Як оцінювались основні температури Сонця?

Було підраховано, що тепло всередині ядра Сонця всередині близько 15 000 000 ° C - це значення надзвичайно величезне. Як вчені оцінили цю цінність?

Склад можна визначити, взявши спектри. Додатково масу можна визначити за допомогою динаміки. Якщо об'єднати ці два, при припущенні, що зірка перебуває у стані гідростатичної рівноваги (це означає, що зовнішній тепловий тиск зірки внаслідок злиття водню в гелій знаходиться в балансі із внутрішнім буксиром сили тяжіння), ви можете робити заяви про те, яка температура і щільність повинні бути в ядрі. Вам потрібні висока щільність і висока температура, щоб злити водень у гелій.

Пам'ятайте, що відбувається: Температури є досить гарячими, щоб водень в ядрі був повністю іонізований, це означає, що для того, щоб злити ці протони в ядра гелію, вам потрібно подолати електромагнітне відштовхування, коли два протони наближаються (як заряди відштовхуються). Нижче наведена схема процесу одного конкретного типу синтезу ( ланцюгова реакція протона-протона ).

Інша реакція синтезу, яка виникає в ядрах зірок, називається циклом вуглець-азот-кисень (CNO) і є домінуючим джерелом енергії для зірок, які є більш масивними, ніж близько 1,3 сонячних мас. Нижче показаний цей процес.

Редагувати:
хтось зазначив, що це насправді не відповідає на відповідне питання - що правда. Забувши про те, як самостійно робити основні зворотні обчислення конверта (я визнаю, зоряна астрофізика, безумовно, не є моєю спеціальністю), я натрапив на дуже грубу і просту оцінку того, як обчислити центральний тиск і температуру сонця з. Однак у розрахунку вказуються правильні значення та те, що потрібно знати, щоб виправити деталі.

Гідродинамічні моделі Сонця дозволяють застосовувати один метод оцінки його внутрішніх властивостей. Для цього необхідно знати масу, радіус, температуру поверхні та загальну світність (випромінювану енергію) / с Сонця (визначати спостережно). Зробивши кілька припущень, наприклад, що Сонце поводиться як рідина і що застосовується локальна термодинамічна рівновага, можна використовувати зоряні рівняння стану. До цих рівнянь застосовуються чисельні методи для визначення внутрішніх властивостей Сонця, таких як його центральна температура.

Чудовий приклад того, як вирішити цю проблему самотужки, ви можете знайти у студентському тексті «Вступ до сучасної астрофізики» Керролла та Остлі (Розділ 10.5). Код FORTRAN для запуску власної зоряної моделі включений у додаток H.

Докладний оглядовий документ про те, як внутрішньо еволюціонують зірки різних мас (наприклад, стосовно Т, Р тощо), який варто прочитати: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571І

Дуже цікавий історичний огляд розвитку Стандартної сонячної моделі: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Цей (правда, сухий) документ дає вам гарне уявлення про те, наскільки добре "стандартні" сонячні моделі оцінюють внутрішні властивості Сонця, використовуючи геліосейсмологію та нейтрино вимірювання, щоб допомогти встановити їх граничні умови: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B Відповідь полягає в тому, що вони неймовірно добре відповідають (> 0,2% помилка)

Це були найменш технічні (але все ще академічно опубліковані) посилання, які я міг знайти.

Ось вичерпна сторінка про сучасне моделювання сонячних процесів та вимірювання внутрішнього Сонця за допомогою геліосеизмології: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (високо технічна )

Взагалі: ви робите моделі сонця, а потім бачите, яка з них погоджується з усіма спостереженнями, і перевіряєте, яку температуру прогнозує ця модель для ядра.

Дуже проста модель, яка дає гарне наближення: синтез відбувається в межах невеликого об'єму в ядрі, а частина виділеної енергії транспортується на поверхню згодом, поки вона не може вийти як світло. Ми знаємо, скільки світла випромінює сонце, і ви можете обчислити необхідні градієнти температури та щільності всередині, необхідні для транспортування цієї потужності та для збереження стабільного сонця. Працюйте від поверхні всередину, і ви отримаєте оцінку температури основи.

Ще одним приємним підходом є швидкість плавлення - це відомо також із загальної потужності, і це можна порівняти зі швидкістю плавлення, яке матиме сонце при різних температурах.

Термоядерний синтез не має нічого спільного з центральною температурою Сонця. Ви можете отримати приблизну оцінку температури (з деяким необхідним спрощенням), дотримуючись цього рядка міркувань:

1. Матеріал Сонця - ідеальний, повністю іонізований газ (усі електрони відокремлені від ядер);

2. Це означає, що тиск газу пропорційний його температурі та кількості частинок газу в одиниці об'єму;

3. Тиск у центрі (найглибшій частині) Сонця повинен бути достатньо великим, щоб підтримувати вагу всіх шарів вище;

4. Якщо ви гадаєте, що Сонце створене лише з водню, ви отримуєте центральну температуру близько 23 мільйонів градусів.