전통문화대전망 - 전통 미덕 - 태양 진화 과정
태양 진화 과정
(1) 주서성의 이전 단계, 이것은 태양의' 어린 시절' 이다. 한 덩어리의 기체 구름이 만유인력의 작용으로 수축하고, 비트는 에너지로 변환될 수 있다. 코어 부분의 온도와 밀도가 어느 정도 높아지면 열핵반응이 시작되고 수축이 멈춥니다. 태양은 이 단계에서 약 2 천만 년을 겪었다.
(2) 태양의' 장년기' 인 주서성 단계. 태양의 핵심 온도는 17 도에 달하며 수소 핵융합으로 에너지를 생산한다. 태양은 이 단계에서 가장 오래 머물며, 9 억 년으로 추산되며, 태양은 현재 이 단계에 있다.
(3) 태양의' 노년시대' 인 붉은 거성 단계. 중심 지역의 수소가 소진되어 생산능력 효율이 크게 감소하고 외부 방사선 압력이 약해졌다. 따라서 중심 영역은 외부 압력을 견디지 못하고 수축하기 시작합니다. 수축에 의해 방출되는 에너지는 태양의 껍데기를 급격하게 팽창시켜 부피가 크고 밀도가 낮으며 표면이 비교적 차갑고 밝은 붉은 톱스타로 만들었다. 이 단계는 4 억년 동안 계속되었다. 태양이 붉은 거성으로 변할 때 지름이 현재의 25 배로 확대되어 지구의 궤도도 포함될 것으로 예상된다.
(4) 붉은 거성 후기, 이것은 태양의' 노년' 이다. 중심 영역의 온도와 밀도는 수축으로 인해 계속 증가합니다. 핵심 온도가 1 억 도에 이르면 세 개의 헬륨 핵융합이 하나의 탄소핵으로 변하는 열핵반응이 발생한다. 헬륨 핵이 타 오르면 중앙 지역이 수축되고 온도가 더 상승하고 핵이 다시 융합되어 더 무거운 원소가 생성됩니다. 태양은 이 단계에서 약 5 천만 년 동안 머물렀다.
(5) 백란성 단계, 태양풍촉 잔년의' 임종' 이다. 이때 태양핵은 고갈에 가까워질 수 있지만 내부 온도는 매우 높다. 고온으로 인한 엄청난 기압과 복사압으로 인해 태양 껍데기에 빅뱅이 발생하고 대량 투사 물질이 발생하며, 결국 안정된 커널만 남게 된다. 그 결과 태양은 작고 촘촘한 백색 왜성으로 변했다. 태양은 이 단계에서 약 1 억년 동안 유지될 수 있다. < P > 태양의 이러한 진화 패턴은 만유인력과 열팽창력을 동력균형으로, 핵반응을 에너지 공급으로, 수소융합반응에 따라 헬륨, 헬륨융합반응이 탄소를 생성하는 순서에 따라 층별로 추진된다. 태양을 구성하는 구조력은 만유인력, 중력붕괴가 주도하는 태양 진화 모델, 각 단계의 핵반응은 태양의 중심에서 시작되며 환골탈태의 탈바꿈, 팽창수축, 팽창과 수축, 결국 백란성으로 변해야 한다. < P > 그러나 표준 태양 모델과 달리 태양 형태 필드 구조 모델에서는 태양을 구성하는 구조력이 두 가지로 나뉜다. 핵심 영역과 복사층은 질량장 작용력, 대류권은 만유인력, 핵심 영역 융합 반응을 주도하는 것은 만유인력이 아니라 질량장 작용력이다. 따라서 형태 필드 구조 모델에서 태양은 질량 필드 작용 패턴에 따라 진화하여 태양 형태 필드 진화 모델이라고 합니다. < P > 태양 형태장 진화 모델은 태양이 큰 기체 구름이 뭉친 이후 경험한 첫 번째 단계인 붉은 거성이라고 생각한다. 이 단계 초기에 기체 구름은 부피가 크고 밀도가 희박하며 아직 행성이 탄생하지 않았다. 다만 기체 구름 중심에서 막 핵반응 메커니즘을 작동시켰을 뿐, 생성된 열량은 두꺼운 구름체를 통해 은하계에서 일반적인 붉은 빛을 발한다. 만유인력의 작용으로 기체 구름이 점차 구형 항성으로 수축되고, 중심 지역의 핵반응 규모가 커지고, 별의 표면 온도가 3 도로 증가한 것이 바로 우리가 본 붉은 거성이다. 붉은 거성의 특징은 만유인력과 열팽창력이 동적 균형 상태에 있고, 별의 팽창과 수축 진동폭이 크며, 전환 주기가 길다는 것이다. 이 진화 단계를 정의하는 시간은 4 억 ~ 5 억년이다. < P > 이 단계에서 별을 형성하는 원시 성운의 질량이 크고 일정한 스핀 각운동량이 있다면, 기체 구름이 수축함에 따라 회전 속도가 빨라지고 기체 구름이 분열될 수밖에 없다. 이때 성운체는 쌍성계나 다은하로 진화할 것이다. 태양은 이 진화 모델에 들어가지 않았지만, 일부 기체 구름이 발사되어 행성고리와 태양계 주위를 둘러싸고 있는 올트 구름을 형성했다.
태양 진화의 두 번째 단계인 주서성. 이 단계에서 태양 부피는 더 수축되고 표면 온도는 3 도에서 1, 도로 점차 증가했다. 이 진화 단계를 정의하는 시간은 1 억년이며, 현재 태양의 나이는 5 억년, 표면온도는 6 도로 진화 중기에 있다. < P > 주서성 단계에서 태양 핵심 영역의 수소 원자는 고도로 이온화되어 양성자와 전자로 분해되며 양성자와 전자의 재결합은 수소 원자를 생성하는 것이 아니라 중성자를 생성하는 것이다. 두 양성자와 두 중성자가 결합하여 헬륨핵을 만들어 에너지를 방출한다. 이때, 핵구 입자간 상호 작용은 질량장 작용과 전기장 작용을 위주로 만유인력이 사라진다. 질량장 작용은 수소핵과 헬륨핵을 질서 정연하게 배열하고, 원자핵 평면은 내향에서 방사형으로 배열한다. 헬륨핵은 4 단위의 질량장과 2 단위의 전기장을 가지고 있고, 수소핵은 1 단위의 질량장과 1 단위의 전기장만 가지고 있기 때문에 헬륨핵 사이의 질량장과 전기장 작용이 수소핵보다 강하다. 그 결과 헬륨핵은 태양의 중심을 차지하며 수소핵을 밖으로 밀어내고 융합반응이 진행됨에 따라 헬륨핵으로 구성된 태양 코어가 결정체 결정화처럼 바깥쪽으로 자란다. < P > 주서성 초기에는 태양 중심부 구성 입자가 헬륨 핵을 위주로 하고 질량장과 전기장작용이 커널을 결정체로 만들고, 커널 외부는 양성자로 구성된 방사층이었고, 커널과 방사선층의 경계에 열핵반응권이 있었고, 열핵반응이 안쪽에서 바깥쪽으로 확산되면서 커널의 부피가 점점 커졌다. 주서성 중기, 핵질량장 작용 강도가 어느 정도 증가하면 헬륨핵이 융합반응을 일으켜 니켈핵 (6428NI) 을 생성한다. 이때, 태양 코어는 점차 헬륨 결정구에서 니켈 결정구로 바뀌었다. 융합 반응에 의해 생성 된 에너지는 방사선층을 통해 대류권으로 전도되며, 핵반응 규모가 커짐에 따라 (열핵반응권 반경이 커짐에 따라 표시) 태양 표면 온도가 점차 높아지고 방출되는 광파 파장이 점점 짧아지고 있다.
태양 진화의 세 번째 단계-백색 왜성. 주서성 단계, 태양 내부 구조는 커널, 복사층, 대류층으로 나뉘며, 코어와 복사층은 핵결정체 구조에 속하며, 복사층과 대류층 사이에서 열팽창력이 만유인력과 대치하고 동적 균형을 유지하며 진동 상태 (K 진동) 에 있다. 주서성 말기에 접어들면서 태양 핵의 반경이 점점 커지고, 복사층이 얇아지면서 방출되는 에너지가 점점 많아지고 있다. 열핵반응권에서 발생하는 열팽창력이 대류층의 만유인력 (중력) 보다 클 때, 별은 순식간에 폭발하여 대류권 가스를 우주공간으로 던진다. 이것이 바로 우리가 본 샛별이 폭발하는 것이고, 적나라한 결정체 커널과 방사선층은 백란성으로 진화한다. < P > 백색 왜성은 작은 크기, 낮은 밝기, 큰 품질 및 약 1 만 톤/입방 미터의 밀도를 가진 고밀도 천체입니다. 전통적인 별 진화 이론 연구에 따르면 백란성의 내부 핵융합 반응은 이미 중단되었고, 더 이상 핵융합의 열로 중력 붕괴에 저항하는 것이 아니라, 극도로 고밀도 물질에 의해 발생하는 전자간결 및 압력으로 지탱되고, 전자간결 및 압력이 지탱할 수 있는 최대 질량은 1.4 배 태양질량으로 찬드라세카 한계라고 한다. < P > 태양 형태 필드 진화 모델은 백란성이 질량장 작용으로 결합된 별이고, 구조 입자는 니켈 핵 (6428Ni) 으로 원자나 이온이 없는 것으로 보고 있다. 즉, 전자간결성과 압력지지는 존재하지 않는다. 구조 입자들은 서로 끌리지만 무한히 접근할 수는 없다. 원자핵 내부에도 이런 상황이 존재하고 있어 핵력의 포화성이라고 불린다. 백색 왜성은 중력의 붕괴에 의해 형성 되지 않는다, 그러나 태양의 중 핵에서 진화 하는 태양에 본래 존재 한다. < P > 사람들이 관찰한 백란성은 1 여 개이다. 시리우스의 동반자는 최초로 발견된 백란성이자 관찰된 가장 밝은 백란성 (8 등 별) 으로 지구보다 부피가 크지 않지만 질량은 태양과 비슷하다. 자료에 따르면 은하계에는 488 개의 백색 왜성이 있는데, 그것들은 모두 태양에서 멀지 않은 근거리 천체이다.