Kuinka Auringon sisälämpötila arvioitiin?

Koostumus voidaan määrittää ottamalla spektrit. Lisäksi massa voidaan määrittää dynamiikan avulla. Jos yhdistät nämä kaksi, olettaen, että tähti on hydrostaattisen tasapainon tilassa (mikä tarkoittaa, että tähden ulospäin oleva lämpöpaine johtuu vety heliumiin on tasapainossa sisäänpäin suuntautuvan painovoiman kanssa), voit antaa lausuntoja siitä, mikä lämpötila ja tiheys täytyy olla ytimessä. Tarvitset suuria tiheyksiä ja korkeita lämpötiloja vedyn sulattamiseksi heliumiin.

Muista mitä tapahtuu: Lämpötilat ovat riittävän kuumia, jotta ytimessä oleva vety voi ionisoitua täydellisesti, mikä tarkoittaa, että näiden protonien fuusioimiseksi heliumytimiksi sinun on voitettava sähkömagneettinen karkotus kahden protonin tullessa lähellä (kuten varaukset hylkäävät). Alla on kaavio yhden tietyn tyyppisen fuusion prosessista ( protoni-protoni-ketjureaktio ).

Toinen tähtien sydämissä tapahtuva fuusioreaktio on nimeltään hiili -typpi-happi (CNO) -sykli ja on hallitseva energialähde tähteille, joiden massa on suurempi kuin noin 1,3 aurinkomassaa. Alla on esitetty tämä prosessi.

Muokkaa:
Joku huomautti, että tämä ei oikeastaan vastaa käsillä olevaan kysymykseen – mikä on totta. Unohtamalla kuinka tehdä itse kirjekuorilaskelmien perustiedot (myönnän, tähtien astrofysiikka on ehdottomasti ei erikoisuuteni), olen törmännyt erittäin karkeaan ja yksinkertainen arvio auringon keskipaineen ja lämpötilan laskemisesta. -laskennassa tuodaan kuitenkin esiin oikeat arvot ja se, mitä hänen on tiedettävä, jotta saadaksesi yksityiskohdat oikeiksi.

Kommentit

• Tämä vastaus ei ’ ei vastaa kysymykseen ~ 10 ^ 7 K: n lämpötila-arvon määrittämiseen.
• @ Guillochon Joo, olet ’ oikeassa. Olin hieman liian yleinen. I ’ yritän päivittää tarkemmalla vastauksella.
• @Guillochon Olen ’ lisännyt linkin. Voit vapaasti muokata / muokata vastaustani, jos sinulla on parempaa tietoa.
• Auringon lämpötila EI riitä ylikuormitukseen minulle vain Coulomb-este vetyfuusiolle, mutta vaatii kvanttitunnelointia.

Auringon hydrodynaamiset mallit salli yksi menetelmä sen sisäisten ominaisuuksien arvioimiseksi. Tätä varten Auringon massa, säde, pintalämpötila ja kokonaisvaloisuus (säteilevä energia) / s on tunnettava (määritettävä tarkkailevasti). Tehdessään useita oletuksia, esimerkiksi siitä, että aurinko käyttäytyy fluidina ja että paikallista termodynaamista tasapainoa sovelletaan, voidaan käyttää tähtien tilayhtälöitä. Näihin yhtälöihin sovelletaan numeerisia menetelmiä auringon sisäisten ominaisuuksien, kuten sen keskilämpötilan, määrittämiseksi.

Erinomainen esimerkki ongelman ratkaisemisesta löytyy Carrollin ja Ostlien perustutkintotekstistä ”Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan” (osa 10.5). FORTRAN-koodi oman tähtimallisi käyttämiseksi sisältyy liitteeseen H.

Kattava katsausasiakirja siitä, kuinka eri massojen tähdet kehittyvät sisäisesti (esim. Suhteessa T: hen, P: hen jne.), Kannattaa lukema on: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

Erittäin mielenkiintoinen historiallinen yleiskatsaus standardin aurinkokennon kehitykseen Malli: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Tämä (tosin kuiva) paperi antaa sinulle hyvän käsityksen siitä, miten ”tavalliset” aurinkomallit arvioivat auringon sisäiset ominaisuudet helioseismologian ja neutriinomittausten avulla niiden rajaolosuhteiden sitomiseksi: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B Vastaus on, että ne sopivat uskomattoman hyvin (> 0,2% virhe).

Nämä olivat vähiten teknisiä (mutta akateemisesti julkaistuja) viitteitä, joita löysin.

Tässä on kattava sivu aurinkomallinnuksen ja sisäisen auringon mittaamisen huipputekniikasta helioseismologian avulla: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (erittäin tekninen)

Lämpöydinfuusiolla ei ole mitään tekemistä keskuksen kanssa auringon lämpötila. Voit saada karkean arvion lämpötilasta (tarvittavalla yksinkertaistuksella) noudattamalla tätä päättelyä:

1. Auringon materiaali on ihanteellinen, täysin ionisoitu kaasu (kaikki elektronit ovat erillään ytimistä);

2. Tämä tarkoittaa, että kaasun paine on verrannollinen sen lämpötilaan ja kaasun hiukkasten määrään yksikkötilavuudessa;

3. Auringon keskipisteen (sisimmän osan) paineen on oltava riittävän suuri tukemaan kaikkien yllä olevien kerrosten painoa;

4. Jos oletat, että Aurinko on valmistettu vain vedystä, jolloin keskilämpötila on noin 23 miljoonaa astetta.

Kommentit

• kai Ymmärrän, mitä yrität sanoa, mutta ensimmäinen lause on kiistanalainen. Jos ydinreaktioita ei tapahtuisi, aurinko nykyisellä säteellään saisi saman sisäisen lämpötilan. Se ei kuitenkaan pysy sellaisena ja muuttuisi kuumemmaksi ja pienemmäksi.
• Luulen, että ymmärrämme toisiamme. Vastaukseni koskee vain hydrostaattista tasapainoa (ei-generoituneen kaasun kanssa, lämpötila tulee liuokseen), eli antaa vastauksen kysymykseen siitä, kuinka estää auringon romahtaminen päivien mittakaavassa. Itse asiassa aurinko säteilee – toisin sanoen kaasun sisäinen energia vuotaa avaruuteen, ja tähden on sopeuduttava vastaavasti miljoonan vuoden aikataulussa – itse asiassa se kutistuu ja keskilämpötila nousee. Jossakin vaiheessa lämpötila on riittävän korkea fuusion mahdollistamiseksi ja tähti stabiloituu (säteilevä energia syntyy fuusion avulla).
• Kyllä, joten siinä mielessä ydinfuusio määrittää auringon keskilämpötila tai ainakin estää sen lämpenemisen entisestään. Mutta olen samaa mieltä siitä, että sinun ei tarvitse tietää fuusiosta laskeaksesi Auringon nykyisen keskilämpötilan – ottaen huomioon sen nykyinen massa, säde ja koostumus.
• Olen samaa mieltä. Alun perin halusin vain korostaa, että fuusio ei ole prosessi, joka pitää auringon sisäosan kuumana (painovoima ja kaasulaki ovat kaikki mitä tarvitsemme). Itse asiassa fuusio estää sisätiloja olemasta liian kuumia 🙂

Yleensä: teet malleja auringosta ja sitten näet, mikä on kaikkien havaintojen kanssa samaa mieltä, ja tarkista, minkä lämpötilan tämä malli ennustaa ytimelle.

Hyvin yksinkertainen malli, joka antaa hyvän likiarvon : fuusio tapahtuu pienessä tilavuudessa ytimessä, ja osa vapautuneesta energiasta kulkeutuu sen jälkeen pinnalle, kunnes se voi paeta valona. Tiedämme kuinka paljon aurinkoa säteilee, ja voit laskea tarvittavat lämpötila- ja tiheysgradientit sisällä, jotka tarvitaan tämän voiman kuljettamiseen ja auringon pitämiseen vakaana. Työskentele pinnasta sisäänpäin ja saat arvion sisälämpötilasta.

Toinen mukava lähestymistapa on fuusionopeus – tämä tunnetaan myös kokonaistehosta ja sitä voidaan verrata fuusionopeuteen aurinko olisi eri lämpötiloissa.