1. 극한 조건 :
- 고온 : 태양의 핵심은 섭씨 1,500 만도 (화씨 2,700 만도)에 도달합니다. 이 강렬한 열은 원자에 정전기 반발을 극복하고 융합이 발생하기에 충분히 가까워 질 수있는 충분한 에너지를 제공합니다.
- 고압 : 태양의 거대한 중력은 코어에 놀라운 압력을 주어 원자가 서로 자주 충돌하도록 강요합니다.
2. 퓨전 반응 :
- 양성자- 프로 톤 체인 : 태양에서의 1 차 융합 반응을 양성자-프로 톤 사슬이라고한다. 일련의 단계가 포함됩니다.
- 1 단계 : 두 양성자 (수소 핵)가 충돌하고 그중 하나는 베타 붕괴라고하는 과정을 통해 중성자로 변형됩니다. 이것은 중수소 핵 (하나의 양성자 및 1 개의 중성자), 양전자 (반물질 전자) 및 중성미자를 생성합니다.
- 2 단계 : 중수소 핵은 다른 양성자와 결합하여 헬륨 -3 핵 (2 개의 양성자 및 1 개의 중성자)을 형성하여 감마선을 방출합니다.
- 3 단계 : 2 개의 헬륨 -3 핵 퓨즈를위한 헬륨 -4 핵 (2 개의 양성자 및 2 개의 중성자)을 생성하여 2 개의 양성자 (사이클을 다시 입력 할 수 있음)와 많은 양의 에너지를 방출합니다.
3. 에너지 방출 :
- 감마선 : 융합 반응은 주로 감마선 (고 에너지 광자)의 형태로 엄청난 양의 에너지를 방출합니다.
- 빛과 열 : 이 감마선은 주변 물질과 상호 작용하여 에너지를 가시 광선과 열로 점차 변환합니다.
4. 연속주기 :
- 방출 된 에너지는 외부 압력을 생성하여 중력의 내부 힘의 균형을 유지합니다. 이것은 태양을 안정적으로 유지하고 융합 반응이 계속 유지되도록합니다.
-이 과정은 수소를 헬륨으로 지속적으로 변환하여 태양을 유지하고 지구에 빛과 따뜻함을 제공하는 에너지를 방출합니다.
키 포인트 :
- 태양의 융합 반응은 엄청나게 느리며, 상당한 양의 수소를 헬륨으로 전환하는 데 수백만 년이 걸립니다.
- 태양의 엄청난 크기와 중력은 융합에 필요한 조건을 만들고 유지하는 데 중요합니다.
- 태양의 Fusion에 의해 생성 된 에너지는 지구에서 우리가받는 거의 모든 빛과 열을 담당합니다.
이것은 단순화 된 설명입니다. 이 과정은 훨씬 더 복잡하고 다양한 입자 상호 작용과 양자 역학을 포함합니다. 그러나 그것은 핵 융합이 태양에 힘을 발휘하는 방법의 필수 요소를 포착합니다.
