Как оценивалась температура ядра Солнца?

Было подсчитано, что тепло внутри ядра Солнца внутри около 15 000 000 ° C - эта величина чрезвычайно огромна. Как ученые оценили это значение?

Состав можно определить, взяв спектры. Кроме того, масса может быть определена с помощью динамики. Если вы объедините эти два в предположении, что звезда находится в состоянии гидростатического равновесия (что означает, что внешнее тепловое давление звезды из-за слияния водорода в гелий находится в балансе с внутренним притяжением силы тяжести), вы можете сделать заявления о том, что температура и плотность должны быть в ядре. Вам нужны высокие плотности и высокие температуры, чтобы сжечь водород в гелий.

Помните, что происходит: температуры достаточно высоки, чтобы водород в ядре был полностью ионизирован, а это означает, что для того, чтобы соединить эти протоны с ядрами гелия, вам нужно преодолеть электромагнитное отталкивание, когда два протона сближаются (подобно отражению зарядов). Ниже приведена схема процесса одного конкретного типа синтеза ( протон-протонная цепная реакция ).

Другая реакция синтеза, которая происходит в ядрах звезд, называется циклом углерод-азот-кислород (CNO) и является основным источником энергии для звезд, более массивных, чем около 1,3 солнечных масс. Ниже показан этот процесс.

Редактировать:
кто-то указал, что это на самом деле не отвечает на данный вопрос - что правда. Забыв о том, как выполнять некоторые базовые вычисления конвертов (я признаю, звездная астрофизика определенно не моя специальность), я наткнулся на очень грубую и простую оценку того, как рассчитать центральное давление и температуру Солнца. из. Однако в расчете указаны правильные значения и то, что нужно знать, чтобы получить правильные данные.

Гидродинамические модели Солнца позволяют использовать один метод оценки его внутренних свойств. Для этого должны быть известны масса, радиус, температура поверхности и общая светимость (излучаемая излучаемая энергия) / с Солнца (определяется наблюдательно). Делая несколько предположений, например, что Солнце ведет себя как жидкость и что применяется локальное термодинамическое равновесие, можно использовать звездные уравнения состояния. Численные методы применяются к этим уравнениям для определения внутренних свойств Солнца, таких как его центральная температура.

Отличный пример того, как решить эту проблему самостоятельно, можно найти в тексте для студентов «Введение в современную астрофизику» Кэрролла и Остли (раздел 10.5). Код FORTRAN для запуска вашей собственной звездной модели включен в Приложение H.

Подробный обзорный документ о том, как звезды разных масс эволюционируют внутри себя (например, относительно T, P и т. Д.), Который стоит прочитать: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

Очень интересный исторический обзор развития Стандартной солнечной модели: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Эта (предположительно сухая) статья дает вам хорошее представление о том, насколько хорошо «стандартные» солнечные модели оценивают внутренние свойства Солнца, используя гелиосейсмологические и нейтринные измерения, чтобы помочь связать их граничные условия: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B Ответ в том, что они невероятно хорошо совпадают (ошибка> 0,2%)

Это были наименее технические (но все еще академически опубликованные) ссылки, которые я мог найти.

Вот исчерпывающая страница о современном состоянии в области солнечного моделирования и измерения внутреннего Солнца с помощью гелиосейсмологии: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (высокотехнологичный )

В общем: вы создаете модели солнца, а затем видите, какая из них согласуется со всеми наблюдениями, и проверяете, какую температуру эта модель предсказывает для ядра.

Очень простая модель, которая дает хорошее приближение: слияние происходит в пределах небольшого объема в ядре, и часть высвобождаемой энергии переносится на поверхность до тех пор, пока она не выйдет в виде света. Мы знаем, сколько света излучает солнце, и вы можете рассчитать необходимые градиенты температуры и плотности внутри, которые требуются для передачи этой энергии и поддержания стабильности солнца. Работа от поверхности внутрь, и вы получите оценку для температуры ядра.

Другим хорошим подходом является скорость слияния - она ​​также известна из общей мощности, и ее можно сравнить со скоростью слияния, которую солнце будет иметь при различных температурах.

Термоядерный синтез не имеет ничего общего с центральной температурой Солнца. Вы можете получить приблизительную оценку температуры (с некоторым необходимым упрощением), следуя этой линии рассуждений:

1. Материал Солнца - идеальный, полностью ионизированный газ (все электроны отделены от ядер);

2. Это означает, что давление газа пропорционально его температуре и количеству частиц газа в единице объема;

3. Давление в центре (самой внутренней части) Солнца должно быть достаточно большим, чтобы выдержать вес всех слоев выше;

4. Если вы полагаете, что Солнце сделано только из водорода, вы получите центральную температуру около 23 миллионов градусов.