Cum a fost estimată temperatura centrală a Soarelui?

Compoziția poate fi determinată luând spectre. În plus, masa poate fi determinată prin dinamică. Dacă le combinați pe aceste două, în ipoteza că steaua se află într-o stare de echilibru hidrostatic (ceea ce înseamnă că presiunea termică exterioară a stelei datorită fuziunii hidrogenul în heliu este în echilibru cu remorcherul interior al gravitației), puteți face afirmații despre temperatura și densitatea trebuie să fie în nucleu. Aveți nevoie de densități mari și temperaturi ridicate pentru a contopi hidrogenul cu heliu.

Amintiți-vă ce se întâmplă: temperaturile sunt suficient de fierbinți pentru ca hidrogenul din miez să fie complet ionizat, ceea ce înseamnă că, pentru a contopi acești protoni în nucleele de heliu, trebuie să depășiți repulsia electromagnetică pe măsură ce vin doi protoni închide (cum ar fi respingerea sarcinilor). Mai jos este o diagramă a procesului unui anumit tip de fuziune ( Reacție în lanț proton-proton ).

Cealaltă reacție de fuziune care are loc la miezul stelelor se numește carbon -nitrogen-oxigen (CNO) și este sursa dominantă de energie pentru stelele mai masive decât aproximativ 1,3 mase solare. Mai jos este prezentat acest proces.

Edit:
Cineva a subliniat că acest lucru nu răspunde la întrebarea de față – ceea ce este adevărat. Uitând cum să fac eu câteva din calculele de bază ale plicurilor (recunosc, astrofizica stelară este cu siguranță nu specialitatea mea), am dat peste un foarte brut și estimare simplă a modului de calculare a presiunii centrale și a temperaturii soarelui. Calculul indică totuși valorile corecte și ceea ce ar trebui să știm în ordine pentru a obține corect detaliile.

Comentarii

• Acest răspuns nu ‘ nu răspunde cu adevărat la întrebare ca la modul în care se determină valoarea temperaturii de ~ 10 ^ 7 K.
• @ Guillochon Da, ai ‘ dreptate. Am fost un pic prea general. Am ‘ voi încerca să actualizez cu un răspuns mai specific.
• @Guillochon Am ‘ am adăugat un link. Simțiți-vă liber pentru a modifica / edita răspunsul meu dacă aveți la îndemână informații mai bune.
• Temperatura în Soare NU este suficientă pentru a depăși eu doar bariera Coulomb pentru fuziunea hidrogenului, dar necesită tunelare cuantică.

Modele hidrodinamice ale Soarelui permite o metodă de estimare a proprietăților sale interne. Pentru a face acest lucru, masa, raza, temperatura suprafeței și luminozitatea totală (energia radiativă emisă) / s ale Soarelui trebuie cunoscute (determinate observațional). Făcând mai multe ipoteze, de exemplu, că Soarele se comportă ca un fluid și că se aplică echilibrul termodinamic local, pot fi utilizate ecuațiile stării stelare. La aceste ecuații se aplică metode numerice pentru a determina proprietățile interne ale Soarelui, cum ar fi temperatura sa centrală.

Un exemplu minunat pentru cum să rezolve această problemă eul tău poate fi găsit în textul de licență, „An Introduction to Modern Astrophysics” de Carroll și Ostlie (Secțiunea 10.5). Codul FORTRAN pentru a vă rula propriul model stelar este inclus în Anexa H.

O lucrare de revizuire cuprinzătoare despre modul în care stelele de diferite mase evoluează intern (de exemplu, în ceea ce privește T, P etc.) care merită citirea este: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

O prezentare istorică foarte interesantă asupra dezvoltării Standard Solar Model: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Această hârtie (desigur uscată) vă oferă o idee bună despre cum modelele solare „standard” estimează proprietățile interne ale Soarelui folosind măsurători de helioseismologie și neutrini pentru a ajuta la legarea condițiilor lor la limită: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B Răspunsul este că se potrivesc incredibil de bine (> 0,2% eroare)

Acestea au fost referințele cel mai puțin tehnice (dar publicate în continuare academic) pe care le-am putut găsi.

Iată o pagină cuprinzătoare despre stadiul tehnicii în modelarea solară și măsurarea Soarelui intern folosind helioseismologia: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (extrem de tehnic)

Fuziunea termonucleară nu are nimic de-a face cu centrala temperatura Soarelui. Puteți obține o estimare aproximativă a temperaturii (cu o simplificare necesară) urmând acest raționament:

1. Materialul Soarelui este un gaz ideal, complet ionizat, (toți electronii) sunt separate de nuclee);

2. Aceasta înseamnă că presiunea gazului este proporțională cu temperatura acestuia și cu numărul de particule de gaz în volumul unitar;

3. Presiunea din centrul (partea cea mai interioară) a Soarelui trebuie să fie suficient de mare pentru a susține greutatea tuturor straturilor de mai sus;

4. Dacă presupuneți că Soarele este fabricat numai din hidrogen, obțineți o temperatură centrală de aproximativ 23 de milioane de grade.

Comentarii

• Cred Înțeleg ce încercați să spuneți, dar prima teză este controversată. Dacă nu ar exista reacții nucleare, Soarele, cu raza sa actuală, ar avea aceeași temperatură internă. Cu toate acestea, nu ar rămâne așa și ar deveni mai fierbinte și mai mic.
• Cred că ne înțelegem. Răspunsul meu se referă doar la echilibrul hidrostatic (cu gaz nedegenerat, temperatura intră în soluție), adică oferă răspuns la întrebarea cum se poate preveni colapsul Soarelui la scara de zile. De fapt, Soarele radiază – adică energia internă a gazului care se scurge în spațiu, iar steaua trebuie să se adapteze în consecință pe o perioadă de timp de milioane de ani – de fapt se micșorează și temperatura centrală crește. La un moment dat, temperatura este suficient de ridicată pentru a permite fuziunea, iar steaua este stabilizată (energia radiată este generată de fuziune).
• Da, deci în acest sens, fuziunea nucleară determină temperatura centrală a Soarelui sau, cel puțin, împiedică încălzirea sa. Dar sunt de acord că nu trebuie să știți despre fuziune pentru a calcula temperatura centrală actuală a Soarelui – având în vedere masa, raza și compoziția sa actuale.
• Sunt de acord. Inițial, am vrut doar să subliniez că fuziunea nu este procesul care menține interiorul Soarelui fierbinte (gravitația și legea gazelor sunt tot ce avem nevoie). De fapt, fuziunea împiedică interiorul să fie prea fierbinte 🙂

În general: faceți modele ale soarelui și apoi vedeți care este de acord cu toate observațiile și verificați temperatura pe care acest model o prezice pentru nucleu.

Un model foarte simplu care oferă o bună aproximare : fuziunea se întâmplă într-un volum mic în miez și o parte din energia eliberată este transportată la suprafață până când poate scăpa ca lumină. Știm câtă lumină emite soarele și puteți calcula în interior gradienții de temperatură și densitate necesari pentru a transporta această putere și pentru a menține soarele stabil. Lucrați de la suprafață spre interior și veți obține o estimare a temperaturii miezului.

O altă abordare plăcută este rata de fuziune – aceasta este cunoscută și din puterea totală și poate fi comparată cu rata de fuziune a soarele ar avea la temperaturi diferite.