Стандартна модель Сонця (англ. Standard solar model) - математичне уявлення Сонця у вигляді газової кулі (в різній мірі іонізації), в якому водень у внутрішній області стає повністю іонізованою плазмою. Ця модель, що є сферично-симетричною квазістатичною моделлю зірки, має структуру, яка описується декількома диференціальними рівняннями, що виводяться з основних принципів фізики. Дана модель має обмеження у вигляді граничних умов, а саме світності, радіусу, віку та складу Сонця, які визначені досить точно.
Вік Сонця не можна виміряти безпосередньо; одним із способів його оцінки є вік найстаріших метеоритів та моделі еволюції Сонячної системи. Склад фотосфери сучасного Сонця включає за масою 74,9% водню і 23,8% гелію. Все більш важкі елементи, звані в астрономії металами, укладають менше 2% маси. Стандартна модель Сонця використовується для тестування теорії зоряної еволюції. Насправді єдиним способом визначення двох вільних параметрів моделі зоряної еволюції (зміст гелію та масштаб перемішування) є вписування моделі у наглядові дані.
Калібрування моделі Редагувати
Вважається, що зірка має нульовий вік, коли за припущеннями вона має однорідний склад і тільки починає створювати більшу частину випромінювання при ядерних реакціях; таким чином, ми нехтуємо часом стиснення з газопилової хмари. Для створення стандартної моделі розглядається зірка масою одна маса Сонця за нульового віку і чисельно оцінюється її еволюція до поточного віку Сонця. Поряд з інформацією про зміст елементів, розумна оцінка світності при нульовому віці (така як поточна світність Сонця) перекладається ітеративно в коректне значення для моделі; температура, тиск і щільність обчислюються під час вирішення рівнянь зоряної структури у припущенні стаціонарного стану зірки. Потім виробляються чисельні розрахунки параметрів досі поточного віку зірки. Відмінність виміряних значень світності, змісту важких елементів на поверхні та інших параметрів від передбачених у межах моделі може використовуватися для уточнення моделі. Наприклад, з моменту утворення Сонця деяка кількість гелію і більш важких елементів зникла з фотосфери внаслідок. В результаті фотосфера Сонця в даний час містить приблизно 87% від кількості гелію і важких елементів у протозірковій сонячній атмосфері. На стадії протозірки фотосфера містила 71,1% водню, 27,4% гелію і 1,5% металів. Для створення більш точної моделі потрібно краще знати параметри дифузії.
Чисельне моделювання рівнянь зоряної структури Редагувати
Диференціальні рівняння будови зірок, такі як рівняння гідростатичної рівноваги, чисельно інтегрують. Диференціальні рівняння в даному випадку наближаються різницевими рівняннями. Зірку представляє сукупністю сферичних оболонок, чисельне інтегрування проводиться за величиною малих приростів радіусів оболонок із застосуванням рівняння стану, що дає співвідношення на тиск, прозорість і темп виробництва енергії залежно від щільності, температури та хімічного складу.
Еволюція Сонця Редагувати
Ядерні реакції в ядрі Сонця змінюють його хімічний склад при переробці в ядрі водню в гелій в ході протон-протонних реакцій і (меншою мірою в Сонці і більшою мірою в масивних зірках) в CNO-циклах. При цьому молекулярна вага речовини в ядрі зростає, що призводить до зниження тиску. Оскільки ядро починає стискатися, зниження тиску в цілому не відбувається. По теоремі виріала половина гравітаційної потенційної енергії, що виділилася при стисканні, йде на розігрів ядра, інша половина випромінюється. За законом для ідеального газу дане підвищення температури також призводить до підвищення тиску, завдяки чому відновлюється гідростатична рівновага. Світність Сонця підвищується зі збільшенням температури, що призводить до підвищення темпу ядерних реакцій. Зовнішні шари розширюються для компенсації підвищення градієнтів температури та тиску, тому радіус також збільшується.
Примітки Редагувати
- Guenther, D.B. Age of the sun // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1989. — 4. — P. 1156—1159. — Bibcode:. — DOI:.
- ↑ * Lodders, Katharina. Архівована копія. — The American Astronomical Society, 2003. — Vol. 591, no. 2, (7). — P. 1220—1247. — Bibcode:. з джерела 7 листопада 2015. Процитовано 2018-07-15.
- Lodders, K. Abundances and Condensation Temperatures of the Elements // Meteoritics & Planetary Science[en] : journal. — 2003. — Vol. 38, no. suppl. — P. 5272. — Bibcode:.
- ↑ Ostlie, Dale A. and Carrol, Bradley W., An introduction to Modern Stellar Astrophysics, Addison-Wesley (2007)