Jak oszacowano temperaturę jądra Słońca?

Skład można określić na podstawie widm. Dodatkowo masę można określić za pomocą dynamiki. Jeśli połączysz te dwa, zakładając, że gwiazda jest w stanie równowagi hydrostatycznej (co oznacza, że zewnętrzne ciśnienie termiczne gwiazdy spowodowane fuzją wodór w hel jest w równowadze z siłą grawitacji do wewnątrz), możesz powiedzieć, jaka temperatura i gęstość musi znajdować się w jądrze. Potrzebujesz dużej gęstości i wysokich temperatur, aby stopić wodór w hel.

Pamiętaj, co się dzieje: temperatury są wystarczająco wysokie, aby wodór w rdzeniu był całkowicie zjonizowany, co oznacza, że aby stopić te protony w jądra helu, musisz pokonać odpychanie elektromagnetyczne, gdy nadejdą dwa protony blisko (jak ładunki odpychają). Poniżej znajduje się schemat procesu jednego określonego typu fuzji ( łańcuchowa reakcja proton-proton ).

Inna reakcja syntezy zachodząca w rdzeniach gwiazd nazywa się węglem -azot-tlen (CNO) i jest głównym źródłem energii dla gwiazd masywniejszych niż około 1,3 masy Słońca. Poniżej przedstawiono ten proces.

Edycja:
Ktoś wskazał, że to właściwie nie odpowiada na zadane pytanie – co jest prawdą. Zapominając, jak samemu wykonać niektóre z podstawowych obliczeń obwiedni (przyznaję, astrofizyka gwiezdna zdecydowanie nie jest moją specjalnością), natknąłem się na bardzo prymitywną i proste oszacowanie, jak obliczyć centralne ciśnienie i temperaturę słońca na podstawie. obliczenia wskazują jednak prawidłowe wartości i co należałoby wiedzieć, aby aby uzyskać poprawne szczegóły.

Komentarze

• Ta odpowiedź nie ' tak naprawdę nie odpowiada na pytanie, jak określa się wartość temperatury ~ 10 ^ 7 K.
• @ Guillochon Tak, masz ' rację. Byłem trochę zbyt ogólny. div id = „724d8f6690”>

Hydrodynamiczne modele Słońca pozwalają na jedną metodę szacowania jej wewnętrznych właściwości. Aby to zrobić, musi być znana (określona obserwacyjnie) masa, promień, temperatura powierzchni i całkowita jasność (wyemitowana energia promieniowania) / s Słońca. Przyjmując kilka założeń, np. Że Słońce zachowuje się jak płyn i że obowiązuje lokalna równowaga termodynamiczna, można zastosować równania stanu gwiazd. Do tych równań stosuje się metody numeryczne, aby określić wewnętrzne właściwości Słońca, takie jak jego temperatura centralna.

Wspaniały przykład tego, jak rozwiązać ten problem, można znaleźć w tekście licencjackim „An Introduction to Modern Astrophysics” Carrolla i Ostlie (sekcja 10.5). Kod FORTRAN do uruchomienia własnego modelu gwiezdnego jest zawarty w Dodatku H.

Obszerny artykuł przeglądowy na temat tego, jak gwiazdy o różnych masach ewoluują wewnętrznie (np. W odniesieniu do T, P itp.), Który jest wart czytanie to: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

Bardzo interesujący historyczny przegląd rozwoju Standardu Solar Model: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Ten (co prawda suchy) papier daje dobre wyobrażenie o tym, jak no cóż, „standardowe” modele Słońca szacują wewnętrzne właściwości Słońca za pomocą heliosejsmologii i pomiarów neutrin, aby pomóc ustalić ich warunki brzegowe: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B Odpowiedź jest taka, że pasują bardzo dobrze (błąd> 0,2%)

Były to najmniej techniczne (ale wciąż opublikowane akademicko) referencje, jakie udało mi się znaleźć.

Oto obszerna strona poświęcona najnowocześniejszym modelom słonecznym i pomiarom wewnętrznego Słońca przy użyciu Helioseismology: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (wysoce techniczny)

Fuzja termojądrowa nie ma nic wspólnego z centralnym temperatura Słońca. Możesz uzyskać przybliżone oszacowanie temperatury (z pewnym niezbędnym uproszczeniem), kierując się następującą linią rozumowania:

1. Materiał Słońca jest idealnym, całkowicie zjonizowanym gazem (wszystkie elektrony są oddzielone od jąder);

2. Oznacza to, że ciśnienie gazu jest proporcjonalne do jego temperatury i liczby cząstek gazu w jednostkowej objętości;

3. Ciśnienie w środku (najbardziej wewnętrznej części) Słońca musi być wystarczająco duże, aby utrzymać ciężar wszystkich warstw powyżej;

4. Jeśli przypuszczasz, że Słońce składa się tylko z wodoru, a jego centralna temperatura wynosi około 23 milionów stopni.

Komentarze

• Chyba Rozumiem, co próbujesz powiedzieć, ale pierwsze zdanie jest kontrowersyjne. Gdyby nie było reakcji jądrowych, Słońce przy obecnym promieniu miałoby taką samą temperaturę wewnętrzną. Jednak nie pozostałoby tak i stałoby się gorętsze i mniejsze.
• Myślę, że rozumiemy się nawzajem. Moja odpowiedź dotyczy tylko równowagi hydrostatycznej (przy gazie niedegenerowanym temperatura wchodzi do roztworu), czyli daje odpowiedź na pytanie, jak zapobiegać zapadaniu się Słońca w skali dni. W rzeczywistości Słońce promieniuje – to znaczy energia wewnętrzna gazu wycieka w przestrzeń, a gwiazda musi się odpowiednio dostosowywać w skali czasu milionów lat – w rzeczywistości kurczy się, a temperatura w centrum wzrasta. W pewnym momencie temperatura jest wystarczająco wysoka, aby umożliwić fuzję, a gwiazda jest ustabilizowana (wypromieniowana energia jest generowana przez fuzję).
• Tak, więc w tym sensie fuzja jądrowa decyduje centralna temperatura Słońca, a przynajmniej zapobiegać jej jeszcze gorętszemu. Ale zgadzam się, że nie musisz wiedzieć o fuzji, aby obliczyć aktualną centralną temperaturę Słońca – biorąc pod uwagę jego aktualną masę, promień i skład.
• Zgadzam się. Pierwotnie chciałem tylko podkreślić, że fuzja nie jest procesem, który utrzymuje ciepło wnętrza Słońca (potrzebujemy tylko grawitacji i gazu). W rzeczywistości fusion zapobiega zbyt gorącemu wnętrzu 🙂

Ogólnie: tworzysz modele słońca, a następnie widzisz, który z nich zgadza się ze wszystkimi obserwacjami i sprawdzasz, jaką temperaturę ten model przewiduje dla jądra.

Bardzo prosty model, który daje dobre przybliżenie : fuzja zachodzi w niewielkiej objętości w rdzeniu, a część uwolnionej energii jest następnie transportowana na powierzchnię, aż może uciec w postaci światła. Wiemy, ile światła emituje słońce, i możesz obliczyć wymagane gradienty temperatury i gęstości wewnątrz, które są wymagane do transportu tej mocy i utrzymania stabilnego słońca. Pracuj od powierzchni do wewnątrz, a otrzymasz szacunkową temperaturę rdzenia.

Innym fajnym podejściem jest szybkość fuzji – jest ona również znana z całkowitej mocy i można ją porównać do szybkości fuzji słońce miałoby różne temperatury.