태양의 중심 온도는 어떻게 추정 되었습니까?

스펙트럼을 사용하여 구성을 결정할 수 있습니다. 또한 질량은 역학을 통해 결정될 수 있습니다. 이 두 가지를 결합하면 별이 수압 평형 (즉, 융합으로 인한 별의 외부 열압)이라는 가정하에 수소가 헬륨으로 들어가는 것은 중력의 내부 잡아 당김과 균형을 이룹니다), 코어의 온도와 밀도가 반드시 무엇인지에 대해 설명 할 수 있습니다. 수소를 헬륨으로 융합하려면 고밀도와 고온이 필요합니다.

어떤 일이 일어나고 있는지 기억하십시오. 온도는 코어의 수소가 완전히 이온화 될만큼 충분히 뜨겁습니다. 즉, 이러한 양성자를 헬륨 핵으로 융합하려면 두 양성자가 나올 때 전자기 반발을 극복해야합니다. 닫기 (전하 격퇴와 같은). 아래는 특정 유형의 융합 ( 양성자-양성자 연쇄 반응 )의 프로세스 다이어그램입니다.

별의 핵에서 발생하는 다른 핵융합 반응은 탄소라고합니다. -질소-산소 (CNO) 순환이며 약 1.3 태양 질량보다 더 무거운 별에 대한 주요 에너지 원입니다. 아래는이 과정을 보여줍니다.

편집 :
누군가 이것이 실제로 당면한 질문에 대한 답이 아니라고 지적했습니다. 사실입니다. 몇 가지 기본적인 계산을 직접 수행하는 방법을 잊어 버리고 (내가 인정합니다, 별의 천체 물리학은 내 전문 분야가 아닙니다 ) 저는 매우 조잡한 을 발견했습니다. 태양의 중심 압력과 온도를 계산하는 방법에 대한 간단한 추정. 그러나 계산 은 올바른 값과 순서대로 알아야 할 사항을 지적합니다. 세부 정보를 정확하게 확인하세요.

댓글

• 이 답변은 ' 실제로 질문에 대한 답변이 아닙니다. ~ 10 ^ 7K의 온도 값을 결정하는 방법에 대해 설명합니다.
• @ Guillochon 맞아요. ' 맞습니다. 저는 너무 일반적이었습니다. 저는 ' 더 구체적인 답변으로 업데이트를 시도합니다.
• @Guillochon I ' 링크를 추가했습니다. 부담없이 더 나은 정보가있는 경우 내 대답을 수정 / 편집 할 수 있습니다.
• 태양의 온도는 오버 코팅하기에 충분하지 않습니다. 나만 수소 융합을위한 쿨롱 장벽이지만 양자 터널링이 필요합니다.

태양의 유체 역학 모델 내부 속성을 추정하는 한 가지 방법을 허용합니다. 이렇게하려면 태양의 질량, 반경, 표면 온도 및 총 광도 (방출 된 복사 에너지) / s를 알아야합니다 (관찰에 따라 결정). 예를 들어 태양이 유체처럼 행동하고 국부적 인 열역학적 평형이 적용된다는 몇 가지 가정을하면 항성 상태 방정식을 사용할 수 있습니다. 중앙 온도와 같은 태양의 내부 속성을 결정하기 위해 이러한 방정식에 수치 적 방법이 적용됩니다.

이 문제를 해결하는 방법에 대한 훌륭한 예는 Carroll과 Ostlie의 학부 텍스트 “An Introduction to Modern Astrophysics”(10.5 절)에서 찾을 수 있습니다. 자신의 항성 모델을 실행하기위한 FORTRAN 코드는 부록 H에 포함되어 있습니다.

다른 질량의 별이 내부적으로 (예 : T, P 등과 관련하여) 어떻게 진화하는지에 대한 포괄적 인 검토 문서 읽기 : http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

표준 태양 광 발전에 대한 매우 흥미로운 역사적 개요 모델 : http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

이 (건조한) 용지는 방법에 대한 좋은 아이디어를 제공합니다. “표준”태양 광 모델은 태양의 내부 특성을 헬리오 신학 및 중성미자 측정을 사용하여 추정하여 경계 조건을 연결합니다. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B 대답은 매우 잘 일치한다는 것입니다 (> 0.2 % 오류).

이것은 제가 찾을 수있는 최소한의 기술적 (그러나 여전히 학술적으로 게시 된) 참조였습니다.

다음은 Helioseismology를 사용하여 내부 태양을 모델링하고 측정하는 최신 태양 광 모델링에 대한 포괄적 인 페이지입니다. http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (고급 기술)

열 핵융합은 중심과 관련이 없습니다. 태양의 온도. 다음과 같은 추론에 따라 온도를 대략적으로 추정 할 수 있습니다 (필요한 단순화).

1. 태양의 물질은 이상적이고 완전히 이온화 된 기체입니다 (모든 전자 핵에서 분리됨);

2. 이는 가스의 압력이 온도와 단위 부피의 가스 입자 수에 비례 함을 의미합니다.

3. 태양 중심 (가장 안쪽 부분)의 압력은 위의 모든 층의 무게를 지탱할 수있을만큼 충분히 커야합니다.

4. 태양은 수소로만 만들어지며 중심 온도는 약 2300 만도입니다.

댓글

• 내 생각 엔 나는 당신이 말하려는 것을 이해하지만 첫 번째 문장은 논쟁의 여지가 있습니다. 핵 반응이 없다면 현재 반경을 가진 태양은 동일한 내부 온도를 가질 것입니다. 하지만 그렇게 남아 있지 않고 더 뜨거워지고 작아 질 것입니다.
• 우리는 서로를 이해한다고 생각합니다. 내 대답은 수압 평형 (비축 퇴성 기체, 온도가 용액에 들어감)만을 다루며, 이는 일 단위로 태양의 붕괴를 방지하는 방법에 대한 질문에 대한 대답을 제공합니다. 사실, 태양은 방출합니다. 즉, 가스의 내부 에너지가 우주로 누출되고 별은 그에 따라 수백만 년의 시간 척도에 따라 조정되어야합니다. 사실 그것은 축소되고 중앙 온도가 상승합니다. 어느 시점에서 온도는 핵융합이 가능할 정도로 높고 별은 안정화됩니다 (방사되는 에너지는 핵융합에 의해 생성됨).
• 예, 그런 의미에서 핵융합이 결정합니다. 태양의 중심 온도, 또는 적어도 태양이 더워지는 것을 방지합니다. 그러나 현재 질량, 반경 및 구성을 고려할 때 현재 태양의 중심 온도를 계산하기 위해 융합에 대해 알 필요가 없다는 데 동의합니다.
• 동의합니다. 원래는 융합이 태양 내부를 뜨겁게 유지하는 과정이 아니라는 점만 강조하고 싶었습니다 (중력과 가스 법칙 만 있으면됩니다). 사실 융합은 내부가 너무 뜨거워지는 것을 방지합니다. 🙂

일반적으로 : 태양의 모델을 만든 다음 어떤 것이 모든 관측에 동의하는지 확인하고이 모델이 코어에 대해 예측하는 온도를 확인합니다.

좋은 근사치를 제공하는 매우 간단한 모델 : 핵의 작은 부피 내에서 융합이 일어나고 방출 된 에너지의 일부는 빛으로 빠져 나갈 수있을 때까지 나중에 표면으로 운반됩니다. 우리는 태양이 얼마나 많은 빛을 방출하는지 알고 있으며,이 힘을 전달하고 태양을 안정적으로 유지하는 데 필요한 내부 온도 및 밀도 구배를 계산할 수 있습니다. 표면에서 안쪽으로 작업하면 코어 온도에 대한 추정치를 얻을 수 있습니다.

또 다른 좋은 접근 방식은 융합 속도입니다. 이것은 전체 전력에서도 알 수 있으며 융합 속도와 비교할 수 있습니다. 태양은 온도가 다를 것입니다.