태양 내부 이론

태양 내부 이론 대해서 알아보자

 

양성자의 융합은 태양의 중심에서 발생할 수 있습니다. 온도가 1,200만 K를 초과하는 경우에만, 우리는 태양이 실제로 이렇게 뜨겁다는 것을 어떻게 알 수 있습니까. 태양의 내부가 어떤 것인지 결정하려면 계산이 복잡합니다. 우리는 태양의 내부를 볼 수 없기 때문에 우리는 표면에서 보는 것과 결합된 물리학에 대한 이해를 사용하여 내부에서 일어나야 하는 일에 대한 수학적 모델을 생각해야 합니다. 천문학자들은 관측을 사용하여 태양 내부에서 진행되는 물리적 과정에 대해 알고 있다고 생각하는 모든 것을 포함하는 컴퓨터 프로그램을 구축합니다. 그런 다음 컴퓨터는 태양 내부의 모든 지점에서 온도와 압력을 계산하고 어떤 핵반응이 일어나고 있는지 확인합니다. 일부 계산의 경우 관찰을 사용하여 컴퓨터 프로그램이 우리가 보는 것과 일치하는 결과를 생성하는지 여부를 확인할 수 있습니다. 컴퓨터 프로그램은 또한 태양이 시간에 따라 어떻게 변할지 계산할 수 있습니다. 결국 태양은 변해야 합니다. 그 중심에서 태양은 천천히 수소 공급을 고갈시키고 대신 헬륨을 생성하고 있습니다. 궁극적으로 핵융합에 충분한 뜨거운 수소 연료가 모두 고갈될 것이기 때문에 중심의 변화는 재앙적일 수 있습니다. 우리는 새로운 에너지 원을 찾아야 합니다. 그렇지 않으면 태양이 더 이상 빛나지 않을 것입니다. 태양은 너무 뜨거워서 그 안의 모든 물질이 플라스마라고 하는 이온화된 가스의 형태를 띱니다. 플라스마는 액체나 고체보다 수학적으로 설명하기 쉬운 뜨거운 가스와 매우 유사합니다. 가스를 구성하는 입자는 빠르게 움직이고 자주 서로 충돌합니다. 이 지속적인 폭격은 가스의 압력입니다. 주어진 부피의 가스 내에서 입자가 많을수록 더 많은 압력이 생성됩니다. 움직이는 입자의 결합된 영향이 수에 따라 증가하기 때문입니다. 분자 나 원자가 더 빨리 움직일 때 압력도 더 커집니다. 온도가 더 높을 때 분자가 더 빨리 움직이기 때문에 온도가 높을수록 압력이 높아집니다. 대부분의 다른 별들처럼 태양은 안정적입니다. 확장되거나 축소되지 않습니다. 그러한 별은 평형 상태에 있다고 합니다. 그 안에 있는 모든 힘은 균형을 이루므로 별 안의 각 지점에서 온도, 압력, 밀도 등이 일정한 값으로 유지됩니다. 우리는 이후 장에서 태양을 포함한이 안정된 별들조차 진화함에 따라 변화하고 있음을 보게 될 것입니다. 그러나 그러한 진화 적 변화는 매우 점진적이어서 모든 의도와 목적을 위해 별들은 주어진 시간에 여전히 평형 상태에 있습니다. 태양 내의 다양한 지역의 질량 사이의 상호 중력 적 인력은 태양을 중심으로 붕괴시키는 엄청난 힘을 생성합니다. 그러나 우리는 지구의 역사를 통해 태양이 수십억 년 동안 대략 같은 양의 에너지를 방출해 왔음을 알고 있습니다. 따라서 분명히 매우 오랫동안 붕괴에 저항할 수 있었습니다. 따라서 중력은 다른 힘에 의해 균형을 이루어야 합니다. 그 힘은 태양 내부의 가스 압력 때문입니다. 계산에 따르면 중력으로 인해 태양이 붕괴되는 것을 방지할 수 있는 충분한 압력을 가하려면 중심의 가스가 1500만 K의 온도로 유지되어야 합니다. 그리고 태양은 다음과 같은 방식으로 안정성을 유지합니다. 그러한 별의 내부 압력이 외부 부품의 무게 균형을 맞추기에 충분하지 않으면 별이 다소 붕괴되어 수축하고 내부 압력을 축적합니다. 반면에 압력이 위에 있는 층의 무게보다 크면 별이 팽창하여 내부 압력이 감소합니다. 팽창이 멈추고 모든 내부 지점의 압력이 그 지점 위의 항성 층의 무게와 같을 때 다시 평형에 도달할 것입니다. 비유는 팽창된 풍선으로, 내부와 외부의 공기 압력이 평형에 도달할 때까지 팽창하거나 수축합니다. 이 조건에 대한 기술 용어는 정수압 평형입니다.. 안정된 별은 모두 정수압 평형 상태에 있습니다. 지구의 대기뿐만 아니라 지구의 바다도 마찬가지입니다. 공기 자체의 압력은 공기가 땅으로 떨어지는 것을 방지합니다. 태양이 식지 않는다. 추운 겨울밤에 창문을 열어 본 적이 있는 모든 사람들이 알고 있듯이, 열은 항상 더운 지역에서 더 시원한 지역으로 흐릅니다. 에너지가 별의 표면을 향해 바깥쪽으로 여과됨에 따라 내부의 더운 지역에서 흘러나와야 합니다. 우리가 별에서 안쪽으로 갈 때 온도는 보통 더 차가워질 수 없습니다. 그렇지 않으면 에너지가 들어와서 그 지역이 적어도 바깥쪽만큼 뜨거워질 때까지 가열합니다. 과학자들은 온도가 별의 중심에서 가장 높으며 항성 표면으로 갈수록 더 낮은 값으로 떨어지고 있다고 결론지었습니다. 별을 통한 에너지의 외부 흐름은 내부 열을 빼앗기고 그 에너지가 대체되지 않으면 별은 냉각될 것입니다. 마찬가지로, 뜨거운 다리미는 전기 에너지 원에서 분리되는 즉시 냉각되기 시작합니다. 따라서 각 별에는 신선한 에너지의 원천이 있어야 합니다. 태양의 경우, 우리는이 에너지 원이 헬륨을 형성하기 위한 수소의 지속적인 융합이라는 것을 보았습니다. 태양 에너지를 생성하는 핵반응은 그 안에서 깊숙이 발생하기 때문에 에너지는 태양의 중심에서 표면으로 전달되어야 합니다. 여기서 우리는 열과 빛의 형태로 볼 수 있습니다. 에너지가 한 곳에서 다른 곳으로 전달되는 세 가지 방법이 있습니다. 별에서는 도통 원자 또는 분자는 주변 사람들과의 충돌에 의해 에너지를 전달한다. 예를 들어 뜨거운 커피 한 잔을 저으면서 금속 스푼 손잡이가 뜨거워질 때 이런 일이 발생합니다. 별에서는 대류 그들 자신의 에너지를 운반 따뜻한 물질 상승 전류는 층 냉각기. 좋은 예는 벽난로에서 올라오는 뜨거운 공기입니다. 에서 방사선, 에너지 광자는 뜨거운 물질에서 멀어지고 에너지의 일부 또는 전부를 전달하는 일부 물질에 흡수됩니다. 손을 전기 히터의 코일에 가까이 대면 적외선 광자가 손을 데울 수 있습니다. 전도와 대류는 행성 내부에서 모두 중요합니다. 훨씬 더 투명한 별에서는 복사와 대류가 중요하지만 전도는 일반적으로 무시할 수 있습니다. 항성 대류는 뜨거운 가스의 흐름이 별을 통해 위아래로 흐를 때 발생합니다. 이러한 전류는 적당한 속도로 이동하며 별의 전반적인 안정성을 손상시키지 않습니다. 뜨거운 물질이 올라감에 따라 차가운 물질이 떨어지고 그것을 대체하기 때문에 내부 또는 외부로 질량의 순 이동도 발생하지 않습니다. 상승 및 하강 셀의 대류 순환이 발생합니다. 거의 동일한 방식으로 벽난로의 열이 실내의 기류를 자극할 수 있으며 일부는 상승하거나 하락할 수 있습니다. 방 대류는 별을 통해 매우 효율적으로 열을 전달합니다. 태양에서 대류는 중앙 지역과 표면 근처에서 중요한 것으로 밝혀졌습니다. 대류가 발생하지 않는 한, 별을 통한 유일한 에너지 전달 방식은 전자기 복사입니다. 항성 내부의 가스는 매우 불투명합니다. 즉, 광자가 흡수되기 전에 멀리 가지 않기 때문에 방사선은 항성에서 에너지를 전달하는 효율적인 수단이 아닙니다. 흡수된 에너지는 항상 재 방출되지만 어떤 방향으로도 재 방출될 수 있습니다. 별에서 바깥쪽으로 이동할 때 흡수된 광자는 별의 표면을 향하는 것만 큼 별의 중심을 향해 다시 방사될 가능성이 거의 높습니다. 따라서 특정 양의 에너지는 거의 무작위로 지그재그로 주위를 돌며 별의 중심에서 표면으로 이동하는 데 오랜 시간이 걸립니다. 추정치는 다소 불확실하지만 우리가 본 것처럼 태양에서 필요한 시간은 아마도 100,000년에서 1,000,000 년 사이입니다. 광자가 흡수되지 않고 도중에 재 방출되면 중성미자가 하는 것처럼 빛의 속도로 이동하여 2 초가 조금 넘게 표면에 도달할 수 있습니다.