Como foi estimada a temperatura central do Sol?

Estima-se que o calor dentro do núcleo do Sol esteja em torno de 15 000 000 ° C - esse valor é extremamente enorme. Como os cientistas estimaram esse valor?

A composição pode ser determinada usando espectros. Além disso, a massa pode ser determinada através da dinâmica. Se você combinar esses dois, supondo que a estrela esteja em estado de equilíbrio hidrostático (o que significa que a pressão térmica externa da estrela devido à fusão do hidrogênio com o hélio está em equilíbrio com o puxão interno da gravidade), você pode faça declarações sobre qual deve ser a temperatura e a densidade no núcleo. Você precisa de altas densidades e altas temperaturas para fundir hidrogênio em hélio.

Lembre-se do que está acontecendo: as temperaturas são quentes o suficiente para que o hidrogênio no núcleo seja completamente ionizado, o que significa que, para fundir esses prótons em núcleos de hélio, você precisa superar a repulsão eletromagnética à medida que dois prótons se aproximam (como cargas repelem). Abaixo está um diagrama do processo de um tipo particular de fusão ( reação em cadeia próton-próton ).

A outra reação de fusão que ocorre nos núcleos das estrelas é chamada de ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO) e é a fonte dominante de energia para estrelas mais massivas do que cerca de 1,3 massa solar. Abaixo mostra esse processo.

Edit:
Alguém apontou que isso realmente não responde à pergunta em questão - o que é verdade. Esquecendo como fazer alguns dos cálculos básicos do verso (eu admito que a astrofísica estelar definitivamente não é minha especialidade), deparei-me com uma estimativa muito grosseira e simples de como calcular a pressão e a temperatura centrais do sol a partir de. No entanto, o cálculo indica os valores corretos e o que você precisa saber para obter os detalhes corretos.

Os modelos hidrodinâmicos do Sol permitem um método de estimativa de suas propriedades internas. Para fazer isso, a Massa, o raio, a temperatura da superfície e a luminosidade total (energia radiativa emitida) / s do Sol devem ser conhecidos (determinados observacionalmente). Fazendo várias suposições, por exemplo, que o Sol se comporta como um fluido e que o equilíbrio termodinâmico local se aplica, as equações estelares de estado podem ser usadas. Métodos numéricos são aplicados a essas equações para determinar as propriedades internas do Sol, como sua temperatura central.

Um ótimo exemplo de como lidar com esse problema pode ser encontrado no texto de graduação, 'Uma Introdução à Astrofísica Moderna', de Carroll e Ostlie (Seção 10.5). O código FORTRAN para executar seu próprio modelo estelar está incluído no Apêndice H.

Um artigo de revisão abrangente sobre como estrelas de diferentes massas evoluem internamente (por exemplo, com relação a T, P, etc.) que vale a pena ler é: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

Uma visão histórica muito interessante do desenvolvimento do Modelo Solar Padrão: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Este artigo (reconhecidamente seco) fornece uma boa idéia de quão bem os modelos solares "padrão" estimam as propriedades internas do Sol usando medições de helioseismologia e neutrinos para ajudar a amarrar suas condições de contorno: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B A resposta é que eles correspondem incrivelmente bem (> erro de 0,2%)

Essas foram as referências menos técnicas (mas ainda publicadas academicamente) que pude encontrar.

Aqui está uma página abrangente sobre o estado da arte em modelagem solar e medição do Sol interno usando Helioseismology: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (altamente técnico )

Em geral: você cria modelos do sol e depois vê qual deles concorda com todas as observações e verifica qual temperatura esse modelo prevê para o núcleo.

Um modelo muito simples que fornece uma boa aproximação: a fusão ocorre dentro de um pequeno volume no núcleo e uma parte da energia liberada é transportada para a superfície posteriormente até que ela possa escapar como luz. Sabemos quanta luz o sol emite e é possível calcular os gradientes de temperatura e densidade necessários para transportar essa energia e manter o sol estável. Trabalhe a partir da superfície para dentro e obterá uma estimativa para a temperatura central.

Outra abordagem interessante é a taxa de fusão - isso também é conhecido pela potência total e pode ser comparado à taxa de fusão que o sol teria em diferentes temperaturas.

A fusão termonuclear não tem nada a ver com a temperatura central do sol. Você pode obter uma estimativa aproximada da temperatura (com algumas simplificações necessárias) seguindo esta linha de raciocínio:

1. O material do Sol é um gás ideal, completamente ionizado (todos os elétrons são separados dos núcleos);

2. Isso significa que a pressão do gás é proporcional à sua temperatura e ao número de partículas de gás em volume unitário;

3. A pressão no centro (parte mais interna) do Sol deve ser grande o suficiente para suportar o peso de todas as camadas acima;

4. Se você supõe que o Sol é feito apenas de hidrogênio, obtém uma temperatura central de cerca de 23 milhões de graus.