Como foi estimada a temperatura central do Sol?

A composição pode ser determinada tomando espectros. Além disso, a massa pode ser determinada por meio de dinâmica. Se você combinar os dois, presumindo que a estrela está em um estado de equilíbrio hidrostático (o que significa que a pressão térmica externa da estrela devido à fusão de hidrogênio em hélio está em equilíbrio com o puxão da gravidade para dentro), você pode fazer declarações sobre quais temperaturas e densidade devem estar no núcleo. Você precisa de altas densidades e altas temperaturas para fundir o hidrogênio em hélio.

Lembre-se do que está acontecendo: as temperaturas são altas o suficiente para que o hidrogênio no núcleo seja completamente ionizado, o que significa que, para fundir esses prótons em núcleos de hélio, você precisa superar a repulsão eletromagnética quando dois prótons vêm fechar (como cargas repelem). Abaixo está um diagrama do processo de um tipo particular de fusão ( Reação em cadeia próton-próton ).

A outra reação de fusão que ocorre nos núcleos das estrelas é chamada de carbono ciclo-nitrogênio-oxigênio (CNO) e é a fonte de energia dominante para estrelas com mais massa do que cerca de 1,3 massas solares. Abaixo mostra este processo.

Editar:
Alguém apontou que isso não responde à pergunta em questão – o que é verdade. Esquecendo como fazer alguns dos cálculos básicos de volta do envelope sozinho (eu admito, astrofísica estelar definitivamente não é minha especialidade), me deparei com um muito bruto e estimativa simples de como calcular a pressão central e a temperatura do sol a partir. O cálculo , entretanto, aponta os valores corretos e o que é necessário saber para para obter os detalhes corretos.

Comentários

• Esta resposta não ‘ realmente responde à pergunta como a como o valor da temperatura de ~ 10 ^ 7 K é determinado.
• @ Guillochon Sim, você ‘ está certo. Fui um pouco genérico demais. Eu ‘ Vou tentar atualizar com uma resposta mais específica.
• @Guillochon I ‘ adicionei um link. Sinta-se à vontade para modificar / editar minha resposta se você tiver melhores informações em mãos.
• A temperatura do sol NÃO é suficiente para passar me a barreira de Coulomb sozinha para fusão de hidrogênio, mas requer tunelamento quântico.

Modelos hidrodinâmicos do Sol permitem um método de estimar suas propriedades internas. Para fazer isso, a massa, o raio, a temperatura da superfície e a luminosidade total (energia radiativa emitida) / s do Sol devem ser conhecidos (determinados por observação). Fazendo várias suposições, por exemplo, que o Sol se comporta como um fluido e que o equilíbrio termodinâmico local se aplica, as equações de estado estelares podem ser usadas. Métodos numéricos são aplicados a essas equações para determinar as propriedades internas do Sol, como sua temperatura central.

Um ótimo exemplo de como resolver esse problema sozinho pode ser encontrado no texto de graduação, “Uma introdução à astrofísica moderna”, de Carroll e Ostlie (Seção 10.5). O código FORTRAN para executar seu próprio modelo estelar está incluído no Apêndice H.

Um artigo de revisão abrangente sobre como estrelas de diferentes massas evoluem internamente (por exemplo, em relação a T, P, etc.) que vale a pena a leitura é: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

Uma visão geral histórica muito interessante do desenvolvimento do Solar Padrão Modelo: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Este papel (reconhecidamente seco) dá a você uma boa ideia de como bem, os modelos solares “padrão” estimam as propriedades internas do Sol usando heliosismologia e medições de neutrino para ajudar a estabelecer suas condições de contorno: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B A resposta é que eles correspondem incrivelmente bem (> 0,2% de erro)

Essas foram as referências menos técnicas (mas ainda academicamente publicadas) que pude encontrar.

Aqui está uma página abrangente sobre o estado da arte em modelagem solar e medição do Sol interno usando Helioseismologia: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (altamente técnico)

A fusão termonuclear não tem nada a ver com a central temperatura do sol. Você pode obter uma estimativa aproximada da temperatura (com algumas simplificações necessárias) seguindo esta linha de raciocínio:

1. O material do Sol é um gás ideal, completamente ionizado (todos os elétrons são separados dos núcleos);

2. Isso significa que a pressão do gás é proporcional à sua temperatura e ao número de partículas de gás em volume unitário;

3. A pressão no centro (parte mais interna) do Sol deve ser grande o suficiente para suportar o peso de todas as camadas acima;

4. Se você supõe que o O sol é feito apenas de hidrogênio e você tem uma temperatura central de cerca de 23 milhões de graus.

Comentários

• Eu acho Eu entendo o que você está tentando dizer, mas a primeira frase é controversa. Se não houvesse reações nucleares, o Sol, com seu raio atual, teria a mesma temperatura interna. No entanto, não continuaria assim e se tornaria mais quente e menor.
• Acho que nos entendemos. Minha resposta trata apenas do equilíbrio hidrostático (com gás não degenerado, a temperatura entra em solução), isto é, responde à pergunta como evitar o colapso do Sol em escala de dias. Na verdade, o Sol irradia – ou seja, a energia interna do gás vazando para o espaço, e a estrela deve se ajustar de acordo na escala de tempo de milhões de anos – na verdade, ele encolhe e a temperatura central aumenta. Em algum ponto a temperatura é alta o suficiente para permitir a fusão e a estrela é estabilizada (a energia irradiada é gerada pela fusão).
• Sim, então, nesse sentido, a fusão nuclear determina a temperatura central do Sol, ou pelo menos evitar que fique ainda mais quente. Mas eu concordo que você não precisa saber sobre fusão para calcular a temperatura central atual do Sol – dada sua massa, raio e composição atuais.
• Eu concordo. Originalmente, eu só queria enfatizar que a fusão não é o processo que mantém o interior do Sol quente (a gravidade e a lei dos gases são tudo de que precisamos). Na verdade, a fusão evita que o interior seja muito quente 🙂

Em geral: você faz modelos do sol, e então vê qual deles concorda com todas as observações, e verifica qual temperatura este modelo prevê para o núcleo.

Um modelo muito simples que dá uma boa aproximação : a fusão acontece dentro de um pequeno volume no núcleo, e uma parte da energia liberada é transportada para a superfície em seguida, até que possa escapar como luz. Nós sabemos quanta luz o sol emite, e você pode calcular os gradientes de temperatura e densidade necessários para transportar essa energia e manter o sol estável. Trabalhe da superfície para dentro e você obterá uma estimativa para a temperatura central.

Outra abordagem interessante é a taxa de fusão – isso também é conhecido pela potência total e pode ser comparada à taxa de fusão do sol teria em temperaturas diferentes.