초기 아이디어 (20 세기 전) :
* 중력 수축 : 초기 과학자들 (Hermann von Helmholtz와 Kelvin 경)은 태양의 에너지가 자신의 중력 하에서 점진적인 수축에서 비롯되었다고 제안했다. 이것은 열을 방출 할 것이지만, 계산은이 과정이 지구의 시대보다 훨씬 적은 수천만 년 동안만 태양을 유지할 수 있음을 보여 주었다.
* 화학 반응 : 또 다른 이론은 태양의 에너지가 화상과 같은 화학 반응에서 나온다는 것입니다. 그러나 이것은 필요한 연료의 양이 엄청나고 태양이 훨씬 빨리 타 버렸기 때문에 이것은 빠르게 배제되었습니다.
핵 시대 (20 세기 초) :
* 핵 융합 (1920 년대) : Arthur Eddington과 같은 물리학 자들은 원자와 그 구조의 발견으로 태양의 에너지가 그 핵심 내에서 발생하는 핵 융합 반응에서 나온 것을 제안했습니다. 아이디어는 수소 원자가 헬륨을 형성하기 위해 융합하여 공정에서 엄청난 양의 에너지를 방출한다는 것이었다.
확인 및 정제 (20 세기 중반) :
* 원자 반응 식별 (1930 년대) : 1930 년대에 Hans Bethe와 Carl Friedrich von Weizsäcker는 태양의 에너지 생산을 담당하는 특정 원자력을 알아 냈습니다. 그들은 "양성자-프로 톤 사슬"반응을 제안했는데,이 반응은 여러 단계를 포함하고 수소를 헬륨으로 융합시킨다.
* 실험 검증 (1950 년대) : 1950 년대 핵무기의 발전과 핵 물리학 연구는 태양 내 핵 융합 이론을 확인하는 실험적 증거를 제공했다.
현대의 이해 :
* 양성자-프로 톤 체인 및 CNO 사이클 : 오늘날, 우리는 태양의 에너지가 주로 우리의 태양과 같은 별의 지배적 인 융합 반응 인 양성자-프로 톤 사슬에서 나온다는 것을 알고 있습니다. 더 작은 기여는 CNO 사이클에서 비롯되며, 이는 더 크고 뜨거운 별에서 더 중요합니다.
* 에너지 운송 : 코어에서 생성 된 에너지는 방사선과 대류의 조합에 의해 태양 표면으로 전달됩니다.
* 태양 중성미자 : 융합 반응에 의해 생성 된 작은 입자 인 태양 중성미자의 존재는 핵 융합 모델을 추가로 확인하고 태양의 내부 작업에 대한 통찰력을 제공합니다.
요약 : 태양이 어떻게 에너지를 만드는지에 대한 이해는 중력과 화학을 기반으로 초기 투기 아이디어에서 현재 잘 확립 된 핵 융합 모델에 이르기까지 진행되었습니다. 이 이론은 광범위한 관찰과 이론적 계산에 의해 뒷받침되며, 그것은 별과 우주에 대한 우리의 이해의 초석입니다.
