Ich war überrascht, als ich zum ersten Mal hörte, dass die im Kern der Sonne erzeugte Energie lange braucht, um der Sonne zu entkommen. Der Prozess wird oft als ein Photon erklärt, das einen „Trunkengang“ macht, basierend auf der mittleren freien Weglänge innerhalb der Sonnenschichten.
Eine solche NASA-Schätzung ist hier verlinkt . Es erwähnt Schätzungen, die von 4.000 Jahren bis zu mehreren Millionen Jahren reichen.
Mir kam der Gedanke, dass die Diffusionszeit vielleicht besser abgeschätzt werden könnte, indem man die gesamte thermische Energie der Sonne durch die Leistungsabgabe der Sonne dividiert. Eine Schätzung der thermischen Energie der Sonne beträgt 3,09 x 10 ^ 41 J, die in der akzeptierten Antwort auf diese Frage angegeben ist . Auf Wikipedia habe ich herausgefunden, dass die Leuchtkraft der Sonne 3,828 x 10^26 W beträgt.
Durch Teilen erhalten wir eine Zeit von 8,07 x 10^14 Sekunden oder etwa 26 Millionen Jahre. Ich schätze, so lange würde es dauern, bis die Sonne vollständig abgekühlt wäre, wenn sie aufhörte, Energie zu produzieren, aber weiterhin mit ihrer aktuellen Rate strahlte.
Macht meine Rechnung Sinn? 26 Millionen Jahre liegen über den üblichen Schätzungen von Energiediffusionszeiten.
BEARBEITEN SIE UNTEN:
Ich möchte erklären, warum ich dachte, dass die einfache Division von thermischer Energie durch Leuchtkraft eine vernünftige Schätzung der Energiediffusionszeit liefern würde.
Nehmen Sie an, dass jedes im Kern der Sonne erzeugte Energiebit radial nach außen wandert, bis es die Oberfläche erreicht. Ich denke, es ist klar, dass es angesichts der obigen Eingaben 26 Millionen Jahre dauern würde, bis jedes Bit Energie entweicht.
Aufgrund der „Random-Walk“-Natur des Diffusionsprozesses benötigt nun jedes Energiebit eine zufällige Zeitspanne, um zu entweichen. Ich denke, dass die durchschnittliche Fluchtzeit immer noch 26 Millionen Jahre betragen müsste, um die (ziemlich konstante) thermische Energie und Leuchtkraft der Sonne aufrechtzuerhalten.
Wie lange die Sonne braucht, um X Leistung abzustrahlen, ist nur eine Quantifizierung der abgestrahlten Leistung in verschiedenen Einheiten von X/s anstelle von Joule/s.
In diesem Fall in Einheiten der ungefähren Wärmeenergie der Sonne pro Sekunde.
Stellen Sie sich vor, der Kern ist sehr klein, sodass die von Ihnen berücksichtigte Wärmeenergie dann viel kleiner ist. Folglich wird die Zeit, die Sie schätzen werden, viel kleiner sein. Aber ein kleinerer Kern sollte eine längere Reise zur Oberfläche bedeuten. Dieser Fall zeigt, dass Ihre Gleichung die Reise durch die Ausdehnung des Körpers über seinen kleinen Kern hinaus nicht berücksichtigt.
Ich halte deine Rechnung für sinnvoll.
In Michael Stix 'Artikel "Über die Zeitskala des Energietransports in der Sonne" aus dem Jahr 2003 heißt es, dass "die Zeitskala des Energietransports in der Sonne die Kelvin-Helmholtz-Zeitskala der Ordnung ist Jahre, ungefähr 100-mal länger als die von Mitalas und Sills (1992) geschätzte Photonendiffusionszeit . Die Differenz entspricht einem Faktor , das Verhältnis der thermischen Energiedichte zur Strahlungsenergiedichte. So wird der Wärmetransport, auch wenn er durch Photonen vermittelt wird, durch die große Wärmekapazität des Sterns gebremst.“
Ihr Wert von Jahre ist auch der genaue Wert, der für die „Energieverweilzeit in der Sonne“ in einem ArXiV-Artikel von 2019 „Verweilzeit der Energie in der Erdatmosphäre und in der Sonne“ von Carlos Osácar, Manuel Membrado und Amalio Fernández-Pacheco berechnet wurde. Eine überarbeitete Version wurde später als "Verweilzeit der Energie in der Atmosphäre" veröffentlicht , jedoch ohne diesen genauen Wert.
Spruit, in "Theorie der Variationen der Sonneneinstrahlung", betont den Unterschied zwischen thermischer und diffusiver Zeitskala und gibt als Beispiel das Verhalten eines im Raum schwebenden und von innen erhitzten Aluminiumklotzes. Die thermische Zeitskala gibt an, wie lange der Brocken braucht, um ein thermisches Gleichgewicht zu erreichen, wobei die von der Oberfläche abgestrahlte Wärme gleich der internen Heizleistung ist. Dies hängt von der Gesamtwärmekapazität des Brockens ab. Die Diffusionszeitskala gibt an, wie lange es dauert, bis sich die Temperatur verschiedener Teile des Brockens angeglichen hat, was von der Wärmeleitfähigkeit des Metalls abhängt. Dies ist viel kürzer als die thermische Zeitskala, da Aluminium ein so guter Wärmeleiter ist. In ähnlicher Weise ist die Diffusionszeitskala der Sonne aufgrund der sehr großen turbulenten Diffusivität (effektiv der "Leitfähigkeit") in der Sonne viel kürzer als ihre thermische Zeitskala.
Wie Sie wissen, sind die Kommentare und Diskussionen zu der Frage „ Sonnenlicht braucht 1.000/30.000/100.000/170.000/1.000.000 Jahre, um im Inneren herumzuspringen, um dann die Erde zu erreichen “ einigermaßen relevant.
Eine Alternative zu Diffusionsmodellen besteht darin, eine Schätzung der Virial-Relaxationszeit für ein Sonnenmodell vorzunehmen.
Manchmal verwende ich im Unterricht ein besonders kugelförmiges und bovines Modell (einfach genug, um es auf ein paar Seiten zu schreiben und an der Tafel in weniger als einer Stunde zu erledigen), und es gibt Zahlen wie 100.000 Jahre für die Zeit, die es dauern würde, bis die Leuchtkraft abfällt um 1 % für den Fall, dass die Fusion im Kern plötzlich abbricht.
Dies sollte mit einem erheblichen Maß an Skepsis betrachtet werden, da das betreffende Modell hirntot ist und eher wegen seiner Handhabbarkeit als wegen seiner physikalischen Genauigkeit ausgewählt wurde, aber es fällt auf, dass das Ergebnis in die Mitte der Ergebnisse des Diffusionsmodells fällt und weil es sagt eine mittlere Temperatur voraus, die ähnlich vernünftig ist (ca ).
Das Random-Walk-Argument gibt die Zeitskala für ein Photon/eine Strahlung an, , um aus dem Stern zu diffundieren, vorausgesetzt, es wird absorbiert und sofort in zufällige Richtungen remittiert.
Dies unterscheidet sich stark von der Zeitskala der thermischen Energiediffusion, - die Zeitskala für den größten Teil der thermischen Energie, um aus einem Stern herauszudiffundieren.
Denn bei den meisten Sternen wird ein winziger Teil der thermischen Energie im Strahlungsfeld gehalten. Grob gesagt
Ein sonnenähnlicher Stern, in dem die Fusion abgeschaltet ist, wird die Energie in seinem Strahlungsfeld etwa hundertmal auffüllen, bevor er abkühlt.
frodoskywalker
ProfRob