От чего зависит температура поверхности Солнца?

Поверхность Солнца можно довольно точно описать как излучатель абсолютно черного тела. Это означает, что его суммарная мощность излучения

Эта формула предполагает, что при прочих равных условиях более высокая яркость повысит температуру довольно мягко, в то время как уменьшение размера солнца будет иметь больший эффект. Однако, как показывает вопрос, светимость и радиус не являются независимыми. Если производство энергии увеличится, звезда станет больше из-за более высокого давления в центре. Но очевидно, что взаимодействие гидростатического равновесия со скоростью ядерной реакции и потоком энергии несколько сложнее.

Эмпирически светимость масштабируется как$L\propto M^{3.8}$и радиус как$R\propto M^{0.7}$( стр. 5 ), поэтому$T\propto M^{3.8/4 - 0.7/2}=M^{0.6}$- более тяжелые звезды имеют более горячие поверхности (см. также этот ответ ). Теперь на практике это станет другим для очень больших звезд, потому что перенос энергии отличается, но это не так уж далеко для звезд размером с Солнце.

От чего зависит температура поверхности Солнца?

Масса и возраст играют самую большую роль в определении температуры звезды главной последовательности, такой как наше Солнце, а химический состав играет второстепенную роль.

Тесная взаимосвязь температуры, давления, массы и скорости ядерного горения означает, что звезда данной массы и возраста может достичь гидростатического равновесия только при одном наборе значений . То есть каждая звезда в нашей галактике той же массы и возраста, что и Солнце, имеет такой же диаметр, температуру и выход энергии. Нет другого способа сбалансировать все. Если создать очень жесткий астрофизический график, известный как диаграмма Герцшпрунга-Рассела (сокращенно HR-диаграмма), взаимосвязь между массой звезды и другими ее свойствами становится более ясной. Светимость связана с радиусом (так как зависит от облучающей поверхности), а температура связана с массой (чем больше масса, тем больше давление в центре звезды).

Это показывает, как наше солнце вошло в главную последовательность:

Диаграмма HR показана ниже:

Проверьте HR Explorer , где вы можете переместить звезду, чтобы получить новые расчеты массы, светимости, радиуса и температуры. Для расчетов можно обратиться к веб-страницам соотношения массы и светимости Википедии и закону Стефана-Больцмана . Веб-страница Национального фонда Австралийского телескопа: диаграмма Герцшпрунга-Рассела также объясняет рисунок.

Все звезды проводят большую часть своего существования как звезды главной последовательности, питаемые в основном ядерным синтезом водорода в гелий в их ядрах. Однако звезды разных масс на разных стадиях своего развития обладают заметно разными свойствами. Конечная судьба более массивных звезд отличается от судьбы менее массивных звезд, как и их светимость и влияние, которое они оказывают на окружающую среду. Соответственно, астрономы часто группируют звезды по их массе:[61]

• Звезды с очень малой массой, с массой менее 0,5 M.$_\odot$, являются полностью конвективными и равномерно распределяют гелий по всей звезде, находясь на главной последовательности. Поэтому они никогда не подвергаются горению оболочки, никогда не становятся красными гигантами, которые перестают плавиться и становятся гелиевыми белыми карликами и медленно остывают после исчерпания своего водорода. Однако, поскольку срок службы 0,5 М$_\odot\!$звезд больше, чем возраст Вселенной, ни одна такая звезда еще не достигла стадии белого карлика.

• Звезды с малой массой (включая Солнце) с массой от 0,5 M$_\odot\!$и 1,8–2,5 М$_\odot\!$в зависимости от состава, действительно становятся красными гигантами, поскольку водород в их ядре истощается, и они начинают сжигать гелий в ядре в гелиевой вспышке; они развивают вырожденное углеродно-кислородное ядро ​​позже на асимптотической гигантской ветви; в конце концов они сбрасывают свою внешнюю оболочку, превращаясь в планетарную туманность, и оставляют после себя свое ядро ​​в виде белого карлика.

• Звезды промежуточной массы, от 1,8 до 2,5 M.$_\odot\!$и 5–10 М$_\odot$, проходят этапы эволюции, подобные звездам с малой массой, но после относительно короткого периода на ветви красных гигантов они воспламеняют гелий без вспышки и проводят длительный период в красном сгустке, прежде чем сформировать вырожденное углеродно-кислородное ядро.

• Массивные звезды обычно имеют минимальную массу 7–10 M.$_\odot\!$(возможно, всего 5–6 М$_\odot\!$). Исчерпав водород в ядре, эти звезды становятся сверхгигантами и начинают синтезировать элементы тяжелее гелия. Они заканчивают свою жизнь, когда их ядра коллапсируют и взрываются как сверхновые.

Как звезды создаются и развиваются в течение их жизни, объясняется на веб-странице звездной эволюции Википедии . Считается , что звездообразование с малой и большой массой происходит по разным механизмам, см. предыдущие две ссылки для получения более подробной информации. Формирование маломассивных звезд , таких как наше Солнце, происходит в результате гравитационного коллапса вращающихся повышений плотности внутри молекулярных облаков .

Сжатие, вызванное коллапсом, повышает температуру до тех пор, пока в центре звезды не произойдет термоядерный синтез, после чего коллапс постепенно прекращается, поскольку внешнее тепловое давление уравновешивает гравитационные силы. Тогда звезда находится в состоянии динамического равновесия. Как только все ее источники энергии будут исчерпаны, звезда снова будет коллапсировать, пока не достигнет нового состояния равновесия.

Начальный состав молекулярного облака определяет характер реакции ядерного синтеза : это температура, размер и плотность, при которых начинается синтез. Для непрофессионала это несколько аналогично нижнему пределу воспламеняемости или температуре вспышки , но описывает химическую реакцию.

Требования к ядерному синтезу совершенно другие. Прежде чем произойдет синтез, необходимо преодолеть существенный энергетический барьер электростатических сил. На больших расстояниях два голых ядра отталкиваются друг от друга из-за отталкивающей электростатической силы между их положительно заряженными протонами. Однако, если два ядра могут быть сведены достаточно близко друг к другу, электростатическое отталкивание может быть преодолено квантовым эффектом, при котором ядра могут туннелировать за счет кулоновских сил .

Чтобы преодолеть этот барьер, ядра должны столкнуться на высоких скоростях, поэтому их кинетическая энергия сближает их достаточно близко, чтобы произошло сильное взаимодействие и связало их вместе.

Согласно кинетической теории газов, температура газа — это просто мера средней кинетической энергии частиц в этом газе. Для классических идеальных газов распределение частиц газа по скоростям дается Максвеллом Больцманом . Из этого распределения можно определить долю частиц со скоростью, достаточной для преодоления кулоновского барьера.

На практике температуры, необходимые для преодоления кулоновского барьера, оказываются меньше, чем ожидалось, из-за квантово-механического туннелирования, установленного Гамовым. Рассмотрение проникновения через барьер через туннелирование и распределения скоростей приводит к ограниченному диапазону условий, в которых может происходить слияние, известному как окно Гамова .

См.: " Звезды и статистическая физика: опыт преподавания " (20 сентября 1999 г.), Р. Балиан и Ж.-П. Блейзо.

В физике звезд, их работе и эволюции есть золотая жила задач статистической механики и термодинамики. Мы обсуждаем множество примеров, иллюстрирующих возможность углубления знаний учащихся по статистической механике путем вводного изучения звезд. Материя, из которой состоят различные звездные объекты, дает примеры уравнений состояния для классических или квантовых и релятивистских или нерелятивистских газов. Максимум энтропии можно использовать для характеристики термодинамического и гравитационного равновесия, которое определяет структуру звезд и предсказывает их нестабильность выше определенной массы. Сжатие, сопровождающее излучение, вызывает либо нагрев, либо охлаждение, что объясняет образование звезд выше минимальной массы. Характеристики излучаемого света понимаются из излучения черного тела и, точнее, из кинетического уравнения Больцмана-Лоренца для фотонов. Светимость регулируется переносом тепла фотонами от центра к поверхности. Производство тепла термоядерным синтезом определяется микроскопическими уравнениями баланса. Стабильность стационарного состояния звезд контролируется взаимодействием термодинамики и гравитации.

Более короткое и доступное объяснение см. в статье Клэр Доббс « Гигантские молекулярные облака: звездные фабрики галактики » (9 октября 2013 г.).

Например, изменится ли она значительно, если температура ядра повысится. Например, если бы гравитация была сильнее или скорость света была выше (поскольку$E=mc^2$, поэтому процесс плавления будет более горячим) или, возможно, он просто увеличится в размерах и сохранит ту же температуру поверхности.

Как объяснялось выше: Тесная взаимосвязь температуры, давления, массы и скорости ядерного горения означает, что звезда данной массы и возраста может достичь гидростатического равновесия только при одном наборе значений. Звезда увеличит скорость своего горения или сбросит лишнее вещество, чтобы сбалансировать себя.

Так, например, как десятикратное увеличение скорости света изменит температуру поверхности Солнца?

Для этого нет ссылок, так как такое увеличение невозможно. Возможно, вы захотите поиграть с HR Explorer, ссылка на который приведена выше, вы также можете умножить$c$на 10 в приведенных выше уравнениях, связанных с; ожидается, что уравнения и их результаты не будут действительными в этих условиях.