太陽の中心部の内部の熱は約15000 000°Cであると推定されました。この値は非常に大きいです。科学者はこの値をどのように推定しましたか？
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- " simple "は、Sun 'の構造（したがって中心温度）を計算する手段、コンピューターのない太陽構造。これがおそらく、'中心温度の単純な代数式で答えが得られていない理由です。
回答
組成は、スペクトルを取得することで決定できます。さらに、質量はダイナミクスによって決定できます。これら2つを組み合わせると、星が静水圧平衡の状態にあると仮定して（つまり、恒星の融合による外向きの熱圧力）ヘリウムへの水素は、重力の内向きの引っ張りとバランスが取れています）、コア内の温度と密度が必要であるかについてステートメントを作成できます。水素をヘリウムに溶かすには、高密度と高温が必要です。
何が起こっているかを覚えておいてください：温度はコア内の水素が完全にイオン化されるのに十分なほど高温です。つまり、これらの陽子をヘリウム原子核に融合させるには、2つの陽子が来るときに電磁反発を克服する必要があります。閉じる（電荷が反発するように）以下は、特定のタイプの融合（陽子-陽子連鎖反応）のプロセスの図です。
星の核で発生する他の融合反応は、炭素と呼ばれます。 -窒素-酸素（CNO）サイクルであり、約1.3太陽質量よりも重い星の主要なエネルギー源です。以下にこのプロセスを示します。
編集：
誰かが、これは実際には目前の質問に答えていないことを指摘しました-これは本当です。エンベロープ計算の基本的な裏側の計算を自分で行う方法を忘れて（私は認めますが、恒星の天体物理学は間違いなく私の専門ではありません）、私は非常に粗雑なに出くわしました。太陽の中心気圧と温度を計算する方法の簡単な見積もり。ただし、計算は、正しい値と、順番に知っておく必要のあることを示しています。詳細を正しく取得するには。
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- この回答は'実際には次のように質問に回答しません。 〜10 ^ 7Kの温度値がどのように決定されるかについて。
- @ Guillochonうん、あなたは'正解です。私は少し一般的すぎました。私'より具体的な回答で更新を試みます。
- @Guillochon I 'リンクを追加しました。お気軽により良い情報が手元にある場合は、私の答えを修正/編集します。
- 太陽の温度はオーバーコするのに十分ではありません。私は水素核融合のためのクーロン障壁だけですが、量子トンネリングが必要です。
回答
太陽の流体力学モデルその内部特性を推定する1つの方法を許可します。これを行うには、太陽の質量、半径、表面温度、および総光度（放出される放射エネルギー）/秒を知る必要があります（観測的に決定）。太陽が流体として振る舞い、局所的な熱力学的平衡が適用されるなど、いくつかの仮定を行うと、恒星の状態方程式を使用できます。これらの方程式に数値解法を適用して、中心温度などの太陽の内部特性を決定します。
この問題を自分で解決する方法の良い例は、キャロルとオストリーによる学部のテキスト「現代の天体物理学入門」（セクション10.5）にあります。独自の恒星モデルを実行するためのFORTRANコードは、付録Hに含まれています。
さまざまな質量の星が内部でどのように進化するか（たとえば、T、Pなど）に関する包括的なレビューペーパー。読み方は次のとおりです。 http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I
標準太陽の開発に関する非常に興味深い歴史的概要モデル： http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080
この（明らかに乾燥した）紙は、その方法についての良いアイデアを提供します「標準」太陽モデルは、日震学とニュートリノ測定を使用して太陽の内部特性を推定し、境界条件を特定するのに役立ちます。 http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B 答えは、それらが信じられないほどよく一致しているということです（> 0.2％エラー）
これらは私が見つけた中で最も技術的ではない（しかしまだ学術的に公開されている）参照でした。
これは、日震学を使用した太陽のモデリングと内部太陽の測定の最先端に関する包括的なページです： http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html （高度に技術的）
回答
熱核融合は中央部とは何の関係もありません太陽の温度。この一連の推論に従って、温度の大まかな見積もりを（必要な簡略化を加えて）取得できます。
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太陽の材料は、理想的な完全にイオン化されたガス（すべての電子核から分離されている）;
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これは、ガスの圧力がその温度と単位体積内のガス粒子の数に比例することを意味します。
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太陽の中心（最も内側）の圧力は、上のすべての層の重量を支えるのに十分な大きさである必要があります。
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太陽は水素だけでできており、中心温度は約2,300万度になります。
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- そうですねあなたが何を言おうとしているのか理解できますが、最初の文は論争の的です。核反応がなければ、現在の半径の太陽は同じ内部温度になります。しかし、それはそのようにとどまらず、熱くなり、小さくなります。
- 私たちはお互いを理解していると思います。私の答えは、静水圧平衡（非縮退ガスで、温度が溶液に入る）のみを扱っています。つまり、日単位で太陽の崩壊を防ぐ方法についての質問に対する答えです。実際、太陽は放射します-つまり、ガスの内部エネルギーが宇宙に漏れ出し、星はそれに応じて百万年のタイムスケールで調整する必要があります-実際、太陽は縮小し、中心温度が上昇します。ある時点で、温度は核融合を可能にするのに十分高く、星は安定します（放射されるエネルギーは核融合によって生成されます）。
- はい、その意味で、核融合は決定します太陽の中心温度、または少なくともそれがさらに熱くなるのを防ぎます。しかし、現在の質量、半径、組成を考えると、太陽の現在の中心温度を計算するために核融合について知る必要はないことに同意します。
- 同意します。もともと、私は核融合が太陽の内部を熱く保つプロセスではないことを強調したかっただけです（重力と気体の法則が私たちに必要なすべてです）。実際、融合により、内部が熱すぎるになるのを防ぎます：-）
回答
一般的に：太陽のモデルを作成し、どれがすべての観測に一致するかを確認し、このモデルがコアに対してどの温度を予測するかを確認します。
適切な近似を与える非常に単純なモデル：核融合はコア内の小さな体積内で起こり、放出されたエネルギーの一部はその後、光として逃げることができるまで表面に輸送されます。私たちは太陽がどれだけの光を発するかを知っており、この力を運び、太陽を安定させるために必要な内部の温度と密度の勾配を計算することができます。表面から内側に向かって作業すると、コア温度の推定値が得られます。
もう1つの優れたアプローチは、核融合速度です。これは、総出力からもわかり、核融合速度と比較できます。太陽はさまざまな温度になります。