Model solar estàndard

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

El Model solar estàndard (MSS) és actualment el model més acceptat per a la descripció física del Sol. El model implica el tractament matemàtic del Sol com a bola esfèrica de gas ( en diferents estats de ionització, amb l'hidrogen de l'interior profund completament en forma de plasma ionitzat. Aquest model, presenta una estructura estel·lar descrita per algunes equacions diferencials derivades de principis físics bàsics. El model està limitat per unes condicions de contorn (la lluminositat, el radi, l'edat i la composició del Sol) que estan ben determinades. L'edat del Sol no es pot mesurar directament; una manera de fer una estimació és a partir de l'edat dels meteorits més antics, i models de l'evolució del sistema solar.[1] La composició de la fotosfera del Sol actualment és, de la massa, el 74,9% hidrogen i el 23,8% heli.[2] Tots els elements més pesats, anomenats metalls en astronomia, fan menys del 2% de la massa. El MSS s'usa per a comprovar la validesa de la teoria de l'evolució estel·lar. De fet, l'única manera de determinar els dos paràmetres lliures del model d'evolució estel·lar, l'abundància d'heli i el paràmetre de la longitud mixta (usat eper modelar la convecció del Sol), estan per ajustar el MSS perquè s'ajusti al Sol observat.

Un estel es considera d'edat zero (protoestel) quan s'assumeix que té una composició homogènica i que tot just comença a derivar la major part de la seva lluminositat de les reaccions nuclears (menyspreant el període de contracció des de núvol de gas i pols). Per a obtenir el MSS, un model estel·lar de massa solar u de zero anys evoluciona numèricament a l'edat del Sol. L'abundància d'elements en el model solar d'edat zero s'estima per meteorits primigenis.[2] Juntament amb aquesta informació de l'abundància, una suposició raonable en la lluminositat d'edat zero (com la lluminositat del Sol d'avui en dia) es converteix llavors en un procés iteratiu en el valor correcte per al model, i la temperatura, pressió i densitat en tot el model es calcula numèricament resolent les equacions de l'estructura estel·lar suposant que l'estrella fos en un estat estacionari. Tel model llavors evoluciona numèricament fins a l'edat del Sol. Es poden usar per afinar el model les discrepàncies en les valors de les mesures de la lluminositat del Sol, les abundàncies superficials, etc. Per exemple, conforme el Sol es formava, els elements pesat i l'heli s'assentaven fora de la fotosfera per difusió. Com a resultat, la fotosfera solar conté ara un 87% tant d'heli i elements pesat com tenia abans la fotosfera estel·lar; la fotosfera solar protoestel·lar tenia un 71,1% d'hidrogen, un 27,4% d'heli, i un 1.5% de metalls.[2]

Model numèric de les equacions de l'estructura estel·lar[modifica | modifica el codi]

Article principal: estructura estel·lar

Les equacions diferencials de l'estructura estel·lar, com l'equació de l'equilibri hidrostàtic, estan numèricament integrades. Les equacions diferencial s'aproximen per les equacions de diferència. L'estel l'imaginen fet de capes esfèricament simètriques i la integració numèrica portada en passos finits fent us de les equacions d'estat, donant relacions per la pressió, l'opacitat i la raó de generació d'energia en termes de densitat, temperatura i composició.[3]

Evolució del Sol[modifica | modifica el codi]

Article principal: evolució estel·lar

Les reaccions nuclears del nucli del Sol canvien la seva composició, convertint els nuclis d'hidrogen en nuclis d'heli per mitjà de la cadena protó-protó i (en menor mesura en el Sol que en estels més massius) el cicle CNO. Aquest fet disminueix el pes molecular mitjà del nucli del Sol, el qual conduiria a disminuir la pressió. Això, no obstant, no succeeix sinó que el nucli es contreu. Pel teorema de virial la meitat de la energia potencial gravitatòria alliberada per aquesta contracció es dirigeix a incrementar la temperatura del nucli, i l'altra meitat s'irradia. Segons la llei dels gasos ideals aquest increment de la temperatura també incrementa la pressió i restableix l'equilibri hidrostàtic. La lluminositat del Sol s'incrementa amb l'augment de la temperatura, incrementant la raó de les reaccions nuclears. Les capes exteriors s'expandeixen per compensar l'increment dels gradients de temperatura i pressió, per tant el radi també s'incrementa.[3]

Cap estel no és completament estàtic, però els estels es mantenen en la seqüència principal (cremant hidrogen en el nucli) durant llargs períodes de temps. En el cas del Sol, s'ha mantingut en la seqüència principal durant uns 4.600 milions d'anys, i es convertirà en un gegant vermell als aproximadament 6.500 milions d'anys[4] per tant hi haurà estat en la seqüència principal durant aproximadament 1010 anys. D'aquí que l'assumpció d'estat estacionari sigui una bona aproximació. Per simplificar, les equacions de l'estructura estel·lar s'escriuen sense explicitar el temps de dependència, amb l'excepció de l'equació del gradient de lluminositat:

\frac{dL}{dr} = 4 \pi r^2 \rho \left( \epsilon - \epsilon_\nu \right)

On L és la lluminositat, ε és la raó de generació d'energia nuclear per unitat de massa i εν és la lluminositat deguda a l'emissió de neutrins. La lenta evolució del Sol en la seqüència principal ve llavors determinada pel canvi en les espècies nuclears (principalment el consum d'hidrogen i la producció de l'heli). Les raons de les diferents reaccions nuclears s'estimen a partir d'experiments físics a altes energies, els quals s'extrapolen a les baixes energies dels interiors estel·lars (el Sol crema l'hidrogen bastant a poc a poc). Històricament, una de les principals fonts d'error en els models estel·lars han estat els errors en les raons de les reaccions nuclears. S'utilitzen ordinadors per calcular la variació de les abundàncies (normalment per fracció de massa) de les espècies nuclears. Una espècie nuclear específica tindrà una raó de producció i una raó de destrucció, per tant es necessiten ambdues per calcular la seva abundància al llarg del temps, en condicions variables de temperatura i densitat. Com que hi ha moltes espècies nuclears, es necessita una xarxa de reacció computeritzada per rastrejar com varien les totes abundàncies juntes.

Segons els teorema de Vogt-Russel, la massa i l'estructura de la composició a través d'un estel només determina el seu radi, lluminositat i estructrua interna, sinó que també la seva evolució (per tant aquest teorema només es pretén aplicar a les fases estables i lentes de l'evolució estel·lar i no s'aplica a les transicions entre estadis i estadis d'evolució ràpida).[3] Per tant, només calen la informació sobre les abundàncies variables de les espècies nuclears al llarg del temps, juntament amb les equacions d'estat, per a proporcionar solucions numèriques agafant increments de temps prou petits i usant la iteració per trobar l'estructura interna única de l'estel a cada estadi.

Propòsit del model solar estàndard[modifica | modifica el codi]

Per una banda proporciona una estimació de l'abundància d'heli i un paràmetre de la longitud mixta en forçar el model estel·lar a tenir la lluminositat i el radi correctes a l'edat del Sol.

D'altra banda proporciona un mitjà per avaluar models més complexos amb física addicional, com la rotació, els camps magnètics i la difusió o millora del tractament de la convecció, el model de turbulència, i la superació convectiva.

De la mateixa manera que el model estàndard de la física de partícules i el model cosmologia estàndard, el model solar estàndard canvia a través del temps en resposta a descobriments teòrics o experimentals rellevants.

Transport d'energia al Sol[modifica | modifica el codi]

El Sol té un nucli radioactiu i un envolcall exterior convectiu. En el nucli, la lluminositat deguda a reaccions nuclear es transmet cap a les capes exteriors per radiació principalment. No obstant això, en les capes exteriors el gradient de temperatura és tan gran que la radiació no pot transportar prou energia. Llavors, ocorre la convecció tèrmica quan les columnes tèrmiques porten material calent cap a la superfície (fotosfera) del Sol. Un cop el material es refreda a la superfície, s'enfonsa fins la base de la zona de convecció, per rebre més calor de la part superior de la zona radioactiva.

En un model solar, com el descrit en l'estructura estel·lar, es cosidera la densitat\scriptstyle\rho(r), temperatura T(r), pressió total (matèria més radiació) P(r), lluminositat l(r) i la raó de generació d'energia per unitat de massa ε(r) en una capa esfèrica d'un gruix dr a una distància r del centre de l'estel.

El transport radioactiu d'energia es descriu per l'equació del gradient de temperatura radioactiva: :

 {\mbox{d} T \over \mbox{d} r} = - {3 \kappa \rho l \over 64 \pi r^2 \sigma T^3},

on κ és l' opacitat de la matèria, σ és la constant de Stefan-Boltzmann, i al constant de Boltzmann és u.

La convecció és descriu usant la teoria de la longitud mixta[5] i l'equació del gradient de temperatura corresponent (per convenció adiabàtica) és:

 {\mbox{d} T \over \mbox{d} r} = \left(1 - {1 \over \gamma} \right) {T \over P } { \mbox{d} P \over \mbox{d} r},

on γ = cp / cv és el coeficient de dilatació adiabàtica, la ràtio de calor específica al gas. (per a un gas ideal completament ionitzat, γ = 5/3.)

Prop de la base de la zona de convecció del Sol, la convecció és adiabàtica, però prop de la superfície solar, la convecció és no adiabàtica.

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Guenther, D.B.. «Age of the sun». Astrophysical Journal, 339, abril 1989, pàg. 1156–1159. Bibcode: 1989ApJ...339.1156G. DOI: 10.1086/167370.(anglès)
  2. 2,0 2,1 2,2
  3. 3,0 3,1 3,2 Ostlie, Dale A. and Carrol, Bradley W., An introduction to Modern Stellar Astrophysics, Addison-Wesley (2007)
  4. Sackmann, I.-Juliana. «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal, 418, novembre 1993, pàg. 457–468. Bibcode: 1993ApJ...418..457S. DOI: 10.1086/173407.(anglès)
  5. Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. «Stellar Interiors». Springer, 2004.(anglès)

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]