태양의 핵심 온도는 어떻게 추정 되었습니까?

태양의 중심부 내부의 열은 약 15 000 ° C로 추정됩니다.이 값은 매우 큽니다. 과학자들은이 가치를 어떻게 평가 했습니까?

조성은 스펙트럼을 취함으로써 결정될 수있다. 또한 질량은 역학을 통해 결정될 수 있습니다. 이 두 가지를 결합하면 별이 수압 평형 상태라는 가정하에 (수소가 헬륨으로 융합되어 별의 외열 온도가 내력 잡아 당김과 균형을 이루고 있음을 의미) 온도와 밀도가 무엇인지에 대한 진술하게 한다 핵심에 있어야합니다. 수소를 헬륨에 융합시키기 위해서는 고밀도 및 고온이 필요합니다.

무슨 일이 일어나고 있는지 기억하십시오 : 코어의 수소가 완전히 이온화 될 수있을 정도로 온도가 높습니다. 즉,이 양성자를 헬륨 핵에 융합시키기 위해서는 두 개의 양성자가 가까워짐에 따라 전자기 반발을 극복해야합니다 (전하 격퇴와 같은). 아래는 하나의 특정 유형의 융합 과정 ( 양성자-양성자 연쇄 반응 ) 의 다이어그램입니다 .

별의 핵에서 발생하는 다른 융합 반응은 탄소-질소-산소 (CNO)주기라고하며, 약 1.3 태양 질량보다 더 큰 별의 주된 에너지 원입니다. 아래는이 과정을 보여줍니다.

편집 :
누군가 이것이 실제로 당면한 질문에 대답하지는 않는다고 지적했습니다. 봉투 계산의 기본 뒷면을 직접 잊어 버리는 방법을 잊어 버렸 습니다 (나는 천체 천체 물리학은 분명히 내 전문 분야 가 아니라는 것을 인정 합니다). 나는 태양의 중심 압력과 온도를 계산하는 방법에 대한 매우 조잡 하고 간단한 평가를 우연히 발견했습니다. 에서. 그러나 계산 은 정확한 값과 세부 사항을 올바르게 얻기 위해 알아야 할 값을 나타냅니다.

태양의 유체 역학 모델은 내부 특성을 평가하는 한 가지 방법을 허용합니다. 이렇게하려면 태양의 질량, 반경, 표면 온도 및 총 광도 (방사 에너지 방출) / s를 알아야합니다 (관측 적으로 결정). 예를 들어, 태양이 유체로 작용하고 국소 열역학적 평형이 적용된다는 몇 가지 가정을함으로써, 별의 상태 방정식을 사용할 수 있습니다. 중심 온도와 같은 태양의 내부 특성을 결정하기 위해 수치 방정식이이 방정식에 적용됩니다.

이 문제를 해결하는 방법에 대한 훌륭한 예는 학부 텍스트 인 Carroll and Ostlie의 '현대 천체 물리학 소개'(10.5 절)에서 찾을 수 있습니다. 별 모양의 모델을 실행하기위한 FORTRAN 코드는 부록 H에 포함되어 있습니다.

읽을만한 가치가있는 다른 질량의 별들이 내부적으로 어떻게 진화하는지에 대한 종합적인 검토 논문은 다음과 같습니다 : http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

표준 태양 모델 개발에 대한 매우 흥미로운 역사적 개요 : http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

이 (정말 건조 된) 논문은 '표준'태양 모델이 경계 조건을 묶는 데 도움이되는 helioseismology 및 중성미자 측정을 사용하여 태양의 내부 특성을 얼마나 잘 평가하는지에 대한 좋은 아이디어를 제공합니다. http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B 답은 엄청나게 일치한다는 것입니다 (> 0.2 % 오류)

이것들은 내가 찾을 수있는 가장 기술적 인 (아직 학술적으로 출판 된) 참고 문헌이었습니다.

다음은 Helioseismology를 사용하여 태양 모델링 및 내부 태양 측정에 관한 최신 정보에 대한 포괄적 인 페이지입니다. http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (매우 기술적 인) )

일반적으로 태양의 모형을 만든 다음 모든 관측치에 어느 쪽이 일치하는지 확인하고이 모형이 코어에 대해 예측하는 온도를 확인합니다.

좋은 근사치를 제공하는 매우 간단한 모델 : 핵의 작은 부피 내에서 핵융합이 발생하고 방출 된 에너지의 일부가 빛으로 빠져 나갈 때까지 표면으로 전달됩니다. 우리는 태양이 얼마나 많은 빛을 방출하는지 알고 있으며,이 전력을 운반하고 태양을 안정적으로 유지하는 데 필요한 온도와 밀도 구배를 계산할 수 있습니다. 표면에서 안쪽으로 작업하면 코어 온도에 대한 추정치를 얻을 수 있습니다.

또 다른 좋은 접근법은 융합 속도입니다. 이것은 전체 전력에서도 알려져 있으며 태양이 다른 온도에서 가질 수있는 융합 속도와 비교할 수 있습니다.

열핵 융합은 태양의 중심 온도와 아무 관련이 없습니다. 이 추론에 따라 온도를 대략적으로 추정 할 수 있습니다 (필요한 단순화와 함께).

1. 태양의 물질은 이상적이고 완전히 이온화 된 가스입니다 (모든 전자는 핵과 분리되어 있습니다).

2. 이는 가스의 압력이 온도와 단위 부피의 가스 입자 수에 비례한다는 것을 의미합니다.

3. 태양 중심 (가장 안쪽)의 압력은 위의 모든 층의 무게를 지탱할 수있을 정도로 커야합니다.

4. 태양이 수소로만 만들어 진다고 가정하면 약 2300 만 도의 중앙 온도를 얻게됩니다.