Hvordan blev solens kernetemperatur estimeret?

Sammensætningen kan bestemmes ved at tage spektre. Derudover kan massen bestemmes gennem dynamik. Hvis du kombinerer disse to under den antagelse, at stjernen er i en tilstand af hydrostatisk ligevægt (hvilket betyder, at stjernens udadgående termiske tryk på grund af fusion af hydrogen i helium er i balance med det indre trækkraft), kan du komme med udsagn om, hvad temperaturen og densiteten skal være i kernen. Du har brug for høje tætheder og høje temperaturer for at smelte brint til helium.

Husk, hvad der sker: Temperaturerne er varme nok til, at brint i kernen er fuldstændigt ioniseret, hvilket betyder, at for at smelte disse protoner i heliumkerner, skal du overvinde den elektromagnetiske frastødning, når to protoner kommer luk (som ladninger afviser). Nedenfor er et diagram over processen med en bestemt type fusion ( Proton-protonkædereaktion ).

Den anden fusionsreaktion, der forekommer ved stjernernes kerner, kaldes carbon -nitrogen-oxygen (CNO) -cyklus og er den dominerende energikilde for stjerner, der er mere massive end ca. 1,3 solmasser. Nedenfor vises denne proces.

Edit:
Nogen påpegede, at dette faktisk ikke svarer på det aktuelle spørgsmål – hvilket er sandt. At glemme, hvordan man selv laver nogle af de grundlæggende bagsider af konvolutberegningerne (jeg indrømmer, stjernestrofysik er bestemt ikke min specialitet), jeg har snublet over en meget rå og simpelt skøn over, hvordan man beregner solens centrale tryk og temperatur ud fra. beregningen påpeger dog de korrekte værdier, og hvad man skulle have brug for at vide for for at få detaljerne korrekte.

Kommentarer

• Dette svar besvarer ikke ‘ t virkelig spørgsmålet som til hvordan temperaturværdien på ~ 10 ^ 7 K bestemmes.
• @ Guillochon Ja, du ‘ har ret. Jeg var lidt for generel. Jeg ‘ Jeg prøver at opdatere med et mere specifikt svar.
• @Guillochon I ‘ har tilføjet et link. Du er velkommen for at ændre / redigere mit svar, hvis du har bedre oplysninger ved hånden.
• Temperaturen i solen er IKKE tilstrækkelig til at overco mig Coulomb-barrieren alene for brintfusion, men kræver kvantetunnel.

Hydrodynamiske modeller af solen tillade en metode til at estimere dens interne egenskaber. For at gøre dette skal solens masse, radius, overfladetemperatur og samlede lysstyrke (udsendt strålingsenergi) / s være kendt (bestemt observationsmæssigt). Med flere antagelser, fx at Solen opfører sig som en væske, og at lokal termodynamisk ligevægt gælder, kan stjernernes ligninger anvendes. Numeriske metoder anvendes til disse ligninger for at bestemme solens indre egenskaber, såsom dens centrale temperatur.

Et godt eksempel på, hvordan du selv kan løse dette problem, findes i bachelorteksten “En introduktion til moderne astrofysik” af Carroll og Ostlie (afsnit 10.5). FORTRAN-koden til at køre din egen stjernemodel er inkluderet i tillæg H.

Et omfattende gennemgangspapir om, hvordan stjerner af forskellige masser udvikler sig internt (f.eks. Med hensyn til T, P osv.), Der er værd læsning er: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

En meget interessant historisk oversigt over udviklingen af Standard Solar Model: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Dette (ganske vist tørre) papir giver dig en god idé om, hvordan godt “standard” solmodeller estimerer solens indre egenskaber ved hjælp af helioseismologi og neutrino-målinger for at hjælpe med at binde deres randbetingelser: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B Svaret er, at de matcher utroligt godt (> 0,2% fejl)

Dette var de mindst tekniske (men stadig akademisk offentliggjorte) referencer, jeg kunne finde.

Her er en omfattende side om det nyeste inden for solmodellering og måling af den indre sol ved hjælp af helioseismologi: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (meget teknisk)

Termonuklear fusion har intet at gøre med det centrale solens temperatur. Du kan få et groft skøn over temperaturen (med en vis nødvendig forenkling) ved at følge denne tankegang:

1. Solens materiale er en ideel, fuldstændigt ioniseret gas (alle elektroner er adskilt fra kerner);

2. Dette betyder, at gassens tryk er proportionalt med dens temperatur og antallet af gaspartikler i enhedsvolumen;

3. Trykket i midten (den inderste del) af solen skal være stort nok til at understøtte vægten af alle lagene ovenfor;

4. Hvis du antager, at Solen er kun lavet af brint, du får en central temperatur på omkring 23 millioner grader.

Kommentarer

• Jeg tror Jeg forstår, hvad du prøver at sige, men den første sætning er omstridt. Hvis der ikke var nogen nukleare reaktioner, ville solen med sin nuværende radius have den samme interne temperatur. Det ville dog ikke forblive sådan og ville blive varmere og mindre.
• Jeg tror, vi forstår hinanden. Mit svar handler kun om den hydrostatiske ligevægt (med ikke-degenereret gas, temperaturen går i opløsning), det vil sige svar på spørgsmål, hvordan man forhindrer kollaps af solen i dagskala. Faktisk stråler solen – det vil sige intern energi fra gas, der lækker ud i rummet, og stjernen skal tilpasse sig i overensstemmelse hermed på en tidsplan på millioner år – faktisk krymper den, og den centrale temperatur stiger. På et eller andet tidspunkt er temperaturen høj nok til at muliggøre fusion og stjernen stabiliseres (udstrålet energi genereres ved fusion).
• Ja, så i den forstand bestemmer nuklear fusion solens centrale temperatur eller i det mindste forhindre, at den bliver endnu varmere. Men jeg er enig i, at du ikke behøver at vide om fusion for at beregne solens nuværende centrale temperatur – givet dens nuværende masse, radius og sammensætning.
• Jeg er enig. Oprindeligt ville jeg kun understrege, at fusionen ikke er den proces, der holder solens indre varmt (tyngdekraften og gasloven er alt, hvad vi har brug for). Faktisk forhindrer fusion interiøret i at være for hot 🙂

Generelt: du laver modeller af solen, og så ser du, hvilken der er enig med alle observationer, og kontrollerer hvilken temperatur denne model forudsiger for kernen.

En meget enkel model, der giver en god tilnærmelse : fusion sker inden for et lille volumen i kernen, og en del af den frigivne energi transporteres til overfladen bagefter, indtil den kan slippe ud som lys. Vi ved, hvor meget lys solen udsender, og du kan beregne de nødvendige temperatur- og densitetsgradienter indeni, der er nødvendige for at transportere denne kraft og for at holde solen stabil. Arbejd fra overfladen indad, og du får et skøn for kernetemperaturen.

En anden god tilgang er fusionshastigheden – dette er også kendt fra den samlede effekt, og det kan sammenlignes med fusionshastigheden, solen ville have ved forskellige temperaturer.