Wie wurde die Kerntemperatur der Sonne geschätzt?

Die Zusammensetzung kann durch Aufnahme von Spektren bestimmt werden. Zusätzlich kann die Masse durch Dynamik bestimmt werden. Wenn Sie diese beiden kombinieren, unter der Annahme, dass sich der Stern in einem Zustand von hydrostatischem Gleichgewicht befindet (was bedeutet, dass der nach außen gerichtete thermische Druck des Sterns aufgrund der Fusion von Wasserstoff in Helium steht im Gleichgewicht mit dem nach innen gerichteten Zug der Schwerkraft. Sie können Aussagen darüber treffen, wie hoch die Temperatur und Dichte im Kern sein muss. Sie benötigen hohe Dichten und hohe Temperaturen, um Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen.

Denken Sie daran, was passiert: Die Temperaturen sind heiß genug, damit Wasserstoff im Kern vollständig ionisiert werden kann. Um diese Protonen zu Heliumkernen zu verschmelzen, müssen Sie die elektromagnetische Abstoßung überwinden, wenn zwei Protonen auftreten schließen (wie Ladungen abstoßen). Nachfolgend finden Sie ein Diagramm des Prozesses einer bestimmten Art der Fusion ( Proton-Proton-Kettenreaktion ).

Die andere Fusionsreaktion, die an den Sternenkernen auftritt, wird als Kohlenstoff bezeichnet -Nitrogen-Sauerstoff (CNO) -Zyklus und ist die dominierende Energiequelle für Sterne, die massereicher als etwa 1,3 Sonnenmassen sind. Im Folgenden wird dieser Prozess gezeigt.

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Jemand wies darauf hin, dass dies die vorliegende Frage nicht wirklich beantwortet – was wahr ist. Ich habe vergessen, wie man einige der grundlegenden Berechnungen der Hüllkurven selbst durchführt (ich gebe zu, Sternastrophysik ist definitiv nicht meine Spezialität), und bin auf ein sehr grobes und gestoßen einfache Schätzung der Berechnung des zentralen Drucks und der Temperatur der Sonne aus. Die Berechnung zeigt jedoch die korrekten Werte und was man wissen müsste, um

Kommentare

• Diese Antwort ‚ beantwortet die Frage nicht wirklich als wie der Temperaturwert von ~ 10 ^ 7 K bestimmt wird.
• @ Guillochon Ja, Sie ‚ haben Recht. Ich war etwas zu allgemein. Ich ‚ Ich werde versuchen, mit einer spezifischeren Antwort zu aktualisieren.
• @Guillochon Ich ‚ habe einen Link hinzugefügt um meine Antwort zu ändern / zu bearbeiten, wenn Sie bessere Informationen zur Hand haben.
• Die Temperatur in der Sonne reicht NICHT aus, um zu viel zu tun Ich bin die Coulomb-Barriere allein für die Wasserstofffusion, erfordert aber Quantentunnelung.

Hydrodynamische Modelle der Sonne erlauben eine Methode zur Schätzung seiner internen Eigenschaften. Dazu müssen Masse, Radius, Oberflächentemperatur und Gesamtleuchtkraft (emittierte Strahlungsenergie) / s der Sonne bekannt sein (beobachtend bestimmt). Unter der Annahme, dass sich die Sonne wie eine Flüssigkeit verhält und dass ein lokales thermodynamisches Gleichgewicht besteht, können die stellaren Zustandsgleichungen verwendet werden. Auf diese Gleichungen werden numerische Methoden angewendet, um die inneren Eigenschaften der Sonne wie ihre zentrale Temperatur zu bestimmen.

Ein gutes Beispiel dafür, wie Sie dieses Problem selbst lösen können, finden Sie im Grundlagentext „Eine Einführung in die moderne Astrophysik“ von Carroll und Ostlie (Abschnitt 10.5). Der FORTRAN-Code zum Ausführen Ihres eigenen Sternmodells ist in Anhang H enthalten.

Ein umfassendes Übersichtspapier darüber, wie sich Sterne unterschiedlicher Masse intern entwickeln (z. B. in Bezug auf T, P usw.), das es wert ist Lesen lautet: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

Ein sehr interessanter historischer Überblick über die Entwicklung des Standard Solar Modell: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Dieses (zugegebenermaßen trockene) Papier gibt Ihnen eine gute Vorstellung davon, wie Nun, die „Standard“ -Solarmodelle schätzen die inneren Eigenschaften der Sonne mithilfe von Helioseismologie- und Neutrino-Messungen, um ihre Randbedingungen zu bestimmen: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B Die Antwort ist, dass sie unglaublich gut übereinstimmen (> 0,2% Fehler)

Dies waren die am wenigsten technischen (aber immer noch akademisch veröffentlichten) Referenzen, die ich finden konnte.

Hier ist eine umfassende Seite über den Stand der Technik bei der Modellierung und Messung der inneren Sonne mithilfe der Helioseismologie: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (hochtechnisch)

Die Kernfusion hat nichts mit der Zentrale zu tun Temperatur der Sonne. Sie können eine grobe Schätzung der Temperatur (mit einigen notwendigen Vereinfachungen) erhalten, indem Sie diese Argumentation befolgen:

1. Das Material der Sonne ist ein ideales, vollständig ionisiertes Gas (alle Elektronen) sind von den Kernen getrennt);

2. Dies bedeutet, dass der Druck des Gases proportional zu seiner Temperatur und zur Anzahl der Gaspartikel in Volumeneinheiten ist;

3. Der Druck in der Mitte (innerster Teil) der Sonne muss groß genug sein, um das Gewicht aller darüber liegenden Schichten zu tragen.

4. Wenn Sie annehmen, dass der Sonne wird nur aus Wasserstoff hergestellt. Sie erhalten eine zentrale Temperatur von etwa 23 Millionen Grad.

Kommentare

• Ich denke Ich verstehe, was Sie sagen wollen, aber der erste Satz ist umstritten. Wenn es keine Kernreaktionen gäbe, hätte die Sonne mit ihrem gegenwärtigen Radius die gleiche Innentemperatur. Es würde jedoch nicht so bleiben und heißer und kleiner werden.
• Ich denke, wir verstehen uns. Meine Antwort befasst sich nur mit dem hydrostatischen Gleichgewicht (mit nicht entartetem Gas tritt die Temperatur in die Lösung ein), dh mit der Antwort auf die Frage, wie ein Zusammenbruch der Sonne im Maßstab von Tagen verhindert werden kann. Tatsächlich strahlt die Sonne – das heißt, die innere Energie des Gases tritt in den Weltraum aus, und der Stern muss sich auf einer Zeitskala von Millionen Jahren entsprechend anpassen – tatsächlich schrumpft sie und die zentrale Temperatur steigt an. Irgendwann ist die Temperatur hoch genug, um die Fusion zu ermöglichen, und der Stern wird stabilisiert (durch Strahlung erzeugte Energie wird erzeugt).
• Ja, in diesem Sinne bestimmt die Kernfusion die zentrale Temperatur der Sonne oder zumindest verhindern, dass es noch heißer wird. Aber ich stimme zu, dass Sie nichts über Fusion wissen müssen, um die aktuelle zentrale Temperatur der Sonne zu berechnen – angesichts ihrer aktuellen Masse, ihres Radius und ihrer Zusammensetzung.
• Ich stimme zu. Ursprünglich wollte ich nur betonen, dass die Fusion nicht der Prozess ist, der das Innere der Sonne heiß hält (Schwerkraft und Gasgesetz sind alles, was wir brauchen). Tatsächlich verhindert die Fusion, dass das Innere zu heiß wird 🙂

Im Allgemeinen: Sie erstellen Modelle der Sonne und sehen dann, welche mit allen Beobachtungen übereinstimmt, und überprüfen, welche Temperatur dieses Modell für den Kern vorhersagt.

Ein sehr einfaches Modell, das eine gute Annäherung liefert : Die Fusion findet innerhalb eines kleinen Volumens im Kern statt und ein Teil der freigesetzten Energie wird anschließend an die Oberfläche transportiert, bis sie als Licht entweichen kann. Wir wissen, wie viel Licht die Sonne abgibt, und Sie können die erforderlichen Temperatur- und Dichtegradienten berechnen, die erforderlich sind, um diese Kraft zu transportieren und die Sonne stabil zu halten. Wenn Sie von der Oberfläche nach innen arbeiten, erhalten Sie eine Schätzung für die Kerntemperatur.

Ein weiterer guter Ansatz ist die Fusionsrate – diese ist auch aus der Gesamtleistung bekannt und kann mit der Fusionsrate der verglichen werden Sonne hätte bei unterschiedlichen Temperaturen.