Hoe werd de kerntemperatuur van de zon geschat?

De compositie kan worden bepaald door spectra te nemen. Bovendien kan de massa worden bepaald door middel van dynamica. Als je deze twee combineert, in de veronderstelling dat de ster zich in een toestand van hydrostatisch evenwicht bevindt (wat betekent dat de uitwaartse thermische druk van de ster als gevolg van fusie van waterstof in helium is in balans met de inwaartse zwaartekracht), kun je uitspraken doen over wat de temperatuur en dichtheid moet zijn in de kern. Je hebt hoge dichtheden en hoge temperaturen nodig om waterstof tot helium te laten samensmelten.

Onthoud wat er gebeurt: temperaturen zijn heet genoeg om waterstof in de kern volledig te ioniseren, wat betekent dat om deze protonen samen te smelten tot heliumkernen, je de elektromagnetische afstoting moet overwinnen als er twee protonen komen dichtbij (zoals ladingen afstoten). Hieronder ziet u een diagram van het proces van een bepaald type fusie ( Proton-proton-kettingreactie ).

De andere fusiereactie die plaatsvindt bij de kernen van sterren wordt de koolstof genoemd -stikstof-zuurstof (CNO) cyclus, en is de dominante energiebron voor sterren die zwaarder zijn dan ongeveer 1,3 zonsmassas. Hieronder wordt dit proces getoond.

Bewerken:
Iemand wees erop dat dit de huidige vraag niet echt beantwoordt – wat waar is. Ik vergat hoe ik zelf een aantal van de basisberekeningen aan de achterkant van de envelop moest doen (ik geef toe, stellaire astrofysica is zeker niet mijn specialiteit), ik ben een zeer grove en eenvoudige schatting van hoe de centrale druk en temperatuur van de zon te berekenen. De berekening geeft echter wel de juiste waarden aan en wat men zou moeten weten om om de details correct te krijgen.

Opmerkingen

• Dit antwoord ‘ geeft geen echt antwoord op de vraag als hoe de temperatuurwaarde van ~ 10 ^ 7 K wordt bepaald.
• @ Guillochon Ja, je hebt ‘ gelijk. Ik was een beetje te algemeen. Ik ‘ Ik zal proberen bij te werken met een specifieker antwoord.
• @Guillochon I ‘ heb een link toegevoegd. Voel je vrij om mijn antwoord aan te passen / te bewerken als je betere informatie bij de hand hebt.
• De temperatuur in de zon is NIET voldoende om te overschrijven ik de Coulomb-barrière alleen voor waterstoffusie, maar vereist kwantumtunneling.

Hydrodynamische modellen van de zon laat één methode toe om de interne eigenschappen te schatten. Om dit te doen, moeten de massa, straal, oppervlaktetemperatuur en totale helderheid (uitgezonden stralingsenergie) / s van de zon bekend zijn (waarnemend bepaald). Door verschillende aannames te doen, bijvoorbeeld dat de zon zich gedraagt als een vloeistof en dat er lokaal thermodynamisch evenwicht van toepassing is, kunnen de stellaire toestandsvergelijkingen worden gebruikt. Op deze vergelijkingen worden numerieke methoden toegepast om de interne eigenschappen van de zon te bepalen, zoals de centrale temperatuur.

Een goed voorbeeld van hoe u dit probleem zelf kunt oplossen, is te vinden in de niet-gegradueerde tekst, “An Introduction to Modern Astrophysics” van Carroll en Ostlie (Paragraaf 10.5). De FORTRAN-code om uw eigen stellaire model uit te voeren is opgenomen in bijlage H.

Een uitgebreid overzichtsartikel over hoe sterren met verschillende massas intern evolueren (bijv. Met betrekking tot T, P, etc.) dat de moeite waard is lezen is: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

Een zeer interessant historisch overzicht van de ontwikkeling van de Standard Solar Model: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Dit (weliswaar droge) papier geeft u een goed idee van hoe nou, de “standaard” zonnemodellen schatten de interne eigenschappen van de zon met behulp van helioseismologie en neutrinometingen om hun randvoorwaarden vast te stellen: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B Het antwoord is dat ze ongelooflijk goed matchen (> 0,2% fout)

Dit waren de minst technische (maar nog steeds academisch gepubliceerde) referenties die ik kon vinden.

Hier is een uitgebreide pagina over de allernieuwste modellering van de zon en het meten van de interne zon met behulp van helioseismologie: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (zeer technisch)

Thermonucleaire fusie heeft niets te maken met de centrale temperatuur van de zon. Je kunt een ruwe schatting krijgen van de temperatuur (met enige noodzakelijke vereenvoudiging) door deze redenering te volgen:

1. Het materiaal van de zon is een ideaal, volledig geïoniseerd gas (alle elektronen worden gescheiden van kernen);

2. Dit betekent dat de druk van het gas evenredig is met zijn temperatuur en met het aantal gasdeeltjes in volume-eenheid;

3. De druk in het midden (binnenste deel) van de zon moet groot genoeg zijn om het gewicht van alle lagen erboven te dragen;

4. Als je veronderstelt dat de Zon wordt alleen gemaakt van waterstof, je krijgt een centrale temperatuur van ongeveer 23 miljoen graden.

Reacties

• Ik denk Ik begrijp wat u probeert te zeggen, maar de eerste zin is omstreden. Als er geen kernreacties waren, zou de zon, met zijn huidige straal, dezelfde interne temperatuur hebben. Het zou echter niet zo blijven en zou heter en kleiner worden.
• Ik denk dat we elkaar wel begrijpen. Mijn antwoord heeft alleen betrekking op het hydrostatische evenwicht (met niet-gedegenereerd gas komt de temperatuur in oplossing), dat wil zeggen dat het antwoord geeft op de vraag hoe het instorten van de zon op een schaal van dagen kan worden voorkomen. In feite straalt de zon uit – dat wil zeggen dat interne energie van gas lekt naar de ruimte, en de ster moet zich dienovereenkomstig aanpassen op een tijdschaal van miljoen jaar – in feite krimpt hij en de centrale temperatuur stijgt. Op een gegeven moment is de temperatuur hoog genoeg om kernfusie mogelijk te maken en wordt de ster gestabiliseerd (de uitgestraalde energie wordt opgewekt door kernfusie).
• Ja, dus in die zin bepaalt kernfusie wel de centrale temperatuur van de zon, of in ieder geval voorkomen dat het nog heter wordt. Maar ik ben het ermee eens dat je niets over kernfusie hoeft te weten om de huidige centrale temperatuur van de zon te berekenen – gezien zijn huidige massa, straal en samenstelling.
• Ik ben het ermee eens. Oorspronkelijk wilde ik alleen maar benadrukken dat de fusie niet het proces is dat de zon binnenin warm houdt (zwaartekracht en gaswet zijn alles wat we nodig hebben). In feite voorkomt fusie dat het interieur te heet wordt 🙂

In het algemeen: je maakt modellen van de zon, en dan kijk je welke overeenkomt met alle waarnemingen, en kijk je welke temperatuur dit model voorspelt voor de kern.

Een heel eenvoudig model dat een goede benadering geeft : versmelting gebeurt in een klein volume in de kern, en een deel van de vrijgekomen energie wordt daarna naar de oppervlakte getransporteerd totdat het als licht kan ontsnappen. We weten hoeveel licht de zon uitstraalt, en je kunt de nodige temperatuur- en dichtheidsgradiënten binnenin berekenen die nodig zijn om deze kracht te transporteren en de zon stabiel te houden. Werk vanaf het oppervlak naar binnen en je krijgt een schatting voor de kerntemperatuur.

Een andere mooie benadering is de fusiesnelheid – dit is ook bekend uit het totale vermogen, en het kan vergeleken worden met de fusiesnelheid de zon zou hebben bij verschillende temperaturen.