¿Cómo se estimó la temperatura central del Sol?

Se calculó que el calor dentro del núcleo del Sol está alrededor de los 15 000 000 ° C; este valor es extremadamente enorme. ¿Cómo estimaron los científicos este valor?

La composición se puede determinar tomando espectros. Además, la masa se puede determinar a través de la dinámica. Si combina estos dos, bajo el supuesto de que la estrella se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático (lo que significa que la presión térmica exterior de la estrella debido a la fusión de hidrógeno en helio está en equilibrio con el tirón de gravedad hacia adentro), puede hacer declaraciones sobre cuál debe ser la temperatura y la densidad en el núcleo. Necesita altas densidades y altas temperaturas para fusionar hidrógeno en helio.

Recuerde lo que está sucediendo: las temperaturas son lo suficientemente altas como para que el hidrógeno en el núcleo esté completamente ionizado, lo que significa que para fusionar estos protones en núcleos de helio, debe superar la repulsión electromagnética a medida que dos protones se acercan (como las cargas se repelen). A continuación se muestra un diagrama del proceso de un tipo particular de fusión ( reacción en cadena protón-protón ).

La otra reacción de fusión que ocurre en los núcleos de las estrellas se llama ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (CNO), y es la fuente dominante de energía para las estrellas más masivas que aproximadamente 1.3 masas solares. A continuación se muestra este proceso.

Editar:
Alguien señaló que esto en realidad no responde a la pregunta en cuestión, lo cual es cierto. Olvidando cómo hacer algunos de los cálculos básicos de la parte posterior de la envoltura (lo admito, la astrofísica estelar definitivamente no es mi especialidad), me topé con una estimación muy cruda y simple de cómo calcular la presión central y la temperatura del sol. desde. El cálculo no obstante señalar los valores correctos y lo que uno necesita saber con el fin de obtener los detalles correctos.

Los modelos hidrodinámicos del Sol permiten un método para estimar sus propiedades internas. Para hacer esto, se debe conocer la Masa, el radio, la temperatura de la superficie y la luminosidad total (energía radiativa emitida) / s del Sol (determinada por observación). Haciendo varias suposiciones, por ejemplo, que el Sol se comporta como un fluido y que se aplica el equilibrio termodinámico local, se pueden usar las ecuaciones de estado estelares. Se aplican métodos numéricos a estas ecuaciones para determinar las propiedades internas del Sol, como su temperatura central.

Un gran ejemplo de cómo resolver este problema puede encontrarse en el texto de pregrado, 'Una Introducción a la Astrofísica Moderna' de Carroll y Ostlie (Sección 10.5). El código FORTRAN para ejecutar su propio modelo estelar se incluye en el Apéndice H.

Un documento de revisión exhaustivo sobre cómo evolucionan internamente las estrellas de diferentes masas (por ejemplo, con respecto a T, P, etc.) que vale la pena leer es: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

Una descripción histórica muy interesante del desarrollo del Modelo Solar Estándar: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Este documento (ciertamente seco) le da una buena idea de qué tan bien los modelos solares 'estándar' estiman las propiedades internas del Sol utilizando heliosismología y mediciones de neutrinos para ayudar a vincular sus condiciones límite: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B La respuesta es que coinciden increíblemente bien (> 0.2% de error)

Estas fueron las referencias menos técnicas (pero aún académicamente publicadas) que pude encontrar.

Aquí hay una página completa sobre el estado del arte en modelado solar y medición del Sol interno usando Heliosismología: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (altamente técnico )

En general: haces modelos del sol, y luego ves cuál está de acuerdo con todas las observaciones, y compruebas qué temperatura predice este modelo para el núcleo.

Un modelo muy simple que ofrece una buena aproximación: la fusión ocurre dentro de un pequeño volumen en el núcleo, y una parte de la energía liberada se transporta a la superficie luego hasta que pueda escapar como luz. Sabemos cuánta luz emite el sol, y puede calcular los gradientes de temperatura y densidad necesarios en el interior que se requieren para transportar esta energía y mantener el sol estable. Trabaja desde la superficie hacia adentro y obtienes una estimación de la temperatura central.

Otro buen enfoque es la velocidad de fusión: esto también se conoce por la potencia total, y se puede comparar con la velocidad de fusión que el sol tendría a diferentes temperaturas.

La fusión termonuclear no tiene nada que ver con la temperatura central del sol. Puede obtener una estimación aproximada de la temperatura (con alguna simplificación necesaria) siguiendo esta línea de razonamiento:

1. El material del Sol es un gas ideal, completamente ionizado (todos los electrones están separados de los núcleos);

2. Esto significa que la presión del gas es proporcional a su temperatura y al número de partículas de gas en unidad de volumen;

3. La presión en el centro (parte más interna) del Sol debe ser lo suficientemente grande como para soportar el peso de todas las capas superiores;

4. Si supones que el Sol está hecho solo de hidrógeno, obtienes una temperatura central de unos 23 millones de grados.