Temperatura din interiorul soarelui - univers - de la sol plat la QUASAR

Temperatura din interiorul soarelui

Definirea proprietăților suprafeței Soarelui a fost o mare realizare - la prima vedere totul părea imposibil. Doar cât de greu, ai spus, este de a studia interiorul solar.
Cu toate acestea, unele concluzii cu privire la interior solar este destul de ușor de făcut. De exemplu, știm că suprafața Soarelui emite în mod constant o mare cantitate de căldură spațiu, și totuși nu se schimba temperatura. Este evident că această căldură trebuie să provină din interiorul aceeași viteză cu care este radiat în spațiu, și rezultă că interiorul solar trebuie să fie mai fierbinte decât suprafața sa.
Deoarece suprafața Soarelui este deja atât de fierbinte încât acesta este transformat în abur, orice substanță cunoscută, și din moment ce regiunea interioară a soarelui este încă fierbinte, concluzia că toate Soarele este gazos, este doar o minge de gaz supraincalzit. Dacă este așa, atunci putem presupune că astronomii sunt foarte norocos, pentru că proprietățile de gaz stabilite mai ușor decât proprietățile lichide și solide.
În 20-e ai secolului XX. problema structurii interne a Soarelui a preluat astronomul englez Arthur Stanley Eddington (1882-1944), bazată pe presupunerea că stelele sunt bile de gaz.
Eddington motivat că, odată ce soarele - doar o minge de gaz, apoi, în cazul în care afectează numai puterea propriei gravitații, s-ar scufundat rapid. Și pentru că nu se întâmplă, înseamnă că forța de gravitație echilibrează o altă forță, a cărei acțiune este îndreptată dinspre interior spre exterior. Această forță exterioară poate apărea din cauza aspirației gazelor extinde sub acțiunea căldurii.
Bazat pe masa Soarelui și valorile rezistenței gravitației sale, Eddington în 1926 calcula ce temperatură este necesară pentru a echilibra forța de gravitație la diferite adâncimi sub suprafața soarelui. El a primit un număr mare. Temperatura în centrul Soarelui ar trebui să ajungă la o valoare gigant de 15 000 000 ° C (Conform calculelor actuale, este chiar mai mare: 21000000 ° C)
În ciuda tuturor acestor rezultate uimitoare, cei mai mulți astronomi sunt de acord cu ei. În primul rând, aceste temperaturi au fost necesare pentru a fi fuziunea atomilor de hidrogen. Deși suprafața soarelui este mult mai rece decât este necesar pentru această reacție, regiunea internă este estimată Eddington dovedit cu siguranță destul de fierbinte pentru ea.
În al doilea rând, argumentele Eddington au ajutat pentru a explica alte fenomene. Sun a fost sensibil echilibru capabil între forța de gravitație, spre interior care se confruntă, și temperatura efecte, spre exterior. Dar ce se întâmplă dacă o astfel de stare de echilibru nu este specifică pentru toate stelele?

Să presupunem că un fel de o stea nu este atât de fierbinte pentru a rezista compresiune sub forța de gravitație. O astfel de stea ar fi scăzut, în timp ce energia gravitațională (așa cum a subliniat Helmholtz) va fi transformată în energie termică. Temperatura internă va crește, puterea ar crește în creștere și, eventual, s-ar egaliza presiunea creată de forța gravitațională. Cu toate acestea, steaua de inerție a continuat să scadă în continuare - dar mai mult și mai lent. Prin comprimarea timpului, în cele din urmă a încetat să mai, temperatura a fost deja ar fi fost mult mai mare decât cea necesară pentru a echilibra forța gravitațională și steaua va începe să se extindă. După cum se extinde temperatura va fi coborâtă din nou și în curând va ajunge la un punct de echilibru. Cu toate acestea, datorită inerției procesului de extindere nu s-ar opri în acest moment - ar încetinit treptat, apoi sa oprit, iar steaua încă o dată a început să se micșoreze. Acest ciclu va fi repetat din nou și din nou - pe termen nelimitat.
O astfel de stea ar avea pulsa despre o anumita pozitie de echilibru ca un pendul basculant sau un arc viguros. Shine o stea, desigur, aș face în mod regulat, și natura se schimbă (în cazul în care dimensiunea și temperatura) pentru a coincide exact cu comportamentul Cepheids.
După ce toți astronomii au convenit asupra temperaturii și presiunii în regiunile interioare ale soarelui au rămas găsiți procese care permit hidrogenului în aceste condiții de dezvoltare în heliu la o rată care ar fi suficientă pentru a explica valoarea totală a radiației solare. În 1939, fizicianul american, un german-născut Hans Albrecht Bethe (b. 1906) a fost capabil să dezvolte un ciclu adecvat de reacții nucleare. Viteza de curgere în condițiile care predomină în interiorul soarelui (conform calculelor teoretice și datele experimentale obținute în laboratoarele terestre), îndeplinește aceste cerințe.
Astfel, întrebarea cu privire la sursa de energie solară, livrate Helmholtz in anii '40 ai secolului al XIX-lea, Boege în cele din urmă stabilit aproape 100 de ani mai târziu.

Și odată cu aceasta, și-a stabilit, de asemenea, posibilitatea de a duratei de viață a Soarelui 100 de miliarde de ani.
Cu toate acestea, căutările de date, confirmă prezența temperaturii ultra-ridicată în interiorul soarelui, și a avut un efect secundar neașteptat a fost infirmată ipoteza planetesimal pentru originea sistemului solar.
Pentru a crede că Soarele sa desprins o parte din substanța sa, care este apoi condensat în planete ar putea fi atât timp cât temperatura materialului solar a fost estimat la câteva mii de grade. Dar temperatura de mai multe milioane de grade - este destul de o altă problemă.
În 1939, astronomul american Laymen Spittser, Jr. (b. 1914) a demonstrat în mod convingător că
substanță similară superhot nu a putut fi condensat într-o planetă, ci mai degrabă să se extindă rapid în nebuloasă gazoasă care înconjoară soarele, și ar rămâne nebuloasă.
Prin urmare, astronomii au trebuit să se întoarcă din nou pentru a rezolva problema formării planetelor dintr-o chestiune relativ rece. Ei din nou, a trebuit să se gândească la prăbușirea nebuloasa vechi tip Laplace. Cu toate acestea, în secolul XX era deja cunoscut foarte multe despre modul în care ar trebui să se comporte într-o astfel de nebuloasă, și a forțelor electrice și magnetice, efectele pe care le-ar fi expus împreună cu influența forțelor gravitaționale.
În 1943, astronomul german Karl Fridrih Vaytszekker (născut în 1912) a sugerat că nebuloasa din care sistemul solar nu este rotit ca o unitate. Dimpotrivă, în straturile sale exterioare, în conformitate cu el, trebuie să fi fost format de mișcare turbionară cu vârtejuri mici, în mare. În cazul în care vartejuri vecine ar avea loc cu coliziune de particule, contopirea acestora în particule mai mari, iar apoi s-ar fi format o planeta. În acest fel, Weizsacker a încercat să răspundă la întrebările care au încercat să răspundă Laplace, și, în plus, să explice, de asemenea, modelul în aranjamentul orbitelor planetare, distribuția momentului unghiular, și așa mai departe. D.
Teoria Weizsäcker a fost întâmpinată cu entuziasm, dar mai ales ei stârnit mare controversă. Ele sunt încă în curs de desfășurare, și mulți astronomi au prezentat propriile lor versiuni, dar nici unul dintre ele nu a fost încă, în general, recunoscută. Cu toate acestea, astronomul engleza Fred Hoyle (născut în 1915) a propus recent mecanism pentru formarea planetelor asociate cu câmpul magnetic al Soarelui, iar această teorie a câștigat popularitate considerabilă.
Fie că aceasta poate, astronomii în unanimitate sunt de acord asupra faptului că întregul sistem solar - Soarele și planeta-au format ca urmare a unui proces general de alte cuvinte, în cazul în care Pământul în forma sa actuală, există 4,7 miliarde de ani, atunci putem presupune că și întregul sistem solar (inclusiv Soarele), în forma sa actuală, există în vârstă de 4,7 miliarde de ani).

Fig. ipoteza Weizsäcker