النواة الشمسية

الموسوعة الحرة
رسم توضيحي مقطعي للشمس يُظهر المنطقة الأساسية في المركز.

النواة الشمسية هي المنطقة الساخنة والكثيفة في مركز الشمس، حيث تُولّد الطاقة عن طريق الاندماج النووي . ويُعتقد أنها تمتد من مركز الشمس إلى حوالي 0.2 من نصف قطرها ( 139,000 كم؛ 86,000 ميل ). [ 1 ] وهي الجزء الأكثر سخونة في الشمس وفي النظام الشمسي . تبلغ كثافتها 150,000 كجم/م³ ( 150 جم /سم³ ) في المركز، ودرجة حرارتها 15,000,000 كلفن (27,000,000 درجة فهرنهايت؛ 15,000,000 درجة مئوية) . [ 2 ]       

يتكون لب الشمس من بلازما ساخنة وكثيفة (أيونات وإلكترونات)، بضغط يُقدّر بنحو 26.5 مليون جيجا باسكال (3.84 × 10¹² رطل/بوصة مربعة ) في المركز. [ 3 ] وبسبب الاندماج النووي ، ينخفض ​​تركيب بلازما الشمس من حوالي 70% هيدروجين بالكتلة في اللب الخارجي، إلى 34% هيدروجين في المركز. [ 4 ]  

يحتوي لب الشمس على 34% من كتلتها، لكنه لا يشكل سوى 3% من حجمها، وهو يُولّد 99% من طاقة الاندماج النووي للشمس. هناك تفاعلان متميزان قد ينتج عنهما في النهاية نواة هيليوم واحدة من أربع نوى هيدروجين : تفاعل البروتون-بروتون المتسلسل - المسؤول عن معظم الطاقة المنبعثة من الشمس - ودورة CNO .

تعبير

يختلف تركيب الشمس باختلاف العمق. [ 5 ] في الغلاف الضوئي، يشكل الهيدروجين حوالي 73-74% من كتلتها، أما الباقي فهو في الأساس هيليوم ، وهو نفس تركيب غلاف كوكب المشتري الجوي ، والتركيب البدائي للغازات عند تكوّن النجوم في بداياتها بعد الانفجار العظيم . مع ذلك، كلما ازداد العمق داخل الشمس، قلّص الاندماج النووي نسبة الهيدروجين. عند التوغل نحو الداخل، تبدأ نسبة كتلة الهيدروجين بالتناقص بسرعة بعد الوصول إلى نصف قطر النواة (لا تزال حوالي 70% عند نصف قطر يساوي 25% من نصف قطر الشمس)، وداخل النواة، تنخفض نسبة الهيدروجين بسرعة مع اجتيازها، حتى تصل إلى أدنى مستوى لها عند حوالي 33% في مركز الشمس (نصف القطر صفر). يشكل الهيليوم 65% من كتلة البلازما المتبقية باستثناء 2% فقط. [ 6 ]

تحويل الطاقة

حوالي 3.7 × 10 يتم تحويل 38 بروتونًا ( نوى هيدروجين )، أو ما يقارب 600 مليون طن من الهيدروجين، إلى نوى هيليوم كل ثانية، مطلقةً طاقة بمعدل 3.86 × 1026 جول في الثانية. [ 7 ]

يُنتج لبّ الشمس معظم حرارتها عبر الاندماج النووي ؛ أما باقي أجزاء النجم فتُسخّن بانتقال الحرارة من اللبّ إلى الخارج. يجب أن تنتقل الطاقة الناتجة عن الاندماج في اللبّ، باستثناء جزء صغير تحمله النيوترينوات ، عبر طبقات متتالية عديدة إلى الغلاف الضوئي الشمسي قبل أن تتسرب إلى الفضاء على شكل ضوء الشمس ، أو على شكل طاقة حركية أو حرارية لجسيمات ضخمة. يختلف معدل تحويل الطاقة (القدرة) للاندماج في اللبّ باختلاف المسافة من مركز الشمس. في مركز الشمس، تُقدّر النماذج قدرة الاندماج بحوالي 276.5 واط/م³ . [ 8 ] على الرغم من حرارتها الشديدة، فإن ذروة كثافة توليد الطاقة في اللبّ تُشابه كثافة كومة سماد نشطة ، وهي أقل من كثافة الطاقة الناتجة عن عملية التمثيل الغذائي لإنسان بالغ. تُعدّ الشمس أكثر سخونة من كومة السماد نظرًا لحجمها الهائل وموصلية حرارتها المحدودة. [ 9 ]

قد يكون انخفاض الطاقة المنبعثة داخل قلب الاندماج النووي للشمس مفاجئًا، بالنظر إلى الطاقة الهائلة التي يمكن التنبؤ بها بتطبيق بسيط لقانون ستيفان-بولتزمان عند درجات حرارة تتراوح بين 10 و 15 مليون كلفن. مع ذلك، تشع طبقات الشمس إلى الطبقات الخارجية بدرجة حرارة أقل بقليل، وهذا الاختلاف في قدرة الإشعاع بين الطبقات هو ما يحدد صافي توليد الطاقة ونقلها في قلب الشمس.

عند 19% من نصف قطر الشمس، قرب حافة اللب، تبلغ درجات الحرارة حوالي 10 ملايين كلفن، وكثافة طاقة الاندماج 6.9  واط/م³ ، أي ما يعادل 2.5% من القيمة القصوى في مركز الشمس. وتبلغ الكثافة هنا حوالي 40  غ/سم³ ، أي حوالي 27% من كثافتها في المركز. [ 10 ] يُنتج حوالي 91% من الطاقة الشمسية ضمن هذا النطاق. أما ضمن 24% من نصف القطر (اللب الخارجي وفقًا لبعض التعريفات)، فيُنتج 99% من طاقة الشمس. بعد تجاوز 30% من نصف قطر الشمس، حيث تبلغ درجة الحرارة 7 ملايين كلفن وتنخفض الكثافة إلى 10  غ/سم³ ، يصبح معدل الاندماج شبه معدوم. [ 8 ]

هناك تفاعلان متميزان قد تؤدي فيهما أربع نوى هيدروجين في النهاية إلى نواة هيليوم واحدة: "تفاعل سلسلة البروتون-البروتون" و "دورة CNO".

تفاعل متسلسل بين البروتونات

تفاعل متسلسل بين البروتونات

أول تفاعل قد ينتج عنه في النهاية نواة واحدة من الهيدروجين (H) والمعروف باسم تفاعل سلسلة البروتون-البروتون هو: [ 7 ] [ 11 ]

{1ح+1ح→2د+هـ++νهـثم2د+1ح→3حهـ+γثم3حهـ+3حهـ→4حهـ+1ح+1ح{\displaystyle \left\{{\begin{aligned}&&{}^{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{aligned}}\right.}

يُعتقد أن سلسلة التفاعلات هذه هي الأهم في لب الشمس. يبلغ الزمن المميز للتفاعل الأول حوالي مليار سنة حتى في ظل الكثافة العالية ودرجات الحرارة المرتفعة في اللب، وذلك بسبب ضرورة أن تُحدث القوة النووية الضعيفة تحلل بيتا قبل أن تتمكن النيوكليونات من الالتصاق (وهو أمر نادر الحدوث خلال فترة نفقها نحو بعضها البعض، لكي تكون قريبة بما يكفي للالتصاق). في المقابل، يبلغ زمن تفاعل الديوتيريوم والهيليوم-3 في التفاعلات اللاحقة حوالي 4 ثوانٍ و400 سنة فقط. تحدث هذه التفاعلات اللاحقة عبر القوة النووية ، وبالتالي فهي أسرع بكثير. [ 12 ] تبلغ الطاقة الكلية المنبعثة من هذه التفاعلات عند تحويل 4 ذرات هيدروجين إلى ذرة هيليوم واحدة 26.7 ميغا إلكترون فولت.

دورة CNO

دورة CNO

تُسمى سلسلة التفاعلات الثانية، التي قد ينتج عنها في النهاية نواة هيليوم واحدة من أربع نوى هيدروجين، بدورة CNO ، وتُنتج أقل من 10% من إجمالي الطاقة الشمسية . وتشمل هذه الدورة ذرات كربون لا تُستهلك في العملية الكلية. وفيما يلي تفاصيل دورة CNO:

{12ج+1ح→13شمال+γثم13شمال→13ج+هـ++νهـثم13ج+1ح→14شمال+γثم14شمال+1ح→15يا+γثم15يا→15شمال+هـ++νهـثم15شمال+1ح→12ج+4حهـ+γ// $$ \\{\text{ثم}}&&{}^{14}\!\mathrm {N} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm {O} +\gamma \\{\text{ثم}}&&{}^{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{محاذاة}}\right.}

يمكن فهم هذه العملية بشكل أفضل من خلال الصورة الموجودة على اليمين، بدءًا من الأعلى في اتجاه عقارب الساعة.

التوازن

يعتمد معدل الاندماج النووي بشكل كبير على الكثافة. لذا، فإن معدل الاندماج في قلب المفاعل النووي يكون في حالة توازن تصحيحي ذاتي: فزيادة طفيفة في معدل الاندماج ستؤدي إلى ارتفاع درجة حرارة القلب وتمدده قليلاً في مواجهة وزن الطبقات الخارجية، مما يقلل من معدل الاندماج ويصحح الاضطراب . أما انخفاض طفيف في معدل الاندماج فسيؤدي إلى تبريد القلب وانكماشه قليلاً، مما يزيد من معدل الاندماج ويعيده إلى مستواه الحالي.

مع ذلك، تزداد حرارة الشمس تدريجيًا خلال فترة وجودها على التسلسل الرئيسي ، لأن ذرات الهيليوم في نواتها أكثر كثافة من ذرات الهيدروجين التي اندمجت منها. يؤدي هذا إلى زيادة الضغط الجاذبي على النواة، والذي يُقاوم بزيادة تدريجية في معدل الاندماج النووي. تتسارع هذه العملية بمرور الوقت مع ازدياد كثافة النواة تدريجيًا. تشير التقديرات إلى أن سطوع الشمس قد ازداد بنسبة 30% خلال المليار ونصف المليار سنة الماضية [ 13 ] ، وسيستمر سطوعها في الازدياد بنسبة 1% كل 100 مليون سنة. [ 14 ]

نقل الطاقة

تتخذ الفوتونات عالية الطاقة ( أشعة غاما ) المنبعثة في تفاعلات الاندماج مسارات غير مباشرة إلى سطح الشمس. ووفقًا للنماذج الحالية، فإن التشتت العشوائي من الإلكترونات الحرة في المنطقة الإشعاعية الشمسية (المنطقة الواقعة ضمن 75% من نصف قطر الشمس، حيث يتم انتقال الحرارة بالإشعاع) يحدد المقياس الزمني لانتشار الفوتونات (أو "زمن انتقال الفوتونات") من اللب إلى الحافة الخارجية للمنطقة الإشعاعية بحوالي 170,000 سنة. ومن هناك، تعبر الفوتونات إلى المنطقة الحملية (الربع المتبقي من المسافة من مركز الشمس)، حيث تتحول عملية انتقال الحرارة السائدة إلى الحمل الحراري، وتصبح سرعة انتقال الحرارة إلى الخارج أسرع بكثير. [ 15 ]

في عملية انتقال الحرارة من اللب إلى الغلاف الضوئي، يتحول كل فوتون غاما في لب الشمس، أثناء تشتته، إلى ملايين الفوتونات الضوئية المرئية قبل أن ينطلق إلى الفضاء. كما تُطلق النيوترينوات من تفاعلات الاندماج في اللب، ولكن على عكس الفوتونات، نادرًا ما تتفاعل مع المادة، لذا فإن معظمها قادر على مغادرة الشمس فورًا. لسنوات عديدة، كانت قياسات عدد النيوترينوات المنتجة في الشمس أقل بكثير مما تنبأت به النظريات ، وهي مشكلة تم حلها مؤخرًا من خلال فهم أفضل لتذبذب النيوترينو .

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ غارسيا، رافائيل أ.؛ تورك-شييز، سيلفين؛ خيمينيز-رييس، سيباستيان ج.؛ وآخرون . (15 يونيو 2007). "  تتبع أنماط الجاذبية الشمسية: ديناميكيات لب الشمس". مجلة ساينس . 316 (5831): 1591-1593 . رمز Bibcode : 2007Sci...316.1591G . doi : 10.1126/science.1140598 . ISSN 0036-8075 . PMID 17478682. S2CID 35285705 .   
  2. ↑ "فيزياء الشمس في ناسا/مارشال" . NASA.gov . مؤرشف من الأصل بتاريخ 29-03-2019 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 09-07-2015 .
  3. ↑ "صحيفة حقائق الشمس" . أرشيف بيانات علوم الفضاء المنسق التابع لناسا .
  4. ↑ إي. غاري، ديل. "محاضرة علم الفلك في النظام الشمسي 22" . معهد نيوجيرسي للتكنولوجيا .
  5. ^ كريستنسن-دالسجارد، ج. بروفيت، سي آر؛ طومسون، إم جي (1993). “التطور النجمي، وانتشار العناصر، والتأثيرات الهيدروديناميكية على باطن الشمس”. في بيرثوميو، ج.؛ كريبير، م. (محرران). داخل الشمس . دوردريخت: كلوير. ص 13 – 30. 
  6. ↑ "علم الزلازل الشمسية والنجمية - نتائج حسابات النموذج الشمسي" . جامعة ستانفورد .
  7. 1 2 ماكدونالد، أندرو؛ كينويل، جون (2014). "مصدر الطاقة الشمسية" . مكتب الأرصاد الجوية . كومنولث أستراليا.
  8. 1 2 كوهين، هانا (18 ديسمبر 2000). "طبقات الشمس" . مختبر لورانس ليفرمور الوطني . مؤرشف من الأصل في 11 يونيو 2002.
  9. ↑ إس. كروسيلنيكي، كارل (17 أبريل 2012). "لحظات الدكتور كارل العظيمة في العلوم: الشمس الكسولة أقل طاقة من السماد" . هيئة الإذاعة الأسترالية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 فبراير 2014 .
  10. ↑ "نماذج باطن الشمس" (ملف PDF) . المعهد الهندي للفيزياء الفلكية . الصفحات 54-55 . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 17-12-2006. 
  11. ↑ إهرنفرويند، باسكال؛ وآخرون ، محررون. (2004). علم الأحياء الفلكي: آفاق مستقبلية . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. دوردريخت: كلوير أكاديميك. ISBN  978-1-4020-2304-0تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 أغسطس 2014 .
  12. ↑ بيرن، ج. (1995). النيوترونات، والنوى، والمادة: استكشاف فيزياء النيوترونات البطيئة (طبعة مُنقحة ). بريستول: دار نشر معهد الفيزياء. ص 8. ISBN   978-0-7503-0264-7.
  13. ↑ "تطور الشمس" . كلية واينبرغ .
  14. ↑ كوليبارا، بونيت (22 يناير 2014). "الأرض لن تموت بالسرعة التي كان يُعتقد بها" . Science.org .
  15. ↑ ميتالاس، ر.؛ سيلز، ك. ر. (ديسمبر 1992). "حول المقياس الزمني لانتشار الفوتونات في الشمس". المجلة الفيزيائية الفلكية . 401 : 759. Bibcode : 1992ApJ...401..759M . doi : 10.1086/172103 . ISSN 0004-637X .