Jak oszacowano temperaturę jądra Słońca?

Oszacowano, że ciepło wewnątrz jądra Słońca wewnątrz około 15 000 000 ° C - wartość ta jest niezwykle ogromna. Jak naukowcy oszacowali tę wartość?

Skład można określić na podstawie widm. Dodatkowo masę można określić na podstawie dynamiki. Jeśli połączysz te dwa elementy, zakładając, że gwiazda znajduje się w stanie hydrostatycznej równowagi (co oznacza, że ​​zewnętrzne ciśnienie termiczne gwiazdy wynikające z wtopienia wodoru w hel jest w równowadze z wewnętrznym holowaniem grawitacji), możesz składania oświadczeń o co temperatura i gęstość musi być w rdzeniu. Potrzebujesz wysokiej gęstości i wysokich temperatur, aby stopić wodór z helem.

Pamiętaj, co się dzieje: temperatury są wystarczająco wysokie, aby wodór w rdzeniu został całkowicie zjonizowany, co oznacza, że ​​aby stopić te protony w jądra helu, musisz pokonać odpychanie elektromagnetyczne, gdy dwa protony zbliżają się (jak odpychanie ładunków). Poniżej znajduje się schemat procesu jednego konkretnego rodzaju fuzji ( reakcja łańcuchowa proton-proton ).

Inna reakcja termojądrowa zachodząca w rdzeniach gwiazd nazywa się cyklem węgiel-azot-tlen (CNO) i jest dominującym źródłem energii dla gwiazd masywniejszych niż około 1,3 mas Słońca. Poniżej pokazano ten proces.

Edycja:
Ktoś zauważył, że tak naprawdę nie odpowiada to na pytanie - co jest prawdą. Zapominając o tym, jak samodzielnie wykonać niektóre podstawowe obliczenia koperty (przyznaję, że astrofizyka gwiazd nie jest zdecydowanie moją specjalizacją), natknąłem się na bardzo przybliżoną i prostą ocenę, jak obliczyć centralne ciśnienie i temperaturę słońca od. Kalkulacja ma jednak zwrócić uwagę na prawidłowe wartości i co należałoby wiedzieć, aby uzyskać szczegółowe informacje na poprawne.

Modele hydrodynamiczne Słońca pozwalają na jedną metodę oszacowania jego właściwości wewnętrznych. Aby to zrobić, masa, promień, temperatura powierzchni i całkowita jasność (emitowana energia promieniowania) / s Słońca muszą być znane (określone obserwacyjnie). Przyjmując kilka założeń, np., Że Słońce zachowuje się jak płyn i że stosuje się lokalna równowaga termodynamiczna, można zastosować równania gwiezdne. Do tych równań stosowane są metody numeryczne w celu określenia wewnętrznych właściwości Słońca, takich jak jego temperatura centralna.

Świetny przykład na to, jak rozwiązać ten problem, można znaleźć w tekście licencjackim „Wprowadzenie do współczesnej astrofizyki” Carroll i Ostlie (rozdział 10.5). Kod FORTRAN do uruchomienia własnego modelu gwiezdnego znajduje się w dodatku H.

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

Bardzo interesujący historyczny przegląd rozwoju standardowego modelu słonecznego: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Ten (co prawda suchy) papier daje dobre wyobrażenie o tym, jak dobrze „standardowe” modele słoneczne szacują wewnętrzne właściwości Słońca za pomocą pomiarów heliosejsmologii i neutrin, aby pomóc w ograniczeniu warunków brzegowych: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B Odpowiedź jest taka, że ​​pasują do siebie niewiarygodnie dobrze (błąd> 0,2%)

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

Oto obszerna strona na temat najnowocześniejszego modelowania słonecznego i pomiaru wewnętrznego Słońca za pomocą heliosejsmologii: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (wysoce techniczny )

Ogólnie: tworzysz modele Słońca, a następnie widzisz, który z nich zgadza się ze wszystkimi obserwacjami, i sprawdzasz, jaka temperatura przewiduje ten model dla rdzenia.

Bardzo prosty model, który daje dobre przybliżenie: fuzja odbywa się w niewielkiej objętości w rdzeniu, a część uwolnionej energii jest następnie transportowana na powierzchnię, aż może uciec jako światło. Wiemy, ile światła emituje słońce, i możesz obliczyć niezbędne gradienty temperatury i gęstości w środku, które są potrzebne do transportu tej mocy i utrzymania stabilności Słońca. Pracuj od powierzchni do wewnątrz, a otrzymasz oszacowaną temperaturę rdzenia.

Innym dobrym podejściem jest szybkość syntezy - jest to znane również z całkowitej mocy i można ją porównać do szybkości syntezy, jaką miałoby słońce w różnych temperaturach.

Fuzja termojądrowa nie ma nic wspólnego z centralną temperaturą Słońca. Można uzyskać przybliżone oszacowanie temperatury (z pewnymi niezbędnymi uproszczeniami), postępując zgodnie z tym rozumowaniem:

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 wewnętrzna część) Słońca musi być wystarczająco duże, aby utrzymać ciężar wszystkich warstw powyżej;

4. Jeśli przypuszczasz, że Słońce zbudowane jest wyłącznie z wodoru, osiągasz temperaturę około 23 milionów stopni.