Come è stata stimata la temperatura interna del Sole?

È stato stimato che il calore all'interno del nucleo del Sole all'interno di circa 15.000.000 ° C - questo valore è estremamente enorme. In che modo gli scienziati hanno stimato questo valore?

La composizione può essere determinata prendendo gli spettri. Inoltre, la massa può essere determinata attraverso la dinamica. Se si combinano questi due, supponendo che la stella sia in uno stato di equilibrio idrostatico (il che significa che la pressione termica esterna della stella dovuta alla fusione dell'idrogeno nell'elio è in equilibrio con il tiro interno della gravità), è possibile fare delle dichiarazioni su ciò che la temperatura e la densità devono essere nel nucleo. Sono necessarie densità elevate e temperature elevate per fondere l'idrogeno nell'elio.

Ricorda cosa sta succedendo: le temperature sono abbastanza calde perché l'idrogeno nel nucleo sia completamente ionizzato, il che significa che per fondere questi protoni nei nuclei di elio, devi superare la repulsione elettromagnetica quando due protoni si avvicinano (come le cariche si respingono). Di seguito è riportato un diagramma del processo di un particolare tipo di fusione ( reazione a catena protone-protone ).

L'altra reazione di fusione che si verifica nei nuclei delle stelle si chiama ciclo carbonio-azoto-ossigeno (CNO) ed è la fonte di energia dominante per le stelle più massicce di circa 1,3 masse solari. Di seguito mostra questo processo.

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qualcuno ha sottolineato che questo in realtà non risponde alla domanda a portata di mano - il che è vero. Dimenticando come eseguire personalmente alcuni dei calcoli di base del retro dell'involucro (lo ammetto, l'astrofisica stellare non è sicuramente la mia specialità), mi sono imbattuto in una stima molto grezza e semplice di come calcolare la pressione centrale e la temperatura del sole a partire dal. Il calcolo indica tuttavia i valori corretti e ciò che si dovrebbe sapere per ottenere i dettagli corretti.

I modelli idrodinamici del Sole consentono un metodo per stimare le sue proprietà interne. Per fare ciò, la massa, il raggio, la temperatura superficiale e la luminosità totale (energia radiativa emessa) / s del sole devono essere conosciuti (determinati osservativamente). Facendo diverse ipotesi, ad esempio, che il Sole si comporti come un fluido e che si applichi l'equilibrio termodinamico locale, si possono usare le equazioni stellari di stato. Metodi numerici vengono applicati a queste equazioni per determinare le proprietà interne del Sole, come la sua temperatura centrale.

Un ottimo esempio di come risolvere questo problema da soli può essere trovato nel testo di laurea, "Introduzione alla moderna astrofisica" di Carroll e Ostlie (Sezione 10.5). Il codice FORTRAN per eseguire il tuo modello stellare è incluso nell'Appendice H.

Un documento di revisione completo su come le stelle di diverse masse evolvono internamente (ad es. Rispetto a T, P, ecc.) Che vale la pena leggere è: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

Una panoramica storica molto interessante dello sviluppo del Modello solare standard: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Questo documento (certamente secco) ti dà una buona idea di quanto bene i modelli solari "standard" stimano le proprietà interne del Sole usando eliosismologia e misurazioni dei neutrini per aiutare a limitare le loro condizioni al contorno: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B La risposta è che corrispondono incredibilmente bene (errore> 0,2%)

Questi erano i riferimenti meno tecnici (ma ancora pubblicati accademicamente) che riuscissi a trovare.

Ecco una pagina completa sullo stato dell'arte della modellizzazione solare e della misurazione del sole interno usando l'eliosismologia: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (altamente tecnico )

In generale: fai modelli del sole e poi vedi quale è d'accordo con tutte le osservazioni e controlla quale temperatura questo modello prevede per il nucleo.

Un modello molto semplice che fornisce una buona approssimazione: la fusione avviene all'interno di un piccolo volume nel nucleo e una parte dell'energia rilasciata viene successivamente trasportata in superficie fino a quando non può fuoriuscire come luce. Sappiamo quanta luce emette il sole e puoi calcolare i gradienti di temperatura e densità necessari all'interno che è necessario per trasportare questa energia e mantenere stabile il sole. Lavora dalla superficie verso l'interno e ottieni una stima della temperatura interna.

Un altro approccio gradevole è la velocità di fusione - questo è noto anche dalla potenza totale e può essere paragonato alla velocità di fusione che il sole avrebbe a temperature diverse.

La fusione termonucleare non ha nulla a che fare con la temperatura centrale del sole. Puoi ottenere una stima approssimativa della temperatura (con alcune semplificazioni necessarie) seguendo questa linea di ragionamento:

1. Il materiale del Sole è un gas ideale, completamente ionizzato (tutti gli elettroni sono separati dai nuclei);

2. Ciò significa che la pressione del gas è proporzionale alla sua temperatura e al numero di particelle di gas nel volume dell'unità;

3. La pressione al centro (parte più interna) del Sole deve essere abbastanza grande da sostenere il peso di tutti gli strati sopra;

4. Se supponi che il Sole sia fatto solo di idrogeno, ottieni una temperatura centrale di circa 23 milioni di gradi.