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 de mescla (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 (despreciant 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]

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Guenther, D.B.. «Age of the sun». Astrophysical Journal, 339, April 1989, pàg. 1156–1159. Bibcode: 1989ApJ...339.1156G. DOI: 10.1086/167370.(anglès)
  2. 2,0 2,1 2,2

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]