Стандартная солнечная модель - Standard solar model

В стандартная солнечная модель (SSM) - это математическая обработка солнце как сферический шар газа (в различных состояниях ионизация, причем водород в глубоких недрах является полностью ионизированным плазма ). Эта модель, технически сферически симметричный квазистатический модель звезда, имеет звездная структура описывается несколькими дифференциальными уравнениями, выведенными из основных физических принципов. Модель ограничена граничные условия, а именно светимость, радиус, возраст и состав Солнца, которые хорошо определены. Возраст Солнца нельзя измерить напрямую; один из способов оценить это - возраст самых старых метеоритов и модели эволюции Солнечной системы.[1] Состав фотосферы современного Солнца по массе состоит из 74,9% водорода и 23,8% гелия.[2] Все более тяжелые элементы, называемые металлы в астрономии составляют менее 2 процентов массы. SSM используется для проверки справедливости теории звездной эволюции. Фактически, единственный способ определить два свободных параметра модели звездной эволюции, содержание гелия и длина смешивания параметр (используется для моделирования конвекции на Солнце), чтобы настроить SSM, чтобы он "соответствовал" наблюдаемому Солнцу.

Калиброванная модель Солнца

Считается, что звезда находится в нулевом возрасте (протозвездная), когда предполагается, что она имеет однородный состав и только начинает получать большую часть своей светимости от ядерных реакций (таким образом, пренебрегая периодом сжатия из облака газа и пыли). . Чтобы получить SSM, один солнечная масса (M☉ ) звездная модель в нулевом возрасте есть развился численно до возраста Солнца. Содержание элементов в модели Солнца нулевого возраста оценивается по первичным метеоритам.[2] Наряду с этой информацией об изобилии, разумное предположение о светимости нулевого возраста (например, светимость современного Солнца) затем преобразуется с помощью итерационной процедуры в правильное значение для модели, а также температуру, давление и плотность по всей модели. рассчитывается путем численного решения уравнений структуры звезды в предположении, что звезда находится в устойчивое состояние. Затем модель численно эволюционирует до возраста Солнца. Любое расхождение с измеренными значениями светимости Солнца, содержания на поверхности и т. Д. Затем может быть использовано для уточнения модели. Например, с момента образования Солнца некоторые гелий и тяжелые элементы осели из фотосферы путем диффузии. В результате в фотосфере Солнца сейчас содержится примерно на 87% больше гелия и тяжелых элементов, чем в протозвездной фотосфере; Протозвездная фотосфера Солнца состояла на 71,1% из водорода, 27,4% гелия и 1,5% из металлов.[2] Для более точной модели требуется мера осаждения тяжелых элементов за счет диффузии.

Численное моделирование уравнений структуры звезды

Основная статья: Звездная структура

Дифференциальные уравнения звездной структуры, такие как уравнение гидростатического равновесия, интегрируются численно. Дифференциальные уравнения аппроксимируются формулой разностные уравнения. Предполагается, что звезда состоит из сферически-симметричных оболочек, и численное интегрирование выполняется конечными шагами с использованием уравнения состояния, дающие зависимости для давления, непрозрачности и скорости генерации энергии с точки зрения плотности, температуры и состава.[3]

Эволюция Солнца

Основная статья: Звездная эволюция

Ядерные реакции в ядре Солнца изменяют его состав, превращая водород ядра в гелий ядер протон-протонная цепь и (в меньшей степени на Солнце, чем у более массивных звезд) Цикл CNO. Это увеличивает средний молекулярный вес в ядре Солнца, что должно привести к снижению давления. Этого не происходит, поскольку вместо этого сжимается ядро. Посредством теорема вириала половина гравитационного потенциальная энергия освобожденная от этого сжатия идет на повышение температуры сердечника, а другая половина излучается прочь.[нужна цитата ] Это повышение температуры также увеличивает давление и восстанавливает баланс гидростатическое равновесие. Яркость Солнца увеличивается с повышением температуры, что увеличивает скорость ядерных реакций. Наружные слои расширяются, чтобы компенсировать повышенные градиенты температуры и давления, поэтому радиус также увеличивается.[3]

Ни одна звезда не является полностью статичной, но звезды остаются на главной последовательности (сжигая водород в ядре) в течение длительного времени. Что касается Солнца, то оно находится на главной последовательности примерно 4,6 миллиарда лет и станет красным гигантом примерно через 6,5 миллиарда лет.[4] для общего времени жизни главной последовательности примерно 11 миллиардов (1010) лет. Таким образом, предположение устойчивое состояние очень хорошее приближение[нужна цитата ]. Для простоты уравнения структуры звезды записаны без явной зависимости от времени, за исключением уравнения градиента светимости:

Здесь L - светимость, ε - скорость генерации ядерной энергии на единицу массы, εν - светимость, обусловленная испусканием нейтрино (см. ниже для остальных количеств). Затем медленная эволюция Солнца на главной последовательности определяется изменением ядерной составляющей (в основном потребляется водород и производится гелий). Скорости различных ядерных реакций оцениваются из экспериментов по физике элементарных частиц при высоких энергиях, которые экстраполируются обратно на более низкие энергии недр звезд (Солнце сжигает водород довольно медленно). Исторически ошибки в скорости ядерных реакций были одним из самых больших источников ошибок в звездном моделировании. Компьютеры используются для расчета различной численности (обычно по массовой доле) ядерных частиц. У определенного вида будет скорость воспроизводства и скорость разрушения, поэтому оба необходимы для расчета его численности с течением времени при различных условиях температуры и плотности. Поскольку существует много ядерных видов, компьютеризированный сеть реакции нужен, чтобы отслеживать, как все изобилия изменяются вместе.

Согласно Теорема Фогта-Рассела масса и структура состава звезды однозначно определяют ее радиус, светимость и внутреннюю структуру, а также ее последующую эволюцию (хотя эта «теорема» предназначалась только для применения к медленным, стабильным фазам звездной эволюции и, безусловно, не относится к переходам между стадиями и стадиями быстрой эволюции).[3]Информации об изменении распространенности ядерных частиц с течением времени, наряду с уравнениями состояния, достаточно для численного решения путем принятия достаточно малых временных приращений и использования итераций для нахождения уникальной внутренней структуры звезды на каждой стадии.

Назначение стандартной солнечной модели

SSM служит двум целям:

  • он обеспечивает оценки содержания гелия и параметра длины смешивания, заставляя звездную модель иметь правильную светимость и радиус в зависимости от возраста Солнца,
  • он дает возможность оценивать более сложные модели с дополнительной физикой, например вращение, магнитные поля и диффузию, или улучшения в обработке конвекции, такие как моделирование турбулентности и конвективное превышение.

Словно Стандартная модель из физика элементарных частиц и стандартная космология моделировать изменения SSM с течением времени в ответ на соответствующие новые теоретический или экспериментальная физика открытия.

Перенос энергии на Солнце

Как описано в солнце Согласно статье, Солнце имеет радиационное ядро ​​и конвективную внешнюю оболочку. В активной зоне светимость, обусловленная ядерными реакциями, передается на внешние слои в основном за счет излучения. Однако во внешних слоях градиент температуры настолько велик, что излучение не может передавать достаточно энергии. В результате происходит тепловая конвекция, поскольку тепловые столбы переносят горячий материал к поверхности (фотосфере) Солнца. Как только материал остывает на поверхности, он погружается обратно вниз к основанию конвективной зоны, чтобы получить больше тепла от верхней части радиационной зоны.

В солнечной модели, как описано в звездная структура, считается плотность , температура T (r), всего давление (вещество плюс излучение) P (r), яркость l (r) и скорость генерации энергии на единицу массы ε (r) в сферической оболочке толщиной dr на расстоянии r от центра звезды.

Радиационный перенос энергии описывается уравнением радиационного градиента температуры:

где κ - непрозрачность материи σ - Постоянная Стефана-Больцмана, а Постоянная Больцмана установлен на единицу.

Конвекция описывается с помощью теория длины смешения[5] и соответствующее уравнение градиента температуры (для адиабатический конвекция) составляет:

где γ = cп / cv это индекс адиабаты, соотношение удельные плавки в газе. (Для полностью ионизированного идеальный газ, γ = 5/3.)

Возле основания зоны конвекции Солнца конвекция адиабатическая, но вблизи поверхности Солнца конвекция не адиабатическая.

Моделирование приповерхностной конвекции

Более реалистичное описание самой верхней части зоны конвекции возможно благодаря подробному трехмерному и зависящему от времени гидродинамический моделирования с учетом перенос излучения в атмосфере.[6] Такое моделирование успешно воспроизводит наблюдаемую структуру поверхности солнечная грануляция,[7] а также подробные профили линий в спектре солнечного излучения без использования параметризованных моделей турбулентность.[8] Моделирование охватывает только очень небольшую часть радиуса Солнца и, очевидно, требует слишком много времени, чтобы быть включенным в общее моделирование Солнца. Экстраполяция усредненного моделирования через адиабатический части зоны конвекции с помощью модели, основанной на описании длины смешения, продемонстрировали, что адиабата предсказанное моделированием, по существу соответствовало глубине зоны солнечной конвекции, как определено из гелиосейсмология.[9] Расширение теории длины смешения, включая эффекты турбулентного давления и кинетическая энергия, основанный на численном моделировании приповерхностной конвекции.[10]

Этот раздел адаптирован из Кристенсен-Дальсгаард Обзор гелиосейсмологии, Глава IV.[11]

Уравнения состояния

Для численного решения дифференциальных уравнений строения звезды требуется уравнения состояния для давления, непрозрачности и скорости выработки энергии, как описано в звездная структура, которые связывают эти переменные с плотностью, температурой и составом.

Гелиосейсмология

Основная статья: Гелиосейсмология

Гелиосейсмология - это изучение волновых колебаний Солнца. Изменения в распространении этих волн через Солнце выявляют внутренние структуры и позволяют астрофизикам разработать чрезвычайно подробные профили внутренних условий Солнца. В частности, можно измерить положение конвективной зоны во внешних слоях Солнца, а информация о ядре Солнца обеспечивает метод, использующий SSM, для вычисления возраста Солнца, независимо от метода определения возраста. возраст Солнца от возраста самых старых метеоритов.[12] Это еще один пример того, как можно улучшить SSM.

Производство нейтрино

Водород превращается в гелий в результате нескольких различных взаимодействий на Солнце. Подавляющее большинство нейтрино производятся через цепочка pp, процесс, в котором четыре протона объединяются, чтобы произвести два протоны, два нейтроны, два позитроны, и два электронных нейтрино. Нейтрино также производятся Цикл CNO, но на Солнце этот процесс значительно менее важен, чем у других звезд.

Большинство нейтрино, производимых на Солнце, происходит с первой ступени pp-цепи, но их энергия настолько мала (<0,425 МэВ )[13] их очень трудно обнаружить. Редкая боковая ветвь цепочки pp дает "бор -8-дюймовые нейтрино с максимальной энергией примерно 15 МэВ, и это самые легкие для обнаружения нейтрино. Очень редкое взаимодействие в рр-цепочке дает "гепатитрино", нейтрино с наивысшей энергией, которые, по прогнозам, будут произведены Солнцем. Предполагается, что они будут иметь максимальную энергию около 18 МэВ.

Все описанные выше взаимодействия производят нейтрино с спектр энергий. В захват электронов из 7Be производит нейтрино с энергией примерно 0,862 МэВ (~ 90%) или 0,384 МэВ (~ 10%).[13]

Обнаружение нейтрино

Слабость взаимодействия нейтрино с другими частицами означает, что большинство нейтрино, произведенных в ядре Солнца, могут пройти через Солнце, не впитываясь. Следовательно, можно наблюдать ядро ​​Солнца напрямую, регистрируя эти нейтрино.

История

Основная статья: проблема солнечных нейтрино

Первый эксперимент по успешному обнаружению космических нейтрино был Рэя Дэвиса хлор эксперимент, в которых нейтрино регистрировались путем наблюдения преобразование из хлор ядра к радиоактивному аргон в большом бак из перхлорэтилен. Это был канал реакции, ожидаемый для нейтрино, но поскольку подсчитывалось только количество распадов аргона, он не давал никакой информации о направлении, например, откуда пришли нейтрино. В ходе эксперимента было обнаружено примерно 1/3 нейтрино, предсказываемое стандартной солнечной моделью того времени, и эта проблема стала известна как проблема солнечных нейтрино.

Хотя сейчас известно, что эксперимент с хлором обнаружил нейтрино, некоторые физики в то время с подозрением относились к этому эксперименту, главным образом потому, что они не доверяли таким радиохимическим методам. Однозначное обнаружение солнечных нейтрино было обеспечено Камиоканде-II эксперимент, а воды Черенковский детектор с достаточно низким энергетическим порогом для регистрации нейтрино через нейтрино-электрон упругое рассеяние. При взаимодействии с упругим рассеянием электроны, выходящие из точки реакции, строго указывают в направлении движения нейтрино от Солнца. Эта способность «указывать назад» на Солнце была первым убедительным доказательством того, что Солнце питается от ядерных взаимодействий в ядре. Хотя нейтрино, наблюдаемые в Камиоканде-II, явно были от Солнца, скорость нейтринных взаимодействий снова была подавлена ​​по сравнению с теорией того времени. Хуже того, эксперимент Камиоканде-II измерял примерно 1/2 предсказанного потока, а не 1/3 эксперимента с хлором.

Решение проблемы солнечных нейтрино было окончательно найдено экспериментально. Нейтринная обсерватория Садбери (СНО). Радиохимические эксперименты были чувствительны только к электронным нейтрино, а сигнал в черенковских экспериментах с водой доминировал над сигналом электронного нейтрино. Эксперимент SNO, напротив, имел чувствительность ко всем трем ароматам нейтрино. Путем одновременного измерения электронного нейтрино и полного нейтринного потока эксперимент показал, что подавление было связано с Эффект ТБО, преобразование электронных нейтрино из их чистого ароматического состояния во второе массовое собственное состояние нейтрино, когда они проходят через резонанс из-за изменения плотности Солнца. Резонанс зависит от энергии и «включается» около 2 МэВ.[13] Водяные черенковские детекторы обнаруживают нейтрино только с энергией выше примерно 5 МэВ, в то время как радиохимические эксперименты были чувствительны к более низкой энергии (0,8 МэВ для хлор, 0,2 МэВ для галлий ), и это оказалось источником различия в наблюдаемых скоростях нейтрино в двух типах экспериментов.

Протон-протонная цепочка

Все нейтрино из протон-протонная цепная реакция (Нейтрино PP) были обнаружены, кроме нейтрино гепатита (следующая точка). Были приняты три метода: Радиохимический метод, используемый Хоумстейк, Галлекс, GNO и Шалфей позволил измерить поток нейтрино выше минимальной энергии. Детектор SNO использовал рассеяние на дейтерии, что позволило измерить энергию событий, тем самым идентифицируя отдельные компоненты предсказанного излучения SSM нейтрино. В заключение, Камиоканде, Супер-Камиоканде, СНО, Borexino и KamLAND использовалось упругое рассеяние на электронах, позволяющее измерять энергию нейтрино. Нейтрино бора-8 наблюдали Камиоканде, Супер-Камиоканде, СНО, Борексино, КамЛАНД. Бериллий7, пептидные и полипропиленовые нейтрино до сих пор наблюдались только компанией Borexino.

гепатитрино

Нейтрино самых высоких энергий еще не наблюдались из-за их небольшого потока по сравнению с нейтрино из бора-8, поэтому пока на поток были наложены только ограничения. Ни одного эксперимента еще не было чувствительность для наблюдения потока, предсказанного SSM.

Цикл CNO

Нейтрино из Цикл CNO генерации солнечной энергии, то есть CNO-нейтрино, также, как ожидается, обеспечат наблюдаемые события ниже 1 МэВ. Их пока не наблюдали из-за экспериментального шума (фона). Сверхчистые сцинтилляционные детекторы могут исследовать поток, предсказываемый SSM. Это обнаружение могло быть возможно уже в Borexino; следующие научные возможности будут в SNO +, а в более долгосрочной перспективе - в LENA и JUNO, трех детекторах, которые будут больше, но будут использовать те же принципы Borexino. Borexino Collaboration подтвердило, что цикл CNO составляет 1% производство энергии в ядре Солнца.[14]

Будущие эксперименты

Хотя радиохимические эксперименты в некотором смысле наблюдали нейтрино pp и Be7, они измерили только интегральные потоки. "Святой Грааль "экспериментов с солнечными нейтрино будет обнаруживать нейтрино Be7 с помощью детектора, чувствительного к индивидуальным энергиям нейтрино. Этот эксперимент будет проверять гипотезу MSW путем поиска включения эффекта MSW. Некоторые экзотика модели все еще способны объяснить дефицит солнечных нейтрино, поэтому наблюдение включения МСВ, по сути, окончательно решит проблему солнечных нейтрино.

Прогноз температуры ядра

Поток нейтрино из бора-8 очень чувствителен к температуре ядра Солнца, .[15] По этой причине точное измерение нейтринного потока бора-8 может использоваться в рамках стандартной солнечной модели как измерение температуры ядра Солнца. Эта оценка была сделана Фиорентини и Риччи после того, как были получены первые результаты SNO. опубликовано, и они получили температуру из определенного потока нейтрино 5,2 · 106/см2· С.[16]

Истощение лития на поверхности Солнца

Звездные модели эволюции Солнца довольно хорошо предсказывают химическое содержание солнечной поверхности, за исключением литий (Li) .Поверхностное содержание Li на Солнце в 140 раз меньше, чем протосолнечный ценность (т.е. изначальное изобилие при рождении Солнца),[17] тем не менее температура в основании поверхностной конвективной зоны недостаточно высока, чтобы сжечь - и, следовательно, истощить - Li.[18] Это известно как проблема солнечного лития. Большой диапазон содержаний Li наблюдается у звезд солнечного типа того же возраста, массы и металличности, что и Солнце. Наблюдения несмещенной выборки звезд этого типа с наблюдаемыми планетами или без них (экзопланеты ) показал, что известные звезды, несущие планеты, имеют менее одного процента изначального содержания Li, а остальная половина - в десять раз больше Li. Предполагается, что присутствие планет может увеличить степень перемешивания и углубить конвективную зону до такой степени, что Li может сгореть. Возможный механизм для этого - идея о том, что планеты влияют на эволюцию углового момента звезды, изменяя, таким образом, вращение звезды относительно аналогичных звезд без планет; в случае замедления вращения Солнца.[19] Необходимы дополнительные исследования, чтобы выяснить, где и когда кроется ошибка моделирования. Учитывая точность гелиосейсмический исследования недр современного Солнца, вероятно, необходимо скорректировать моделирование протозвездного Солнца.

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Гюнтер, Д. (Апрель 1989 г.). «Возраст солнца». Астрофизический журнал. 339: 1156–1159. Bibcode:1989ApJ ... 339.1156G. Дои:10.1086/167370.
  2. ^ а б c
  3. ^ а б c Остли, Дейл А. и Кэрролл, Брэдли В., Введение в современную звездную астрофизику, Эддисон-Уэсли (2007)
  4. ^ Сакманн, И.-Юлиана; Бутройд, Арнольд I .; Кремер, Кэтлин Э. (ноябрь 1993 г.). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал. 418: 457–468. Bibcode:1993ApJ ... 418..457S. Дои:10.1086/173407.
  5. ^ Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д .; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные Интерьеры (2-е изд.). Springer. ISBN  978-0-387-20089-7.
  6. ^ Штейн, Р.Ф. И Нордлунд, А. (май 1998 г.). «Моделирование солнечной грануляции. I. Общие свойства». Астрофизический журнал. 499 (2): 914–+. Bibcode:1998ApJ ... 499..914S. CiteSeerX  10.1.1.47.8776. Дои:10.1086/305678.
  7. ^ Нордлунд, А. и Стейн, Р. (декабрь 1997 г.). «Звездная конвекция; общие свойства». В F.P. Пиджперс; J. Christensen-Dalsgaard и C.S. Rosenthal (ред.). SCORe '96: Солнечная конвекция и колебания и их взаимосвязь. Score'96: Солнечная конвекция и колебания и их взаимосвязь. Библиотека астрофизики и космических наук. 225. С. 79–103. Bibcode:1997АССЛ..225 ... 79Н. Дои:10.1007/978-94-011-5167-2_9. ISBN  978-94-010-6172-8.
  8. ^ Asplund, M .; и другие. (Июль 2000 г.). «Формирование линий при солнечной грануляции. I. Формы линий, смещения и асимметрии Fe». Астрономия и астрофизика. 359: 729–742. arXiv:astro-ph / 0005320. Bibcode:2000А и А ... 359..729А.
  9. ^ Rosenthal, C.S .; и другие. (Ноябрь 1999 г.). «Конвективные вклады в частоты солнечных колебаний». Астрономия и астрофизика. 351: 689–700. arXiv:Astro-ph / 9803206. Bibcode:1999A & A ... 351..689R.
  10. ^ Li, L.H .; и другие. (Март 2002 г.). «Включение турбулентности в моделирование Солнца». Астрофизический журнал. 567 (2): 1192–1201. arXiv:Astro-ph / 0109078. Bibcode:2002ApJ ... 567.1192L. Дои:10.1086/338352.
  11. ^ Кристенсен-Дальсгаард, Дж. (2003). «Гелиосейсмология». Обзоры современной физики. 74 (4): 1073–1129. arXiv:Astro-ph / 0207403. Bibcode:2002RvMP ... 74.1073C. Дои:10.1103 / RevModPhys.74.1073.
  12. ^ А. Бонанно; Х. Шлаттль; Л. Патерно (2002). «Возраст Солнца и релятивистские поправки в EOS». Астрономия и астрофизика. 390 (3): 1115–1118. arXiv:Astro-ph / 0204331. Bibcode:2002A & A ... 390.1115B. Дои:10.1051/0004-6361:20020749.
  13. ^ а б c Бахколл, Джон. "Обзорные диаграммы солнечного нейтрино". Институт перспективных исследований Школа естественных наук. Получено 2006-07-11.
  14. ^ Коллаборация Borexino (2020). «Экспериментальные доказательства нейтрино, образовавшихся в цикле синтеза CNO на Солнце». Природа. 587 (?): 577. Дои:10.1038 / s41586-020-2934-0.
  15. ^ Бахколл, Джон (2002). «Сколько σ - это эффект солнечного нейтрино?». Физический обзор C. 65 (1): 015802. arXiv:hep-ph / 0108147. Bibcode:2002PhRvC..65a5802B. Дои:10.1103 / PhysRevC.65.015802.
  16. ^ Fiorentini, G .; Б. Риччи (2002). «Что мы узнали о Солнце из измерения потока нейтрино 8B?». Письма по физике B. 526 (3–4): 186–190. arXiv:Astro-ph / 0111334. Bibcode:2002ФЛБ..526..186Ф. Дои:10.1016 / S0370-2693 (02) 01159-0.
  17. ^ Андерс, Э. и Гревесс, Н. (январь 1989 г.). «Изобилие элементов - метеоритных и солнечных». Geochimica et Cosmochimica Acta. 53 (1): 197–214. Bibcode:1989GeCoA..53..197A. Дои:10.1016 / 0016-7037 (89) 90286-Х.
  18. ^ Мэдер, А. (2008). Физика, образование и эволюция вращающихся звезд. Springer Science & Business Media. ISBN  978-3-540-76949-1.
  19. ^ Израильский, G .; и другие. (Ноябрь 2009 г.). «Повышенное истощение лития в звездах, подобных Солнцу, с вращающимися вокруг планет». Природа. 462 (7270): 189–191. arXiv:0911.4198. Bibcode:2009Натура.462..189I. Дои:10.1038 / природа08483. PMID  19907489.

внешние ссылки