Comment la température centrale du Soleil a-t-elle été estimée?

Il a été estimé que la chaleur à l'intérieur du cœur du Soleil à l'intérieur d'environ 15 000 000 ° C - cette valeur est extrêmement énorme. Comment les scientifiques ont-ils estimé cette valeur?

La composition peut être déterminée en prenant des spectres. De plus, la masse peut être déterminée par la dynamique. Si vous combinez ces deux, en supposant que l'étoile est dans un état d' équilibre hydrostatique (ce qui signifie que la pression thermique extérieure de l'étoile due à la fusion de l'hydrogène en hélium est en équilibre avec le remorqueur de gravité vers l'intérieur), vous pouvez faire des déclarations sur ce que la température et la densité doivent être dans le cœur. Vous avez besoin de hautes densités et de températures élevées pour fusionner l'hydrogène en hélium.

Souvenez-vous de ce qui se passe: les températures sont suffisamment chaudes pour que l'hydrogène dans le cœur soit complètement ionisé, ce qui signifie que pour fusionner ces protons dans des noyaux d'hélium, vous devez surmonter la répulsion électromagnétique lorsque deux protons se rapprochent (comme les charges se repoussent). Ci-dessous, un diagramme du processus d'un type particulier de fusion ( réaction en chaîne proton-proton ).

L'autre réaction de fusion qui se produit au cœur des étoiles s'appelle le cycle carbone-azote-oxygène (CNO) et est la source d'énergie dominante pour les étoiles plus massives que 1,3 masse solaire environ. Ci-dessous montre ce processus.

Edit:
Quelqu'un a souligné que cela ne répond pas réellement à la question posée - ce qui est vrai. Oubliant comment faire moi-même certains des calculs de base de l'enveloppe (j'admets, l'astrophysique stellaire n'est certainement pas ma spécialité), je suis tombé sur une estimation très grossière et simple de la façon de calculer la pression centrale et la température du soleil de. Le calcul indique cependant les valeurs correctes et ce qu'il faudrait savoir pour obtenir les détails corrects.

Les modèles hydrodynamiques du Soleil permettent une méthode d'estimation de ses propriétés internes. Pour ce faire, la masse, le rayon, la température de surface et la luminosité totale (énergie radiative émise) / s du Soleil doivent être connus (déterminés par observation). En faisant plusieurs hypothèses, par exemple, que le Soleil se comporte comme un fluide et que l'équilibre thermodynamique local s'applique, les équations d'état stellaires peuvent être utilisées. Des méthodes numériques sont appliquées à ces équations pour déterminer les propriétés internes du Soleil, telles que sa température centrale.

Un excellent exemple pour savoir comment résoudre ce problème vous-même peut être trouvé dans le texte de premier cycle, «Une introduction à l'astrophysique moderne» de Carroll et Ostlie (section 10.5). Le code FORTRAN pour exécuter votre propre modèle stellaire est inclus dans l'annexe H.

Un article de synthèse complet sur la façon dont les étoiles de différentes masses évoluent en interne (par exemple, en ce qui concerne T, P, etc.) qui mérite d'être lu est le suivant: http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ARA%26A...5 ..571I

Un aperçu historique très intéressant du développement du modèle solaire standard: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209080

Cet article (certes sec) vous donne une bonne idée de la façon dont les modèles solaires «standard» estiment les propriétés internes du Soleil en utilisant l'héliosismologie et les mesures de neutrinos pour aider à fixer leurs conditions aux limites: http://adsabs.harvard.edu/ abs / 1997PhRvL..78..171B La réponse est qu'ils correspondent très bien (erreur> 0,2%)

Ce sont les références les moins techniques (mais toujours publiées académiquement) que j'ai pu trouver.

Voici une page complète sur l'état de l'art de la modélisation solaire et de la mesure du soleil interne à l'aide de l'héliosismologie: http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Preprints/solarmodels.html (hautement technique )

En général: vous faites des modèles du soleil, puis vous voyez lequel est d'accord avec toutes les observations, et vérifiez quelle température ce modèle prédit pour le cœur.

Un modèle très simple qui donne une bonne approximation: la fusion se produit dans un petit volume dans le noyau, et une partie de l'énergie libérée est ensuite transportée vers la surface jusqu'à ce qu'elle puisse s'échapper sous forme de lumière. Nous savons combien de lumière le soleil émet, et vous pouvez calculer les gradients de température et de densité nécessaires à l'intérieur pour transporter cette énergie et maintenir la stabilité du soleil. Travaillez de la surface vers l'intérieur et vous obtenez une estimation de la température à cœur.

Une autre approche intéressante est le taux de fusion - cela est également connu de la puissance totale, et il peut être comparé au taux de fusion que le soleil aurait à différentes températures.

La fusion thermonucléaire n'a rien à voir avec la température centrale du Soleil. Vous pouvez obtenir une estimation approximative de la température (avec quelques simplifications nécessaires) en suivant ce raisonnement:

1. La matière du Soleil est un gaz idéal, complètement ionisé (tous les électrons sont séparés des noyaux);

2. Cela signifie que la pression du gaz est proportionnelle à sa température et au nombre de particules de gaz en volume unitaire;

3. La pression au centre (partie la plus intérieure) du Soleil doit être suffisamment importante pour supporter le poids de toutes les couches supérieures;

4. Si vous supposez que le Soleil est fait uniquement d'hydrogène, vous obtenez une température centrale de quelque 23 millions de degrés.