Wie wurde die Kerntemperatur der Sonne geschätzt?

Es wurde geschätzt, dass die Hitze im Inneren des Sonnenkerns bei etwa 15 000 000 ° C liegt - dieser Wert ist extrem enorm. Wie haben Wissenschaftler diesen Wert geschätzt?

Die Zusammensetzung kann durch Aufnahme von Spektren bestimmt werden. Zusätzlich kann die Masse durch Dynamik bestimmt werden. Wenn Sie diese beiden kombinieren, unter der Annahme, dass sich der Stern in einem hydrostatischen Gleichgewicht befindet (was bedeutet, dass der nach außen gerichtete thermische Druck des Sterns aufgrund der Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium mit dem nach innen gerichteten Tauziehen im Gleichgewicht ist), können Sie dies machen Aussagen über das, was die Temperatur und Dichte muss im Kern sein. Sie benötigen hohe Dichten und hohe Temperaturen, um Wasserstoff zu Helium zu schmelzen.

Denken Sie daran, was passiert: Die Temperaturen sind so hoch, dass der Wasserstoff im Kern vollständig ionisiert ist. Um diese Protonen in Heliumkerne zu verwandeln, müssen Sie die elektromagnetische Abstoßung überwinden, wenn sich zwei Protonen nähern (wie Ladungen abstoßen). Unten ist ein Diagramm des Prozesses einer bestimmten Art von Fusion ( Proton-Proton-Kettenreaktion ).

Die andere Fusionsreaktion, die an den Kernen der Sterne stattfindet, wird als Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff- Zyklus (CNO) bezeichnet und ist die dominierende Energiequelle für Sterne, die massereicher sind als etwa 1,3 Sonnenmassen. Unten sehen Sie diesen Vorgang.

Edit:
Jemand wies darauf hin, dass dies nicht wirklich die vorliegende Frage beantwortet - was wahr ist. Ich habe vergessen, wie man einige der grundlegenden Berechnungen der Hüllkurve selbst durchführt (ich gebe zu, Sternastrophysik ist definitiv nicht meine Spezialität) und bin auf eine sehr grobe und einfache Schätzung gestoßen, wie man den zentralen Druck und die Temperatur der Sonne berechnet von. Die Berechnung zeigt jedoch die korrekten Werte und was man wissen muss, um die Details korrekt zu machen.

Hydrodynamische Modelle der Sonne ermöglichen eine Methode zur Abschätzung ihrer inneren Eigenschaften. Dazu müssen die Masse, der Radius, die Oberflächentemperatur und die Gesamtleuchtkraft (emittierte Strahlungsenergie) der Sonne bekannt sein (beobachtend bestimmt). Wenn Sie mehrere Annahmen treffen, z. B. dass sich die Sonne wie eine Flüssigkeit verhält und dass ein lokales thermodynamisches Gleichgewicht vorliegt, können Sie die Sternzustandsgleichungen verwenden. Auf diese Gleichungen werden numerische Methoden angewendet, um die inneren Eigenschaften der Sonne, wie z. B. ihre zentrale Temperatur, zu bestimmen.

Ein gutes Beispiel dafür, wie Sie dieses Problem selbst lösen können, finden Sie im Grundlagentext "Eine Einführung in die moderne Astrophysik" von Carroll und Ostlie (Abschnitt 10.5). Der FORTRAN-Code zum Ausführen Ihres eigenen Sternmodells ist in Anhang H enthalten.

Ein umfassendes Übersichtsartikel darüber, wie sich Sterne verschiedener Massen im Inneren entwickeln (z. B. in Bezug auf T, P usw.), ist lesenswert: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

Ein sehr interessanter historischer Überblick über die Entwicklung des Standardsolarmodells: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Dieses (zugegebenermaßen trockene) Papier gibt Ihnen eine gute Vorstellung davon, wie gut die 'Standard'-Sonnenmodelle die inneren Eigenschaften der Sonne mithilfe von Helioseismologie- und Neutrinomessungen abschätzen, um ihre Randbedingungen festzulegen: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B Die Antwort ist, dass sie unglaublich gut zusammenpassen (> 0,2% Fehler)

Dies waren die am wenigsten technischen (aber immer noch akademisch veröffentlichten) Referenzen, die ich finden konnte.

Hier finden Sie eine umfassende Seite über den neuesten Stand der solaren Modellierung und Messung der inneren Sonne mithilfe der Helioseismologie: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (hochtechnisch) )

Im Allgemeinen: Sie machen Modelle der Sonne, und dann sehen Sie, welche mit allen Beobachtungen übereinstimmt, und überprüfen, welche Temperatur dieses Modell für den Kern vorhersagt.

Ein sehr einfaches Modell, das eine gute Annäherung liefert: Die Fusion findet innerhalb eines kleinen Volumens im Kern statt, und ein Teil der freigesetzten Energie wird anschließend an die Oberfläche transportiert, bis sie als Licht entweichen kann. Wir wissen, wie viel Licht die Sonne aussendet, und Sie können die erforderlichen Temperatur- und Dichtegradienten berechnen, die erforderlich sind, um diese Leistung zu transportieren und die Sonne stabil zu halten. Arbeiten Sie von der Oberfläche nach innen und Sie erhalten eine Schätzung für die Kerntemperatur.

Ein weiterer guter Ansatz ist die Fusionsrate - dies ist auch aus der Gesamtleistung bekannt und kann mit der Fusionsrate verglichen werden, die die Sonne bei unterschiedlichen Temperaturen hätte.

Die Kernfusion hat nichts mit der zentralen Temperatur der Sonne zu tun. Sie können eine grobe Schätzung der Temperatur (mit einigen notwendigen Vereinfachungen) erhalten, indem Sie diese Argumentation befolgen:

1. Das Material der Sonne ist ein ideales, vollständig ionisiertes Gas (alle Elektronen sind von den Kernen getrennt);

2. Dies bedeutet, dass der Druck des Gases proportional zu seiner Temperatur und zur Anzahl der Gaspartikel in Volumeneinheiten ist.

3. Der Druck in der Mitte (im innersten Teil der Sonne) muss groß genug sein, um das Gewicht aller darüber liegenden Schichten zu tragen.

4. Wenn Sie annehmen, dass die Sonne nur aus Wasserstoff besteht, erreichen Sie eine zentrale Temperatur von 23 Millionen Grad.