太陽核

太陽の中心核は、中心から太陽半径の約0.2倍（139,000 km、86,000マイル）まで広がっていると考えられています。^[1]太陽と太陽系の中で最も高温な部分です。中心の密度は150,000 kg/m ³（150 g/cm ³）、温度は1500万ケルビン（1500万℃、2700万華氏度）です。^[2]

中心核は高温高密度プラズマ（イオンと電子）で構成されており、 中心の圧力は2650万ギガパスカル（3.84 × 10 ^{12 psi）と推定されています。 [3]}核融合により、太陽プラズマの組成は、外核では質量比68～70%の水素ですが、中心部では34%の水素にまで低下します。^[4]

中心核は太陽の質量の 34% を占めますが、体積は太陽の 3% に過ぎず、太陽の核融合エネルギーの 99% を生み出しています。4 つの水素原子核が最終的に 1 つのヘリウム原子核になる可能性がある反応は 2 つあります。1 つは陽子-陽子連鎖反応(太陽の放出エネルギーの大部分を占める)、もう 1 つはCNO サイクルです。

太陽の組成は深さによって異なる。光球では、質量の約 73～74% が水素で、残りは主にヘリウムである。これは木星の大気と同じ組成であり、ビッグバン後の最も初期の星形成時のガスの原始的組成である。しかし、太陽の深さが増すにつれて、核融合によって水素の割合が減少する。内側に向かって移動すると、コア半径に到達した後、水素の質量割合は急速に減少し始め (太陽半径の 25% に等しい半径でも約 70%)、その内側では、コアを横切るにつれて水素の割合が急速に低下し、太陽の中心 (半径 0) で約 33% の水素の最低値に達する。残りのプラズマ質量の 2% (つまり 65%) を除くすべてがヘリウムである。^[5]

約3.7 × 10 毎秒^38個の陽子（水素原子核） ^{[検証失敗]}、つまり約6億トンの水素がヘリウム原子核に変換され、3.86 × 10毎秒^{26ジュール[6]}

太陽の熱のほとんどは、核融合によって核から放出される。恒星の残りの部分は、核から外向きの熱伝達によって加熱される。核融合によって生成されたエネルギーは、ニュートリノによって運ばれる小さな部分を除き、太陽光として、あるいは重い粒子の運動エネルギーまたは熱エネルギーとして宇宙に逃げる前に、多くの連続層を通過して太陽の光球まで移動しなければならない。核融合の単位時間あたりのエネルギー変換（電力）は、太陽中心からの距離によって変化する。太陽中心での核融合電力は、モデルによって約 276.5 ワット/m ³と推定されている。^[7]非常に高温であるにもかかわらず、核全体のピーク電力生成密度は、活発な堆肥の山に似ており、成人の代謝によって生成される電力密度よりも低い。太陽は、その巨大な体積と限られた熱伝導率のために、堆肥の山よりもはるかに高温である。^[8]

太陽の核融合コア内部で発生する低出力電力も、シュテファン・ボルツマンの法則を単純に適用すれば1,000 万～1,500 万ケルビンの温度で大きな電力が予測できることを考えると、驚くべきことかもしれない。しかし、太陽の各層は、それよりわずかに温度が低い外層に放射しており、この層間の放射電力の差が太陽コアでの正味電力生成と伝達を決定する。

太陽半径の 19% 、中心核の端付近では、温度は約 1000 万ケルビン、核融合エネルギー密度は 6.9 W/m ³で、これは太陽中心の最大値の約 2.5% です。ここでの密度は約 40 g/cm ^{3 で}、中心の密度の約 27% です。^[9]太陽エネルギーの約 91% はこの半径内で生成されます。半径の 24% 以内 (一部の定義では外側の「中心核」) では、太陽のエネルギーの 99% が生成されます。太陽半径の 30% を超えると、温度は 700 万ケルビン、密度は 10 g/cm ³に低下し、核融合率はほぼゼロになります。^[7]

4 つの水素原子核が最終的に 1 つのヘリウム原子核を生成する 2 つの異なる反応、「陽子 - 陽子連鎖反応」と「CNO サイクル」があります。

4つのH原子核が最終的に1つのHe原子核を生成する最初の反応は、陽子-陽子連鎖反応として知られており、次の通りである。^{[6] [10]}

$${\displaystyle \left\{{\begin{aligned}&&{}^{1}\!\mathrm {H} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{2} \!\mathrm {D} +e^{+}+\nu _{e}\\{\text{then}}&&{}^{2}\!\mathrm {D} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{3}\!\mathrm {彼} +\gamma \\{\text{then}}&&{}^{3}\ !\mathrm {彼} +{}^{3}\!\mathrm {彼} &\rightarrow {}^{4}\!\mathrm {彼} +{}^{1}\!\mathrm {H} +{}^{1}\!\mathrm {H} \\\end{aligned}}\right.}$$

この反応シーケンスは、太陽の中心核で最も重要なものと考えられています。最初の反応の特徴的な時間は、中心核の高密度と高温であっても約10億年です。これは、核子がくっつく前に弱い力によってベータ崩壊を起こす必要があるためです（核子がくっつくのに十分近づくためには、核子がお互いに向かってトンネルする時間ではほとんど起こりません）。対照的に、次の反応で重水素とヘリウム3が続く時間は、わずか約4秒と400年です。これらの後の反応は核力によって進行するため、はるかに高速です。^[11] 4つの水素原子を1つのヘリウム原子に変えるこれらの反応によって放出される総エネルギーは、26.7 MeVです。

2 番目の反応シーケンスは、4 つの H 原子核が最終的に 1 つの He 原子核に変化するもので、CNO サイクルと呼ばれ、太陽エネルギー全体の 10% 未満を生成します。これには、全体のプロセスで消費されない炭素原子が関与します。この CNO サイクルの詳細は次のとおりです。

$${\displaystyle \left\{{\begin{aligned}&&{}^{12}\!\mathrm {C} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{13} \!\mathrm {N} +\gamma \\{\text{then}}&&{}^{13}\!\mathrm {N} &\rightarrow {}^{13}\!\mathrm {C} +e^{+}+\nu _{e}\\{\text{then}}&&{}^{13}\!\mathrm {C} + {}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{14}\!\mathrm {N} +\gamma \\{\text{then}}&&{}^{14}\!\mathrm {N} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm {O} +\gamma \\{\text{then}}&&{}^{15}\!\mathrm {O} &\rightarrow {} ^{15}\!\mathrm {N} +e^{+}+\nu _{e}\\{\text{then}}&&{}^{15}\!\mathrm {N} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{12}\!\mathrm {C} +{}^{4}\!\mathrm {He} +\gamma \\\end{整列}}\右。}$$

このプロセスは、上から時計回りに進んでいくと、右側の図でさらに理解しやすくなります。

核融合の速度は密度に大きく依存します。^{[引用が必要]}そのため、コアの核融合速度は自己修正平衡状態にあります。核融合速度がわずかに高くなると、コアはより熱くなり、外層の重量に逆らってわずかに膨張します。 ^{[引用が必要]}これにより、核融合速度が低下し、摂動が修正されます。また、速度がわずかに低くなると、コアは冷えてわずかに収縮し、核融合速度が増加して、再び現在のレベルに戻ります。^{[引用が必要]}

しかし、太陽は主系列の間に徐々に熱くなります。これは、核のヘリウム原子が、核融合の元となった水素原子よりも密度が高いためです。これにより、核にかかる重力圧が増加しますが、核融合の発生率が徐々に増加することで、これに抵抗します。このプロセスは、核が徐々に密度が高くなるにつれて、時間とともに加速します。太陽は過去45億年で30％明るくなり^[12]、1億年ごとに1％ずつ明るさを増し続けると推定されています。^[13]

核融合反応で放出される高エネルギー光子（ガンマ線）は、太陽の表面まで間接的な経路をたどります。現在のモデルによると、太陽放射帯（太陽半径の75％以内の領域で、熱伝達は放射によって行われます）での自由電子からのランダム散乱により、コアから放射帯の外縁までの光子拡散時間スケール（または「光子移動時間」）は約17万年になります。そこから光子は対流帯（太陽の中心からの距離の残りの25％）に入り、そこでは支配的な伝達プロセスが対流に変わり、熱が外に移動する速度が大幅に速くなります。^[14]

太陽の中心部から光球への熱伝達の過程で、太陽の中心部にあるガンマ光子は散乱中に数百万の可視光子に変換され、宇宙空間に逃げていきます。ニュートリノも中心部の核融合反応によって放出されますが、光子とは異なり、物質と相互作用することはほとんどないため、ほぼすべてが太陽からすぐに逃げることができます。長年にわたり、太陽で生成されるニュートリノの数は理論予測よりもはるかに少ないものでしたが、この問題は最近、ニュートリノ振動の理解が深まったことで解決されました。

• アクティブ領域
• 恒星核

• 太陽の核のアニメーションによる説明。Wayback Machineに 2015-11-16 にアーカイブされています(サウスウェールズ大学)。
• 太陽の中心核の温度と密度のアニメーションによる説明。Wayback Machineに 2015-11-16 にアーカイブされています(サウスウェールズ大学)。