Hur uppskattades solens kärntemperatur?

Kompositionen kan bestämmas genom att ta spektra. Dessutom kan massan bestämmas genom dynamik. Om du kombinerar dessa två, under antagandet att stjärnan befinner sig i ett hydrostatisk jämvikt (vilket innebär att stjärnans yttre termiska tryck på grund av fusion av väte till helium är i balans med det inre dragkraften), kan du göra uttalanden om vad temperaturen och densiteten måste vara i kärnan. Du behöver höga densiteter och höga temperaturer för att smälta väte till helium.

Kom ihåg vad som händer: Temperaturerna är tillräckligt heta för att väte i kärnan ska vara helt joniserat, vilket betyder att du måste övervinna den elektromagnetiska avstängningen när två protoner kommer stäng (som laddningar avvisar). Nedan följer ett diagram över processen för en viss typ av fusion ( Proton-protonkedjereaktion ).

Den andra fusionsreaktionen som inträffar vid stjärnkärnorna kallas kol kväve-syre (CNO), och är den dominerande energikällan för stjärnor som är mer massiva än cirka 1,3 solmassor. Nedan visas denna process.

Redigera:
Någon påpekade att detta faktiskt inte svarar på den aktuella frågan – vilket är sant. Glömmer hur man gör några av de grundläggande baksidan av kuvertberäkningarna själv (jag medger att stjärnastrofysik definitivt är inte min specialitet), jag har snubblat över en mycket rå och enkel uppskattning av hur man beräknar solens centrala tryck och temperatur från. beräkningen pekar dock på de rätta värdena och vad man skulle behöva veta för att för att få detaljerna korrekta.

Kommentarer

• Detta svar besvarar inte ’ verkligen frågan som till hur temperaturvärdet på ~ 10 ^ 7 K bestäms.
• @ Guillochon Ja, du ’ har rätt. Jag var lite för allmän. Jag ’ Försök att uppdatera med ett mer specifikt svar.
• @Guillochon I ’ har lagt till en länk. Känn dig fri för att ändra / redigera mitt svar om du har bättre information till hands.
• Temperaturen i solen är INTE tillräcklig för att täcka mig Coulomb-barriären ensam för vätgasfusion, men kräver kvant tunnling.

Hydrodynamiska modeller av solen tillåta en metod för att uppskatta dess interna egenskaper. För att göra detta måste solens massa, radie, yttemperatur och total ljusstyrka (utsänd strålningsenergi) / s vara kända (bestämd observationsmässigt). Att göra flera antaganden, t.ex. att solen beter sig som en vätska och att lokal termodynamisk jämvikt gäller, kan de statliga ekvationerna användas. Numeriska metoder används för dessa ekvationer för att bestämma solens interna egenskaper, såsom dess centrala temperatur.

Ett bra exempel på hur du kan hantera detta problem själv finns i grundtexten ”En introduktion till modern astrofysik” av Carroll och Ostlie (avsnitt 10.5). FORTRAN-koden för att köra din egen stjärnmodell ingår i bilaga H.

Ett omfattande granskningsdokument om hur stjärnor av olika massor utvecklas internt (t.ex. med avseende på T, P, etc.) som är värt läsning är: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A…5..571I

En mycket intressant historisk översikt över utvecklingen av Standard Solar Modell: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Detta (visserligen torra) papper ger dig en bra uppfattning om hur väl ”standard” solmodeller uppskattar solens interna egenskaper med hjälp av helioseismologi och neutrino-mätningar för att binda ner deras gränsförhållanden: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B Svaret är att de matchar otroligt bra (> 0,2% fel)

Dessa var de minst tekniska (men fortfarande akademiskt publicerade) referenser jag kunde hitta.

Här är en omfattande sida om det senaste inom solmodellering och mätning av den inre solen med hjälp av helioseismologi: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (mycket tekniskt)

Termonukleär fusion har inget att göra med det centrala solens temperatur. Du kan få en grov uppskattning av temperaturen (med viss nödvändig förenkling) enligt detta resonemang:

1. Solens material är en idealisk, helt joniserad gas (alla elektroner är separerade från kärnor);

2. Detta betyder att gasens tryck är proportionellt mot dess temperatur och antalet gaspartiklar i enhetsvolym;

3. Trycket i solens mittpunkt (innersta delen) måste vara tillräckligt stort för att bära vikten av alla lager ovan;

4. Om du antar att Solen är endast gjord av väte, du får en centraltemperatur på cirka 23 miljoner grader.

Kommentarer

• antar jag Jag förstår vad du försöker säga, men den första meningen är omstridd. Om det inte fanns några kärnreaktioner skulle solen med sin nuvarande radie ha samma inre temperatur. Men det skulle inte stanna så och skulle bli varmare och mindre.
• Jag tror att vi förstår varandra. Mitt svar handlar bara om den hydrostatiska jämvikten (med icke-degenererad gas, temperaturen går in i lösning), det vill säga svar på frågan hur man kan förhindra kollaps av solen i dagskala. I själva verket strålar solen ut – det vill säga intern energi från gas läcker ut i rymden, och stjärnan måste anpassa sig därefter på miljonårs tid – faktiskt krymper den och centraltemperaturen ökar. Vid någon tidpunkt är temperaturen tillräckligt hög för att möjliggöra fusion och stjärnan stabiliseras (energi som utstrålas genereras av fusion).
• Ja, så i den meningen bestämmer kärnfusion solens centrala temperatur, eller åtminstone förhindra att den blir ännu varmare. Men jag håller med om att du inte behöver veta om fusion för att beräkna solens nuvarande centrala temperatur – med tanke på dess nuvarande massa, radie och sammansättning.
• Jag håller med. Ursprungligen ville jag bara betona att fusion inte är den process som håller solens interiör varm (tyngdkraft och gaslag är allt vi behöver). Faktum är att fusion förhindrar att inredningen blir för het 🙂

I allmänhet: du skapar modeller av solen och sedan ser du vilken som överensstämmer med alla observationer och kontrollerar vilken temperatur denna modell förutsäger för kärnan.

En mycket enkel modell som ger en bra uppskattning : fusion sker inom en liten volym i kärnan, och en del av den frigjorda energin transporteras till ytan efteråt tills den kan fly som ljus. Vi vet hur mycket ljus solen avger och du kan beräkna nödvändiga temperatur- och densitetsgradienter inuti som krävs för att transportera denna kraft och för att hålla solen stabil. Arbeta från ytan och inåt och du får en uppskattning av kärntemperaturen.

Ett annat trevligt tillvägagångssätt är fusionshastigheten – detta är känt från den totala effekten också, och det kan jämföras med fusionshastigheten som solen skulle ha vid olika temperaturer.