика (Сопствено движење **·**  Радијална брзина) **·**  Магнетно поле **·**  Металичност **·**  Микротурбуленција **·**  Нуклеосинтеза **·**  Паралакса **·**  Планетарен систем **·**  Вртење **·**  Ѕвезден систем **·**  Ѕвездена динамика **·**  UBV боја |
|  |
| Структура | Јадро **·**  Струевит слој **·**  Зрачен слој **·**  Фотосфера **·**  Хромосфера **·**  Корона **·**  Ѕвезден ветер **·**  Меур на ѕвезден ветер |
|  |
| Остатоци | Бело џуџе **·**  Неутронска ѕвезда **·**  Пулсар **·**  Магнетар **·**  Кваркова ѕвезда **·**  Егзотична ѕвезда **·**  Црна дупка |
|  |
| Списоци на ѕвезди | Со име  **·**  Најмасивни  **·**  Најнемасивни  **·**  Најголеми  **·**  Најсјајни  **·**  Најблиски  **·**  *Соѕвездија* |

 |

1. ↑  García, Ra; Turck-Chièze, S; Jiménez-Reyes, Sj; Ballot, J; и др. (Jun 2007). „Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". *Science*. **316** (5831): 1591–3. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. ISSN 0036-8075. PMID 17478682.
2. ↑  „архивска копија". Архивирано од изворникот на 2019-03-29. Посетено на 2015-12-24.
3. 1 2  McDonald, Andrew; Kennewell, John (2014). „The Source of Solar Energy". *Bureau of Meteorology*. Commonwealth of Australia. Отсутно или празно `|url=` (help); `|access-date=` бара `|url=` (help)
4. ↑  „see p 54 and 55" (PDF). Архивирано од изворникот (PDF) на 2015-09-24. Посетено на 2015-12-24.
5. ↑  „See". Архивирано од изворникот на 2001-11-29. Посетено на 2015-12-24.
6. ↑  Pascale Ehrenfreund; и др. уред. (2004). *Astrobiology: future perspectives*. Dordrecht [u.a.]: Kluwer Academic. ISBN 1402023049. Посетено на 28 August 2014.
7. ↑  These times come from: Byrne, J. *Neutrons, Nuclei, and Matter*, Dover Publications, Mineola, New York, 2011, ISBN 0486482383, p 8.