Hvordan ble solens kjernetemperatur estimert?

Sammensetningen kan bestemmes ved å ta spektra. I tillegg kan massen bestemmes gjennom dynamikk. Hvis du kombinerer disse to, under forutsetning av at stjernen er i en tilstand av hydrostatisk likevekt (som betyr at det ytre termiske trykket til stjernen på grunn av fusjon av hydrogen til helium er i balanse med den indre tyngdekraften), kan du komme med uttalelser om hva temperaturen og tettheten må være i kjernen. Du trenger høye tettheter og høye temperaturer for å smelte hydrogen i helium.

Husk hva som skjer: Temperaturene er varme nok til at hydrogen i kjernen er fullstendig ionisert, noe som betyr at for å fusjonere disse protonene i heliumkjerner, må du overvinne den elektromagnetiske frastøtingen når to protoner kommer lukk (som ladninger frastøter). Nedenfor er et diagram over prosessen med en bestemt type fusjon ( Proton-protonkjedereaksjon ).

Den andre fusjonsreaksjonen som oppstår ved stjernekjernene kalles karbon -nitrogen-oxygen (CNO) -syklus, og er den dominerende energikilden for stjerner som er mer massive enn ca. 1,3 solmasser. Nedenfor vises denne prosessen.

Edit:
Noen påpekte at dette faktisk ikke svarer på det aktuelle spørsmålet – noe som er sant. Glemme hvordan jeg skal gjøre noen av de grunnleggende baksiden av konvoluttberegningene selv (jeg innrømmer at stjernestrofysikk definitivt er ikke min spesialitet), jeg har snublet over en veldig rå og enkel estimering av hvordan man beregner soltrykket og temperaturen fra solen. beregningen peker imidlertid på de riktige verdiene og hva man trenger å vite for for å få detaljene korrekte.

Kommentarer

• Dette svaret svarer ikke ‘ t virkelig på spørsmålet som til hvordan temperaturverdien på ~ 10 ^ 7 K bestemmes.
• @ Guillochon Ja, du ‘ har rett. Jeg var litt for generell. Jeg ‘ Prøv å oppdatere med et mer spesifikt svar.
• @Guillochon I ‘ har lagt til en lenke. Føl deg fri for å endre / redigere svaret mitt hvis du har bedre informasjon tilgjengelig.
• Temperaturen i solen er IKKE tilstrekkelig til å overco meg Coulomb-barrieren alene for hydrogenfusjon, men krever kvantetunnel.

Hydrodynamiske modeller av solen tillate en metode for å estimere dens interne egenskaper. For å gjøre dette må solens masse, radius, overflatetemperatur og total lysstyrke (utstrålt energi) / s være kjent (bestemt observasjonelt). Ved å gjøre flere forutsetninger, for eksempel at solen oppfører seg som en væske og at lokal termodynamisk likevekt gjelder, kan stjernens ligninger brukes. Numeriske metoder brukes til disse ligningene for å bestemme solens indre egenskaper, for eksempel dens sentrale temperatur.

Et godt eksempel på hvordan du kan løse dette problemet ditt, kan du finne i grunnteksten «En introduksjon til moderne astrofysikk» av Carroll og Ostlie (avsnitt 10.5). FORTRAN-koden for å kjøre din egen stjernemodell er inkludert i vedlegg H.

Et omfattende gjennomgangspapir om hvordan stjerner av forskjellige masser utvikler seg internt (f.eks. Med hensyn til T, P, etc.) som er verdt lesing er: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

En veldig interessant historisk oversikt over utviklingen av Standard Solar Modell: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Dette (riktignok tørre) papiret gir deg en god ide om hvordan vel, de «standard» solmodellene estimerer solens indre egenskaper ved hjelp av helioseismologi og nøytrino-målinger for å binde ned grenseforholdene: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B Svaret er at de samsvarer utrolig bra (> 0,2% feil)

Dette var de minst tekniske (men fremdeles akademisk publiserte) referansene jeg kunne finne.

Her er en omfattende side om den nyeste innen solmodellering og måling av den indre solen ved hjelp av helioseismologi: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (svært teknisk)

Termonukleær fusjon har ingenting å gjøre med det sentrale temperaturen på solen. Du kan få et grovt estimat av temperaturen (med noen nødvendige forenklinger) etter denne resonnementet:

1. Solens materiale er en ideell, fullstendig ionisert gass (alle elektroner er atskilt fra kjerner);

2. Dette betyr at trykket på gassen er proporsjonalt med dens temperatur og til antall gasspartikler i volumsenhet;

3. Trykket i midten (innerste del) av solen må være stort nok til å bære vekten av alle lagene ovenfor;

4. Hvis du antar at Solen er laget bare av hydrogen, du får en sentral temperatur på rundt 23 millioner grader.

Kommentarer

• antar jeg Jeg forstår hva du prøver å si, men første setning er omstridt. Hvis det ikke var noen kjernereaksjoner, ville solen med sin nåværende radius ha samme indre temperatur. Imidlertid ville det ikke forbli slik og ville bli varmere og mindre.
• Jeg tror vi forstår hverandre. Svaret mitt handler bare om hydrostatisk likevekt (med ikke-degenerert gass, temperatur går inn i løsning), det vil si svar på spørsmål hvordan du kan forhindre kollaps av solen i dagskala. Faktisk utstråler solen – det vil si intern energi fra gass som lekker ut i rommet, og stjernen må justere seg i samsvar med tidsskalaen på millioner år – faktisk krymper den og den sentrale temperaturen øker. På et tidspunkt er temperaturen høy nok til å muliggjøre fusjon og stjernen stabiliseres (utstrålt energi genereres av fusjon).
• Ja, så i så måte bestemmer kjernefusjon solens sentrale temperatur, eller i det minste forhindre at den blir enda varmere. Men jeg er enig i at du ikke trenger å vite om fusjon for å beregne solens nåværende sentrale temperatur – gitt dens nåværende masse, radius og sammensetning.
• Jeg er enig. Opprinnelig ønsket jeg bare å understreke at sammensmeltingen ikke er prosessen som holder soloppvarmingen varm (tyngdekraften og gassloven er alt vi trenger). Faktisk hindrer fusjon interiøret i å være for varmt 🙂

Generelt: du lager modeller av solen, og så ser du hvilken som er enig med alle observasjoner, og sjekker hvilken temperatur denne modellen forutsier for kjernen.

En veldig enkel modell som gir en god tilnærming : fusjon skjer i et lite volum i kjernen, og en del av den frigjorte energien transporteres til overflaten etterpå til den kan slippe ut som lys. Vi vet hvor mye lys solen avgir, og du kan beregne de nødvendige temperatur- og tetthetsgradientene inne som er nødvendige for å transportere denne kraften og for å holde solen stabil. Arbeid fra overflaten og innover, og du får et estimat for kjernetemperaturen.

En annen fin tilnærming er fusjonshastigheten – dette er kjent fra den totale effekten også, og det kan sammenlignes med fusjonshastigheten solen ville ha ved forskjellige temperaturer.