نواة الشمس: الفرق بين النسختين

|المؤلفينمؤلفين المشاركينمشاركين=et al.

|العنوانعنوان=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core

|journalصحيفة=[[ساينس]]

|volumeالمجلد=316 |issueالعدد=5831 |الصفحاتصفحات=1591–1593

|السنةسنة=2007

|المؤلفمؤلف=Basu

|العنوانعنوان=Fresh insights on the structure of the solar core

|العملعمل=Astrophysical Journal

|issueالعدد=699

|السنةسنة=2009 |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403

|journalصحيفة=The Astrophysical Journal

|volumeالمجلد=699

|الصفحةصفحة=1403

|وصلة المؤلفمؤلف=Basu et al.

|arxiv = 0905.0651}}</ref><ref name=NASA1>{{مرجعاستشهاد ويب|المسارمسار=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |العنوانعنوان=NASA/Marshall Solar Physics |الناشرناشر=Solarscience.msfc.nasa.gov |التاريختاريخ=2007-01-18 |تاريخ الوصول=2009-07-11| مسار الأرشيفأرشيف = https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml | تاريخ الأرشيفأرشيف = 29 مارس 2019 }}</ref> (حوالي 150 ضعف من كثافة الماء). تصل درجة الحرارة ضمن النواة إلى 15.7 مليون [[كلفن]]، في حين أن درجة حرارة سطح الشمس تصل إلى 5,800 كلفن.<ref name="Garcia2007"/> وفق تحليل [[المسبار]] [[سوهو (مسبار شمسي)|سوهو]] فإن نواة [[الشمس]] تدور بسرعة أكبر من سرعة دوران المنطقة الإشعاعية.<ref name="Garcia2007"/> تنتج الطاقة الشمسية خلال معظم حياة الشمس من خلال [[اندماج نووي|الاندماج النووي]] من خلال سلسلة من المراحل تدعى ب[[سلسلة تفاعل بروتون-بروتون]]، ومن خلال هذه العملية يتحول [[الهيدروجين]] إلى [[هيليوم]].<ref>{{Citeاستشهاد journalبدورية محكمة|الأخير=Broggini|الأول=Carlo|التاريختاريخ=26–28 June 2003|الصفحةصفحة=21|journalصحيفة=Physics in Collision|العنوانعنوان=Nuclear Processes at Solar Energy|bibcode=2003phco.conf...21B|arxiv=astro-ph/0308537|ref=harv}}</ref> بينما ينتج عن طريق [[دورة كنو]] فقط 0.8% من طاقة الشمس.<ref name=jpcs271_1_012031>{{Citeاستشهاد بدورية journalمحكمة | الأخير1=Goupil | الأول1=M. J. | الأخير2=Lebreton | الأول2=Y. | الأخير3=Marques | الأول3=J. P. | الأخير4=Samadi | الأول4=R. | الأخير5=Baudin | الأول5=F. | العنوانعنوان=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns | journalصحيفة=Journal of Physics: Conference Series | volumeالمجلد=271 | issueالعدد=1 | الصفحةصفحة=012031 | الشهرشهر=January | السنةسنة=2011 | doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031 | bibcode=2011JPhCS.271a2031G | display-authors=1 | postscript=<!-- Bot inserted parameter. Either remove it; or change its value to "." for the cite to end in a ".", as necessary. -->{{inconsistent citations}} |arxiv = 1102.0247}}</ref>

تعتبر نواة الشمس الطبقة التي تنتج معظم الطاقة الحرارية للشمس من خلال الاندماج النووي، فمن خلال الـ 24 % من نصف القطر الشمسي يتم إنتاج 99% من الطاقة. وتتوقف عملية الاندماج النووي ما بعد 30% من نصف القطر الشمسي، في حين أن بقية النجم يتم تسخينه عن طريق [[انتقال الحرارة|الانتقال الحراري]]. وهكذا فإن الطاقة المنتجة من النواة تنتقل منها خلال عدة طبقات لتصل إلى [[غلاف ضوئي|الفوتوسفير]] لتنتقل من ثمة إلى الفضاء على شكل أشعة ضوئية و[[طاقة حركية]] للجسيمات.<ref name=Zirker2002-15>{{مرجعاستشهاد كتاببكتاب|الأخير=Zirker|الأول=Jack B.|العنوانعنوان=Journey from the Center of the Sun|السنةسنة=2002|الناشرناشر=[[دار نشر جامعة برنستون]]|الرقم المعياري=978-0-691-05781-1|الصفحاتصفحات=15–34}}</ref><ref name=Phillips1995-47>{{مرجعاستشهاد كتاببكتاب|الأخير=Phillips|الأول=Kenneth J. H.|العنوانعنوان=Guide to the Sun|السنةسنة=1995|الناشرناشر=[[مطبعة جامعة كامبريدج]]|الرقم المعياري=978-0-521-39788-9|الصفحاتصفحات=47–53}}</ref>

يعتمد معدل [[الاندماج النووي]] بشكل أساسي على الكثافة، وبالتالي فإن معدل الاندماج في قلب توازن يقوم بالتصحيح الذاتي: زيادة معدل الاندماج قليلاً تتسبب في زيادة [[درجة حرارة]] النواة وبالتالي توسعها قليلاً على حساب كتلة الطبقات الخارجية، لينتج عنه تخفيض في معدل الاندماج وتصحيح الاضطراب، والعكس صحيح فإن انخفاض معدل الاندماج النووي يؤدي إلى إنخفاضانخفاض درجة حرارة النواة وتقلصها لينتج عنه زيادة في معدل الاندماج والعودة مرة أخرى إلى التوازن.