Güneş'in çekirdek sıcaklığı nasıl tahmin edildi?

Güneşin çekirdeğindeki sıcaklığın 15.000 000 ° C civarında olduğu tahmin edildi - bu değer son derece muazzam. Bilim adamları bu değeri nasıl tahmin ettiler?

Kompozisyon spektrumlar alınarak belirlenebilir. Ek olarak, kütle dinamiklerle belirlenebilir. Bu ikisini birleştirirseniz, yıldızın hidrostatik denge durumunda olduğu varsayımı altında (bu, hidrojenin helyuma füzyonu nedeniyle yıldızın dış termal basıncının, yerçekimi çekirdeği ile dengede olduğu anlamına gelir), özde sıcaklık ve yoğunluğun ne olması gerektiği hakkında açıklamalar yapar . Hidrojeni helyuma kaynaştırmak için yüksek yoğunluklara ve yüksek sıcaklıklara ihtiyacınız vardır.

Neler olduğunu hatırlayın: Sıcaklıklar çekirdekteki hidrojenin tamamen iyonize olacağı kadar sıcaktır, yani bu protonları helyum çekirdeğine kaynaştırmak için, iki proton yaklaştıkça elektromanyetik itmenin üstesinden gelmeniz gerekir (yükler itilir gibi). Aşağıda belirli bir füzyon tipinin ( Proton-proton zincir reaksiyonu ) işleminin bir diyagramı bulunmaktadır .

Yıldız çekirdeklerinde meydana gelen diğer füzyon reaksiyonuna karbon-azot-oksijen (CNO) döngüsü denir ve yaklaşık 1.3 güneş kütlesinden daha büyük yıldızlar için baskın enerji kaynağıdır. Aşağıda bu işlem gösterilmektedir.

Düzenleme:
Birisi bu aslında eldeki soruya cevap değil - ki bu doğrudur. Zarf hesaplamalarının temel arkasından bazılarını nasıl yapacağımı unutuyorum (itiraf ediyorum, yıldız astrofiziği kesinlikle benim uzmanlık alanım değil ), güneşin merkezi basıncını ve sıcaklığını nasıl hesaplayacağımı çok kaba ve basit bir tahminle karşılaştım dan. Ancak hesaplama , doğru değerleri ve ayrıntıların doğru olması için bilmesi gerekeni işaret eder.

Güneş'in hidrodinamik modelleri, iç özelliklerini tahmin etmenin bir yöntemine izin verir. Bunu yapmak için, Güneş'in Kütle, yarıçap, yüzey sıcaklığı ve toplam parlaklık (yayılan radyasyon enerjisi) / sn bilinmelidir (gözlemsel olarak belirlenir). Örneğin Güneş'in bir akışkan gibi davrandığı ve yerel termodinamik dengenin uygulandığı birkaç varsayım yaparak, yıldız hal denklemleri kullanılabilir. Bu denklemlere, Güneş'in merkezi sıcaklığı gibi iç özelliklerini belirlemek için sayısal yöntemler uygulanır.

Bu problemin nasıl çözüleceğine dair harika bir örnek, Carroll ve Ostlie tarafından hazırlanan 'Modern Astrofizik'e Giriş' lisans metninde bulunabilir (Bölüm 10.5). Kendi yıldız modelinizi çalıştırmak için FORTRAN kodu Ek H'de bulunmaktadır.

Farklı kütleli yıldızların dahili olarak nasıl geliştiğine dair kapsamlı bir inceleme belgesi (örneğin, T, P vb. İle ilgili olarak) okumaya değer: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

Standart Güneş Modelinin gelişimine çok ilginç bir tarihsel bakış: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Bu (kuşkusuz kuru) kağıt size, 'standart' güneş modellerinin, sınır koşullarını bağlamaya yardımcı olmak için helioseizmoloji ve nötrino ölçümleri kullanarak Güneş'in iç özelliklerini ne kadar iyi tahmin ettikleri hakkında iyi bir fikir verir: http://adsabs.harvard.edu/ Cevap / 1997PhRvL..78..171B Cevap, inanılmaz derecede iyi eşleşmeleridir (>% 0,2 hata)

Bunlar bulabildiğim en az teknik (ama yine de akademik olarak yayınlanmış) referanslardı.

Helioseismology kullanarak güneşin modellenmesi ve iç güneşin ölçülmesinde son teknoloji olan kapsamlı bir sayfa: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (son derece teknik )

Termonükleer füzyonun Güneş'in merkezi sıcaklığı ile ilgisi yoktur. Bu akıl yürütme çizgisinden sonra sıcaklık hakkında kabaca bir tahmin alabilirsiniz (bazı basitleştirmeyle):

1. Güneş'in malzemesi ideal, tamamen iyonize edilmiş bir gazdır (tüm elektronlar çekirdeklerden ayrılır);

2. Bu, gazın basıncının sıcaklığı ve birim hacimdeki gaz partiküllerinin sayısı ile orantılı olduğu anlamına gelir;

3. Güneş'in merkezindeki (en içteki kısım) basınç, yukarıdaki tüm katmanların ağırlığını taşıyabilecek kadar büyük olmalıdır;

4. Güneş'in sadece hidrojenden yapıldığını varsayarsanız, 23 milyon derecelik bir merkezi sıcaklık elde edersiniz.

Genel olarak: güneşin modellerini yaparsınız ve sonra hangisinin tüm gözlemlerle aynı olduğunu görürsünüz ve bu modelin çekirdek için hangi sıcaklığı tahmin ettiğini kontrol edersiniz.

İyi bir yaklaşım sağlayan çok basit bir model: füzyon, çekirdekteki küçük bir hacimde gerçekleşir ve salınan enerjinin bir kısmı, daha sonra ışık olarak kaçana kadar yüzeye taşınır. Güneşin ne kadar ışık yaydığını biliyoruz ve bu gücü taşımak ve güneşi sabit tutmak için gerekli olan sıcaklık ve yoğunluk gradyanlarını hesaplayabilirsiniz. Yüzeyden içeri doğru çalışın ve çekirdek sıcaklığı için bir tahmin elde edin.

Başka bir hoş yaklaşım füzyon hızıdır - bu toplam güçten de bilinir ve güneşin farklı sıcaklıklarda sahip olacağı füzyon hızıyla karşılaştırılabilir.