שְׁאֵלָה:
כיצד נאמדת טמפרטורת הליבה של השמש?
Zoltán Schmidt
2013-09-26 23:04:26 UTC
view on stackexchange narkive permalink

ההערכה הייתה שהחום בתוך ליבת השמש נמצא בסביבות 15 000 000 מעלות צלזיוס - ערך זה הוא עצום ביותר. כיצד העריכו מדענים ערך זה?

אני רק רוצה להצביע על מאמר מאיר מאוד זה על הקושי למצוא אמצעי "פשוט" לחישוב מבנה השמש (ובכך הטמפרטורה המרכזית), [מבנה סולארי ללא מחשבים] (http://adsabs.harvard.edu/abs /1986AmJPh..54..354C). זו כנראה הסיבה שעדיין לא קיבלת תשובה עם ביטוי אלגברי פשוט לטמפרטורה המרכזית.
ארבע תשובות:
#1
+15
pohuigin
2013-09-27 01:04:06 UTC
view on stackexchange narkive permalink

מודלים הידרודינמיים של השמש מאפשרים שיטה אחת להעריך את המאפיינים הפנימיים שלה. לשם כך, יש לדעת את המסה, הרדיוס, טמפרטורת פני השטח והבהירות הכוללת (אנרגיית הקרינה הנפלטת) / ים של השמש (נקבע בתצפית). בהנחת כמה הנחות, למשל, כי השמש מתנהגת כנוזל וכי חל שיווי משקל תרמודינמי מקומי, ניתן להשתמש במשוואות הכוכבים של המדינה. על משוואות אלה מיישמים שיטות מספריות כדי לקבוע את המאפיינים הפנימיים של השמש, כמו הטמפרטורה המרכזית שלה.

דוגמה מצוינת כיצד לעבוד על בעיה זו בעצמך ניתן למצוא בטקסט לתואר ראשון, "מבוא לאסטרופיזיקה מודרנית" מאת קרול ואוסטלי (סעיף 10.5). קוד ה- FORTRAN להפעלת מודל כוכבים משלך כלול בנספח ח.

מאמר סקירה מקיף על האופן שבו כוכבים בעלי מסות שונות מתפתחים באופן פנימי (למשל ביחס ל- T, P וכו ') ששווה קריאה היא: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5..571I

סקירה היסטורית מעניינת מאוד של התפתחות התקן מודל סולארי: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

מאמר זה (אמנם יבש) נותן לך מושג טוב עד כמה ה'סטנדרט ' מודלים סולאריים מעריכים את המאפיינים הפנימיים של השמש באמצעות מדידות הליוסיזמולוגיה ונייטרינו כדי לקשור את תנאי הגבול שלהם: http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PhRvL..78..171B הם תואמים בצורה מדהימה (> 0.2% שגיאה)

אלה היו הפניות הכי פחות טכניות (אך עדיין פורסמו באקדמיה) שיכולתי למצוא.

הנה דף מקיף על המדינה -of-the-art בדוגמנות סולאריות ומדידת השמש הפנימית תוך שימוש בהליוזיזולוגיה: http : //www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (מאוד טכני)

#2
+6
astromax
2013-09-27 06:04:35 UTC
view on stackexchange narkive permalink

ניתן לקבוע את ההרכב על ידי לקיחת ספקטרום. בנוסף, ניתן לקבוע את המסה באמצעות דינמיקה. אם תשלב את שני אלה, בהנחה שהכוכב נמצא במצב של שיווי משקל הידרוסטטי (מה שאומר שהלחץ התרמי החיצוני של הכוכב עקב היתוך של מימן להליום נמצא באיזון עם הפנים משיכת כוח משיכה), אתה יכול להצהיר לגבי הטמפרטורה והצפיפות ש חייבים להיות בליבה. אתה זקוק לצפיפות גבוהה וטמפרטורות גבוהות על מנת למזג מימן להליום.

זכור מה קורה: הטמפרטורות חמות מספיק כדי שמימן בליבה יהיה מיונן לחלוטין, כלומר על מנת למזג את הפרוטונים הללו לגרעיני הליום, אתה צריך להתגבר על הדחייה האלקטרומגנטית כששני פרוטונים מתקרבים ( כמו חיובים דוחים). להלן תרשים התהליך של סוג מסוים של היתוך ( תגובת שרשרת פרוטון-פרוטון).

proton-proton

תגובת ההיתוך השנייה אשר מתרחש בליבות הכוכבים נקרא מחזור פחמן-חנקן-חמצן (CNO), והוא מקור האנרגיה הדומיננטי לכוכבים המאסיביים יותר מכ -1.3 מסות שמש. להלן מראה את התהליך הזה.

CNO

עריכה:
מישהו ציין שזה לא באמת עונה על השאלה העומדת על הפרק - וזה נכון. כששכחתי איך לעשות חלק מהחלק האחורי הבסיסי של חישובי המעטפה בעצמי (אני מודה, אסטרופיזיקה כוכבית היא בהחלט לא המומחיות שלי), נתקלתי ב מאוד גס ו הערכה פשוטה כיצד לחשב את הלחץ המרכזי והטמפרטורה של השמש. עם זאת, החישוב מצביע על הערכים הנכונים ועל מה שצריך לדעת על מנת לקבל את הפרטים הנכונים.

תשובה זו לא באמת עונה על השאלה כיצד נקבע ערך הטמפרטורה של ~ 10 ^ 7 K.
@ Guillochon כן, אתה צודק. הייתי קצת כללי מדי. אנסה לעדכן בתשובה ספציפית יותר.
@Guillochon הוספתי קישור. אל תהסס לשנות / לערוך את תשובתי אם יש לך מידע טוב יותר בהישג יד.
הטמפרטורה בשמש אינה מספיקה בכדי להתגבר על מחסום הקולומב לבדו למיזוג מימן, אלא דורשת מנהור קוונטי.
#3
+3
Leos Ondra
2019-05-23 23:32:50 UTC
view on stackexchange narkive permalink

היתוך תרמו גרעיני אינו קשור לטמפרטורה המרכזית של השמש. אתה יכול לקבל אומדן גס של הטמפרטורה (עם כמה פשטים הכרחיים) בעקבות קו חשיבה זה:

  1. חומר השמש הוא גז אידיאלי, מיונן לחלוטין (כל האלקטרונים מופרדים מגרעינים);

  2. משמעות הדבר היא כי לחץ הגז הוא פרופורציונלי לטמפרטורתו ולמספר חלקיקי הגז בנפח היחידה;

  3. הלחץ במרכז (החלק הפנימי ביותר) של השמש חייב להיות גדול מספיק כדי לתמוך במשקל כל השכבות שלמעלה;

  4. אם אתה מניח כי השמש עשויה רק ​​ממימן, אתה מקבל טמפרטורה מרכזית של כ- 23 מיליון מעלות.

אני מניח שאני מבין מה אתה מנסה לומר, אבל המשפט הראשון שנוי במחלוקת. אם לא היו תגובות גרעיניות, השמש, ברדיוסה הנוכחי, תהיה באותה טמפרטורה פנימית. עם זאת, זה לא יישאר ככה ויהיה חם יותר ויותר.
אני חושב שאנחנו כן מבינים אחד את השני. התשובה שלי עוסקת רק בשיווי המשקל ההידרוסטטי (בגז לא מנווון, הטמפרטורה נכנסת לפתרון), כלומר נותן תשובה לשאלה כיצד למנוע קריסת השמש בקנה מידה של ימים. למעשה, השמש מקרינה - כלומר אנרגיה פנימית של גז דולף החוצה לחלל, ועל הכוכב להסתגל בהתאם לטווח זמנים של מיליון שנה - למעשה הוא מתכווץ והטמפרטורה המרכזית עולה. בשלב מסוים הטמפרטורה גבוהה מספיק בכדי לאפשר מיזוג והכוכב מתייצב (אנרגיה המוקרנת נוצרת על ידי היתוך).
כן, אז מהבחינה הזו, היתוך גרעיני * קובע * את הטמפרטורה המרכזית של השמש, או לפחות מונע את התחממותה עוד יותר. אבל אני מסכים שאתה לא צריך לדעת על היתוך כדי לחשב את הטמפרטורה המרכזית הנוכחית של השמש - בהתחשב במסה הנוכחית, ברדיוס ובהרכב שלה.
אני מסכים. במקור, רציתי רק להדגיש שההתמזגות אינה התהליך המחמם את פנים השמש (חוק הכבידה והגז הם כל מה שאנחנו צריכים). למעשה, היתוך מונע מהפנים להיות * חם מדי * :-)
#4
+2
Murtuza Vadharia
2014-07-20 23:28:53 UTC
view on stackexchange narkive permalink

באופן כללי: אתה מכין מודלים של השמש ואז אתה רואה איזה מהם מסכים עם כל התצפיות, ובודק איזו טמפרטורה מודל זה מנבא לליבה.

מודל פשוט מאוד שנותן טוב קירוב: היתוך מתרחש בתוך נפח קטן בליבה, וחלק מהאנרגיה המשוחררת מועבר לאחר מכן אל פני השטח עד שהוא יכול לברוח כאור. אנו יודעים כמה אור השמש פולטת, ותוכלו לחשב את הדרגתי הטמפרטורה והצפיפות הדרושים בתוכה הנדרשים להעברת כוח זה ולשמירת יציבות השמש. עבוד מהשטח פנימה ותקבל אומדן לטמפרטורת הליבה.

גישה נחמדה נוספת היא קצב ההיתוך - זה ידוע גם מהספק הכולל, וניתן להשוות אותו לקצב ההיתוך ש- לשמש תהיה בטמפרטורות שונות.



שאלה ותשובה זו תורגמה אוטומטית מהשפה האנגלית.התוכן המקורי זמין ב- stackexchange, ואנו מודים לו על רישיון cc by-sa 3.0 עליו הוא מופץ.
Loading...