อุณหภูมิแกนกลางของดวงอาทิตย์เป็นอย่างไร

มันถูกประเมินว่าความร้อนภายในแกนกลางของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 15,000, 000 ° C - ค่านี้มีขนาดใหญ่มาก นักวิทยาศาสตร์ประเมินค่านี้ได้อย่างไร

องค์ประกอบจะถูกกำหนดโดยการ spectra นอกจากนี้มวลสามารถระบุได้ผ่านการเปลี่ยนแปลง หากคุณรวมสองสิ่งนี้เข้าด้วยกันภายใต้สมมติฐานว่าดาวอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต (ซึ่งหมายความว่าแรงดันความร้อนจากภายนอกของดาวเนื่องจากการรวมตัวของไฮโดรเจนเข้ากับฮีเลียมนั้นสมดุลกับแรงโน้มถ่วงภายใน) ทำงบเกี่ยวกับอุณหภูมิและความหนาแน่นที่ต้องอยู่ในแกนกลาง คุณต้องการความหนาแน่นสูงและอุณหภูมิสูงเพื่อหลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม

โปรดจำไว้ว่าเกิดอะไรขึ้น: อุณหภูมิมีความร้อนเพียงพอสำหรับไฮโดรเจนในแกนกลางที่จะแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ซึ่งหมายความว่าในการที่จะรวมโปรตอนเหล่านี้ให้กลายเป็นนิวเคลียสฮีเลียมคุณต้องเอาชนะแรงผลักคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเมื่อโปรตอนสองตัวเข้ามาใกล้ ด้านล่างเป็นแผนภาพของกระบวนการของฟิวชั่นชนิดหนึ่ง ( ปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน - โปรตอน )

ปฏิกิริยาฟิวชั่นอื่น ๆ ที่เกิดขึ้นที่แกนกลางของดาวเรียกว่าวัฏจักรคาร์บอน - ไนโตรเจน - ออกซิเจน (CNO) และเป็นแหล่งพลังงานที่สำคัญสำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ประมาณ 1.3 เท่า ด้านล่างแสดงกระบวนการนี้

แก้ไข:
บางคนชี้ให้เห็นว่านี่ไม่ได้ตอบคำถามในมือ - ซึ่งเป็นเรื่องจริง ลืมวิธีการทำพื้นฐานด้านหลังของการคำนวณซองจดหมายด้วยตัวเอง (ฉันยอมรับดาราศาสตร์ดาวฤกษ์ไม่ได้เป็นแบบพิเศษของฉัน) ฉันได้เจอการประมาณอย่างหยาบและเรียบง่ายของวิธีการคำนวณแรงดันส่วนกลางและอุณหภูมิของดวงอาทิตย์ จาก. อย่างไรก็ตามการคำนวณจะชี้ให้เห็นค่าที่ถูกต้องและสิ่งที่เราต้องรู้เพื่อให้ได้รายละเอียดที่ถูกต้อง

แบบจำลองอุทกพลศาสตร์ของดวงอาทิตย์อนุญาตให้มีวิธีหนึ่งในการประเมินคุณสมบัติภายในของมัน ในการทำเช่นนี้จะต้องทราบมวลรัศมีอุณหภูมิพื้นผิวและความส่องสว่างทั้งหมด (พลังงานรังสีที่ปล่อยออกมา) / s ของดวงอาทิตย์ ทำให้สมมติฐานหลายประการเช่นว่าดวงอาทิตย์ทำตัวเป็นของเหลวและใช้ดุลยภาพทางอุณหพลศาสตร์ในท้องถิ่นทำให้สามารถใช้สมการดาวฤกษ์ของรัฐได้ วิธีการเชิงตัวเลขถูกนำไปใช้กับสมการเหล่านี้เพื่อกำหนดคุณสมบัติภายในของดวงอาทิตย์เช่นอุณหภูมิส่วนกลาง

ตัวอย่างที่ดีสำหรับวิธีการแก้ไขปัญหานี้คุณสามารถพบได้ในข้อความระดับปริญญาตรี 'คำนำสู่ดาราศาสตร์ฟิสิกส์สมัยใหม่' โดย Carroll และ Ostlie (หัวข้อ 10.5) รหัส FORTRAN เพื่อเรียกใช้โมเดลตัวเอกของคุณจะรวมอยู่ในภาคผนวก H

กระดาษตรวจสอบที่ครอบคลุมเกี่ยวกับวิธีที่ดาวของมวลชนต่าง ๆ วิวัฒนาการภายใน (เช่นที่เกี่ยวกับ T, P, ฯลฯ ) ที่มีค่าการอ่านคือ: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

ภาพรวมทางประวัติศาสตร์ที่น่าสนใจมากของการพัฒนาโมเดลพลังงานแสงอาทิตย์แบบมาตรฐาน: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

กระดาษ (แห้งเป็นที่ยอมรับ) นี้ช่วยให้คุณทราบว่าแบบจำลองพลังงานแสงอาทิตย์ 'มาตรฐาน' ประเมินคุณสมบัติภายในของดวงอาทิตย์ได้ดีเพียงใดโดยใช้การตรวจวัดด้วย Helioseismology และนิวตริโนเพื่อช่วยผูกเงื่อนไขขอบเขต: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B คำตอบก็คือพวกเขาจับคู่กันได้ดีอย่างไม่น่าเชื่อ (> 0.2% ข้อผิดพลาด)

นี่เป็นข้อมูลอ้างอิงทางเทคนิคน้อยที่สุด (แต่ยังเผยแพร่ในเชิงวิชาการ) ที่ฉันสามารถหาได้

นี่คือหน้าเว็บที่ครอบคลุมเกี่ยวกับ state-of-the-art ในการสร้างแบบจำลองพลังงานแสงอาทิตย์และการวัดดวงอาทิตย์ภายในโดยใช้ Helioseismology: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (เทคนิคขั้นสูง )

โดยทั่วไป: คุณสร้างแบบจำลองของดวงอาทิตย์และจากนั้นคุณจะเห็นว่ามีใครเห็นด้วยกับการสังเกตทั้งหมดและตรวจสอบอุณหภูมิที่แบบจำลองนี้ทำนายแกนกลาง

แบบจำลองง่าย ๆ ที่ให้การประมาณที่ดี: การฟิวชั่นเกิดขึ้นภายในปริมาตรเล็ก ๆ ในแกนกลางและพลังงานส่วนหนึ่งที่ถูกปลดปล่อยจะถูกเคลื่อนย้ายไปยังพื้นผิวหลังจากนั้นจนกว่าจะสามารถหนีได้ในสภาพแสง เรารู้ว่าดวงอาทิตย์เปล่งแสงมากแค่ไหนและคุณสามารถคำนวณอุณหภูมิและความหนาแน่นของการไล่ระดับสีที่จำเป็นภายในซึ่งจำเป็นสำหรับการขนส่งพลังงานนี้และเพื่อรักษาความเสถียรของดวงอาทิตย์ ทำงานจากพื้นผิวด้านในและคุณจะได้รับการประเมินอุณหภูมิแกนกลาง

วิธีการที่ดีอีกวิธีหนึ่งคืออัตราการหลอมซึ่งเป็นที่รู้จักกันจากพลังงานทั้งหมดเช่นกันและสามารถเปรียบเทียบกับอัตราการหลอมรวมที่ดวงอาทิตย์จะมีอุณหภูมิที่แตกต่างกัน

การรวมตัวกับเทอร์โมนิวเคลียร์ไม่ได้เกี่ยวข้องกับอุณหภูมิส่วนกลางของดวงอาทิตย์ คุณสามารถประมาณค่าคร่าวๆของอุณหภูมิ (ด้วยการทำให้เข้าใจง่ายที่จำเป็น) ตามบรรทัดของการให้เหตุผล:

1. วัสดุของดวงอาทิตย์เป็นแก๊สในอุดมคติที่สมบูรณ์และอิออนอย่างสมบูรณ์ (อิเล็กตรอนทั้งหมดแยกออกจากนิวเคลียส);

2. ซึ่งหมายความว่าความดันของก๊าซจะแปรผันตามอุณหภูมิและจำนวนของอนุภาคก๊าซในปริมาตรหน่วย

3. แรงดันในศูนย์กลาง (ส่วนในสุด) ของดวงอาทิตย์จะต้องมีขนาดใหญ่พอที่จะรองรับน้ำหนักของทุกชั้นด้านบน

4. ถ้าคุณคิดว่าดวงอาทิตย์นั้นสร้างจากไฮโดรเจนเท่านั้นคุณจะได้อุณหภูมิส่วนกลางประมาณ 23 ล้านองศา