태양: 두 판 사이의 차이
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|저널 = Optics & Photonics News
|쪽 = 12–13
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|ref = harv
|확인날짜 = 2010년 8월 15일
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|이름=Zeilik |성=M.A.
|성2=Gregory |이름2=S.A.
|제목=Introductory Astronomy & Astrophysics (제4권)
|page=322
|출판사=Saunders College Publishing
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|제목=Fresh insights on the structure of the solar core
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...699.1403B
|issue=699
|연도=2009
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|이름5=Aldo M.
|ref=harv
}}</ref><ref name=NASA1>{{웹 인용|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |제목=NASA/Marshall Solar Physics |출판사=Solarscience.msfc.nasa.gov |날짜=2007-01-18 |확인날짜=2009-07-11}}</ref> 온도는 13,600,000[[켈빈|K]]이다(반면 태양 표면은 약 5,800켈빈 수준이다). 최근 [[소호 태양 관측 위성|SOHO]]의 분석에 따르면 중심핵 부분은 그 위 복사층보다 빠르게 자전하고 있다고 한다.<ref name="Garcia2007"/> 태양은 일생 대부분의 기간동안 [[양성자-양성자 연쇄 반응]]이라는 이름의 [[핵융합]]으로 에너지를 만든다. 이 과정을 통해 [[수소]]는 [[헬륨]]으로 변환된다.<ref>{{저널 인용 |성=Broggini|이름=Carlo|날짜=2003-06-26
중심핵은 핵융합을 통해 감지 가능한 수준의 열을 만드는 유일한 장소이다. 태양 중심에서 반지름 24퍼센트 지점까지 태양 에너지의 99퍼센트가 생산되고 반지름 30퍼센트 지점에서 융합 작용은 거의 멈춘다. 30퍼센트부터 최외곽까지 나머지 부분은 중심핵과 핵 바로 바깥 층에서 바깥으로 전달되는 에너지로 가열된다. 핵에서 융합을 통해 만들어진 에너지는 층 여러개를 통과한 뒤 광구에 도착하고, 햇빛 또는 입자들의 [[운동 에너지]] 형태로 우주로 달아난다.<ref name=Zirker2002-15>Zirker, 2002, pp. 15–34</ref><ref name=Phillips1995-47>Phillips, 1995, pp. 47–53</ref>
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