Wie wurde die Kerntemperatur der Sonne geschätzt?

Hydrodynamische Modelle der Sonne ermöglichen eine Methode zur Abschätzung ihrer inneren Eigenschaften. Dazu müssen Masse, Radius, Oberflächentemperatur und Gesamtleuchtkraft (emittierte Strahlungsenergie)/s der Sonne bekannt sein (durch Beobachtung bestimmt). Unter mehreren Annahmen, zB dass sich die Sonne wie eine Flüssigkeit verhält und dass ein lokales thermodynamisches Gleichgewicht herrscht, können die stellaren Zustandsgleichungen verwendet werden. Numerische Methoden werden auf diese Gleichungen angewendet, um die inneren Eigenschaften der Sonne zu bestimmen, wie beispielsweise ihre Zentraltemperatur.

Ein großartiges Beispiel dafür, wie Sie dieses Problem selbst lösen können, finden Sie im Bachelor-Text „An Introduction to Modern Astrophysics“ von Carroll und Ostlie (Abschnitt 10.5). Der FORTRAN-Code zum Ausführen Ihres eigenen Stellar-Modells ist in Anhang H enthalten.

Eine lesenswerte umfassende Übersichtsarbeit darüber, wie sich Sterne unterschiedlicher Masse intern entwickeln (z. B. in Bezug auf T, P usw.), ist: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

Ein sehr interessanter historischer Überblick über die Entwicklung des Standard-Sonnenmodells: 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 schätzen, 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 ist eine umfassende Seite zum Stand der Technik in der Sonnenmodellierung und Messung der inneren Sonne mit Helioseismologie: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (sehr technisch )

Die Zusammensetzung kann durch Aufnahme von Spektren bestimmt werden. Zusätzlich kann die Masse durch Dynamik ermittelt werden. Wenn Sie diese beiden kombinieren, unter der Annahme, dass sich der Stern in einem Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts befindet (was bedeutet, dass der nach außen gerichtete thermische Druck des Sterns aufgrund der Fusion von Wasserstoff zu Helium im Gleichgewicht mit der nach innen gerichteten Schwerkraft ist), können Sie Aussagen darüber treffen, welche Temperatur und Dichte im Kern herrschen müssen . Um Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen, benötigt man hohe Dichten und hohe Temperaturen.

Denken Sie daran, was passiert: Die Temperaturen sind heiß genug, damit Wasserstoff im Kern vollständig ionisiert wird, was bedeutet, dass Sie, um diese Protonen zu Heliumkernen zu verschmelzen, die elektromagnetische Abstoßung überwinden müssen, wenn sich zwei Protonen nähern (wie sich Ladungen abstoßen). Unten ist ein Diagramm des Prozesses einer bestimmten Fusionsart ( Proton-Proton-Kettenreaktion ).

Die andere Fusionsreaktion, die in den Kernen von Sternen abläuft, wird als Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff- Zyklus (CNO) bezeichnet und ist die dominierende Energiequelle für Sterne mit einer Masse von mehr als etwa 1,3 Sonnenmassen. Unten ist dieser Vorgang dargestellt.

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Jemand hat darauf hingewiesen, dass dies die vorliegende Frage nicht wirklich beantwortet - was wahr ist. Da ich vergessen habe, wie man einige der grundlegenden Berechnungen der Hüllkurve selbst durchführt (ich gebe zu, stellare Astrophysik ist definitiv nicht mein Spezialgebiet), bin ich auf eine sehr grobe und einfache Schätzung gestoßen, wie man den zentralen Druck und die Temperatur der Sonne berechnet von. Die Berechnung weist jedoch auf die richtigen Werte hin und was man wissen müsste, um die Details korrekt zu erhalten.

Kernfusion hat nichts mit der Zentraltemperatur der Sonne zu tun. Sie können eine grobe Schätzung der Temperatur (mit einigen notwendigen Vereinfachungen) erhalten, indem Sie dieser Argumentation folgen:

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

2. Das bedeutet, dass der Druck des Gases proportional zu seiner Temperatur und zur Anzahl der Gasteilchen pro Volumeneinheit ist;

3. Der Druck im Zentrum (innerster 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, erhalten Sie eine zentrale Temperatur von etwa 23 Millionen Grad.

Generell gilt: Man macht Modelle der Sonne, und dann sieht man, welches mit allen Beobachtungen übereinstimmt, und prüft, welche Temperatur dieses Modell für den Kern vorhersagt.

Ein sehr einfaches Modell, das eine gute Näherung 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 notwendigen Temperatur- und Dichtegradienten im Inneren berechnen, die erforderlich sind, um diese Energie zu transportieren und die Sonne stabil zu halten. Arbeiten Sie von der Oberfläche nach innen und Sie erhalten einen Schätzwert für die Kerntemperatur.

Ein weiterer netter Ansatz ist die Fusionsrate - diese ist ebenfalls aus der Gesamtleistung bekannt und kann mit der Fusionsrate verglichen werden, die die Sonne bei verschiedenen Temperaturen hätte.