Как оценивалась температура ядра Солнца?
Было подсчитано, что тепло внутри ядра Солнца внутри около 15 000 000 ° C — эта величина чрезвычайно огромна. Как ученые оценили это значение?
Состав можно определить, взяв спектры. Кроме того, масса может быть определена с помощью динамики. Если вы объедините эти два в предположении, что звезда находится в состоянии гидростатического равновесия (что означает, что внешнее тепловое давление звезды из-за слияния водорода в гелий находится в балансе с внутренним притяжением силы тяжести), вы можете сделать заявления о том, что температура и плотность должны быть в ядре. Вам нужны высокие плотности и высокие температуры, чтобы сжечь водород в гелий.
Помните, что происходит: температуры достаточно высоки, чтобы водород в ядре был полностью ионизирован, а это означает, что для того, чтобы соединить эти протоны с ядрами гелия, вам нужно преодолеть электромагнитное отталкивание, когда два протона сближаются (подобно отражению зарядов). Ниже приведена схема процесса одного конкретного типа синтеза ( протон-протонная цепная реакция ).
Другая реакция синтеза, которая происходит в ядрах звезд, называется циклом углерод-азот-кислород (CNO) и является основным источником энергии для звезд, более массивных, чем около 1,3 солнечных масс. Ниже показан этот процесс.
Редактировать:
кто-то указал, что это на самом деле не отвечает на данный вопрос — что правда. Забыв о том, как выполнять некоторые базовые вычисления конвертов (я признаю, звездная астрофизика определенно не моя специальность), я наткнулся на очень грубую и простую оценку того, как рассчитать центральное давление и температуру Солнца. из. Однако в расчете указаны правильные значения и то, что нужно знать, чтобы получить правильные данные.
Гидродинамические модели Солнца позволяют использовать один метод оценки его внутренних свойств. Для этого должны быть известны масса, радиус, температура поверхности и общая светимость (излучаемая излучаемая энергия) / с Солнца (определяется наблюдательно). Делая несколько предположений, например, что Солнце ведет себя как жидкость и что применяется локальное термодинамическое равновесие, можно использовать звездные уравнения состояния. Численные методы применяются к этим уравнениям для определения внутренних свойств Солнца, таких как его центральная температура.
Отличный пример того, как решить эту проблему самостоятельно, можно найти в тексте для студентов «Введение в современную астрофизику» Кэрролла и Остли (раздел 10.5). Код FORTRAN для запуска вашей собственной звездной модели включен в Приложение H.
Подробный обзорный документ о том, как звезды разных масс эволюционируют внутри себя (например, относительно T, P и т. Д.), Который стоит прочитать: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A. 5 ..571I
Очень интересный исторический обзор развития Стандартной солнечной модели: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080
Эта (предположительно сухая) статья дает вам хорошее представление о том, насколько хорошо «стандартные» солнечные модели оценивают внутренние свойства Солнца, используя гелиосейсмологические и нейтринные измерения, чтобы помочь связать их граничные условия: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B Ответ в том, что они невероятно хорошо совпадают (ошибка> 0,2%)
Это были наименее технические (но все еще академически опубликованные) ссылки, которые я мог найти.
Источник
Как измеряется температура Солнца на поверхности
Солнцем называется звезда, вырабатывающая тепло в результате происходящих в ней термоядерных реакций по преобразованию молекул водорода в инертный газ гелий. Измеряется температура Солнца в градусах и различается в разных его слоях. Благодаря тому, что Земля находится на огромном расстоянии от светила, мы защищены от его испепеляющего воздействия. Чтобы чувствовать себя в безопасности, человечеству необходимо разгадать все его секреты….
Строение светила
Как выглядит Солнце и из чего состоит. В своей основе это многослойная плазменно-газовая сфера, внутренний объем которой можно разделить на несколько зон с различным составом, свойствами, поведением и характеристиками вещества.
Строение Солнца можно представить следующим образом:
- ядро гигантская термоядерная печь, которая генерирует тепло и энергию в виде фотонов. Именно они несут свет на Землю. Радиус ядра не превышает четверти общего радиуса небесного светила, температура в центре солнца достигает 14 миллионов Кельвинов,
- радиационная (излучающая) зона, имеет толщину около трехсот тысяч километров и характеризуется высокой плотностью. Здесь энергия медленно перемещается к поверхности. По сути это и есть область термоядерного синтеза,
- конвективная зона, где энергия перемещается значительно быстрее на поверхность или в фотосферу,
- над поверхностью начинается зона вихревых газов солнечной атмосферы.
Сферы и их особенности
Фотосфера самый тонкий и глубинный слой, расположенный выше поверхности Солнца, его можно наблюдать в непрерывном спектре видимого света. Высота фотосферы приблизительно 300 км. Чем глубже слой фотосферы, тем он становится горячее.
Хромосфера внешняя оболочка, окружающая фотосферу. Ее толщина составляет примерно 10 000 км, и она отличается неоднородной структурой. Корона внешняя и потому необычайно разреженная часть атмосферы, которую можно увидеть в период полного затмения. Имеет температуру более миллиона градусов.
Атмосфера подвержена постоянным резонансным колебаниям примерно каждые 5 минут. Распространяясь в верхних слоях атмосферы, волны передают им часть энергии, газы других слоев (хромосферы и короны) нагреваются. Поэтому верхняя часть фотосферы на Солнце оказывается самой холодной.
Внимание! Плотность, температура и давление внутри гигантского термоядерного реактора уменьшаются по мере удаления от ядра.
Температура солнца в градусах различна в каждой из его сфер, так температура Солнца на поверхности составляет 5 800 градусов Цельсия, солнечной короны – 1 500 000, температура ядра солнца – 13 500 000.
Сила излучения
Мощность излучения очень большая: примерно 385 миллиардов мегаватт. Почти мгновенно 700 млн тонн водорода превращаются в 695 млн тонн гелия и 5 млн тонн гамма-лучей. Из-за высокой температуры звезды синтез, трансформирующий водород в гелий протекает с формированием солнечной энергии и излучением потока фотонов. Такой поток принято называть солнечным ветром, который распространяется со скоростью более 450 км/с.
Благодаря излучению поддерживается жизненные процессы на Земле, определяется ее климат. Формально свечение имеет практически белый цвет, однако, приближаясь к земной поверхности, становится желтого оттенка — это результат рассеивания света и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли.
Солнечный ветер имеет и другое определение корональные выбросы массы (КВМ), представляющие собой колоссальный фронт радиоактивных ионизированных заряженных частиц, направляемых в космическую бездну и испепеляющих все на своем пути.
Когда фотоны добираются до поверхностных слоев, они заставляют вращаться внешние слои звезды, в результате чего образуются мощные магнитные противостояния и ударные волны.
Разогнавшись до невероятных скоростей газы также генерируют сильные магнитные поля, которые при вращении звезды сталкиваются и вырываются с поверхности.
В космическое пространство извергаются магнитные петли огромного размера. Некоторые из этих образований настолько большие, что Земля смогла бы пройти через них с огромным запасом.
От них отрывается и уносится на огромной скорости сгусток высокорадиоактивной ионизированной плазмы. Это и есть КВМ. Он может повредить космические аппараты и даже угрожать жизни астронавтов. Такой убийственный фронт иногда достигает Земли за 16 часов. Для сравнения: на быстром космическом корабле полет занял бы годы, а солнечному ветру на этот путь нужны всего лишь считанные часы.
Важно! Солнечный ветер представляет смертельную угрозу для существования всего живого на нашей планете. Если бы не было у Земли магнитного поля, создающего непроходимый барьер для частиц, жизнь прервалась бы за пару секунд.
Возникновение
Существуют разные теории возникновения солнца. Вот одна из них. В безграничном пространстве космоса миллионы лет собирались пыль и газ, под действием гравитации и давления произошел рост тепла, что привело к ядерному синтезу и взрыву. Сначала из огромного скопления материала сформировалась звезда, затем близкие к ней планеты.
Многие задаются вопросом, сколько же нашему Солнцу лет и как оно образовалось. Точный возраст светила, конечно, выяснить невозможно. Считается, что единственная звезда в системе появилась 4,57 млрд лет назад.
Существует гипотеза, что срок существования звезды на главной последовательности не превышает 10 млрд лет. Это значит, что сейчас она находится практически посередине своего жизненного периода и по истечении срока своего существования ее свечение станет намного ярче, а температура будет стремительно падать, и светило достигнет этапа красного гиганта. Затем его внешняя оболочка начнет расширяться, а после терять массу. Это может привести к тому, что поверхностные слои могут достигнуть орбиты Земли.
Диаметр диска
Поскольку звезда это газовый шар, который вращается, то его форма чуть сплюснута по полюсам. Согласно научным исследованиям, на поверхности солнца вообще не имеется твёрдых участков, поэтому термин «диаметр» характеризует размер одного из слоев атмосферы.
Основываясь на астрономических наблюдениях при помощи оптического эффекта Четок Бейли, этот параметр определяют как диаметр фотосферы — зоны лучистой передачи энергии.
Полученный таким методом средний радиус Солнца составляет 695 990 км. Следовательно, диаметр солнца в километрах составляет 1 млн 392 тыс.
Существует и другой способ вычисления размеров солнечного светила использование методов гелиосейсмологии с изучением поверхностных гравитационных f—волн, образованных на солнце.
Данные, полученные «сейсмическим» методом показывают иное значение радиуса — 695 700 км, а диаметр солнца в километрах 1 391 400. Данная величина меньше радиуса фотосферы примерно на 300 км.
Важно! Несмотря на незначительные отличия между двумя значениями (около 0,04%), изменение установленной ранее величины может привести к переоценке других параметров, за исключением плотности и температуры.
Скорость вращения
Нетвердое тело вращается совсем не так, как планеты. У разных слоев звезды свои скорости вращения. Самая большая – в районе экватора, один оборот занимает около 25 дней. Чем дальше расположен слой от экватора, тем скорость его вращения меньше. Так, полюса совершают один оборот примерно за 36 дней. Именно поэтому светило обладает миллионами магнитных полюсов, а не двумя, как наша планета.
Внимание! Восход и заход в тропических странах вблизи экватора происходит словно по графику — в одно время, каждый день, в течение года. Поэтому сутки в тропиках делятся поровну: продолжительность дня и ночи равна 12 часам.
Внешняя оболочка и ее строение
Поверхностью у звезд принято называть внешние слои, которые сотрясаются чудовищной силы взрывами, выбросами и извержениями Температура солнца в градусах здесь составляет 6000 С⁰.
На поверхности Солнца существует множество необычных образований разного размера, наиболее известные из которых пятна участки темного цвета, обозначающие места выхода сильных магнитных полей в атмосферу солнца. Вся поверхность солнца покрыта, так называемыми конвективными клетками.
Внимание! На поверхности Солнца случаются частые вспышки, сопровождаемые выбросами высокотемпературной плазмы и газа.
Такая солнечная активность может иметь негативные последствия для нашей планеты. Тем более, что такой процесс носит внезапный и непредсказуемый характер и может длиться от нескольких часов до нескольких суток. То, что многие люди привыкли называть магнитными бурями, негативно влияющие на состояние человека.
Ученым важно знать не только температуру Солнца в градусах по Цельсию и его диаметр в километрах, но и другие характеристики, чтобы отслеживать активность небесной звезды.
Температура на поверхности Солнца в градусах по Цельсию составляет в среднем 5726 градусов, короны – 1500 тысяч и ядра 13,5 млн градусов.
Сегодня можно наблюдать за космической погодой в режиме онлайн, узнавать какова температура Солнца в градусах. Состояние светила оказывает значительное влияние на космическую погоду в нашей системе. Ее определяют по нескольким параметрам:
- потокам ионизированной плазмы,
- жесткого излучения и вспышек,
- силе солнечного ветра.
Температура разных слоев солнца
Строение солнца и другие интересные факты
Вывод
Развитие астрономии дало возможность определять далекую перспективу небесных тел и облегчило сбор информации для метеослужб. Сегодня появилась возможность проводить исследование новых планет, растет уровень безопасности Земли, разрабатываются способы защиты от возможных столкновений с астероидами и другими небесными телами.
Источник
Как ученые определили температуру солнца?
О температуре, излучающей свет и тепло с поверхности какого-нибудь тела, мы можем судить по величине его излучения, на основании закона Стефана-Больцмана. Этот закон говорит, что излучение светящегося тела пропорционально четвёртой степени абсолютной температуры:
где Есм2 — излучение 1 кв. см в килограмм-калориях в 1 сек. , а постоянная σ, получаемая из опытов, равняется 1,374 • 10-12.
Сделав расчёт для Солнца, мы получим для температуры фотосферы число 5800° К.
Другой закон физики, который может служить для определения температуры, — это закон смещения Вина. Он объясняет тот общеизвестный факт, что при нагревании тела, скажем, куска стали, оно сначала начинает светить тёмнокрасным цветом, потом красным, оранжевым, жёлтым и, наконец, белым. Если обозначить через λmах длину волны, выраженную в микронах, соответствующую максимальному наиболее интенсивному излучению в спектре нагретого тела, а через T — абсолютную температуру, то закон Вина выразится формулой:
где а — постоянное, определённое из наблюдений, равное 2880. Для того чтобы определить температуру фотосферы по закону Вина, надо найти наиболее яркую часть спектра и определить соответствующую ей длину волны. Из таких определений получено, что λmах = 0,47. Подставляя формулу Вина, найдём для температуры фотосферы 6100°К.
Наилучшим способом определения температуры Солнца и звёзд является изучение распределения интенсивности излучения вдоль всего спектра и сопоставление его с теоретической кривой распределения. В настоящее время эффективная температура фотосферы принимается за 6000° К. При этой температуре все вещества на Солнце могут находиться лишь в газообразном состоянии.
С углублением внутрь Солнца температура должна быстро возрастать. Непосредственное определение температуры внутренних слоев Солнца нам недоступно, так как блестящий фон фотосферы совершенно непрозрачен и не позволяет заглянуть в более глубокие слои Солнца. Однако эту температуру можно подсчитать теоретически, исходя из условий равновесия давлений и равенства прихода и расхода энергии в каждой точке внутри Солнца. Решение этой трудной задачи приводит к температуре в центре Солнца в 13 500 000°К. При столь высокой температуре только и может успешно идти реакция перехода водорода в гелий.
Источник