표준 태양계 모델

표준 태양계 모델(SSM)은 태양을 기체의 구형 공으로 수학적 처리한 것이다(이온화 상태가 다양한 경우, 깊은 내부에 있는 수소는 완전한 이온화 플라즈마임). 이 모델, 기술적으로 대칭되는 항성의 준정전기 모델은 기본적인 물리적 원리에서 파생된 몇 가지 미분 방정식에 의해 기술된 별 구조를 가지고 있다. 모델은 경계 조건, 즉 잘 결정되는 태양의 광도, 반지름, 나이, 구성 등에 의해 제약을 받는다. 태양의 나이는 직접적으로 측정할 수 없다; 그것을 추정하는 한 가지 방법은 가장 오래된 운석의 나이와 태양계의 진화의 모델이다.^[1] 현대 태양 광권의 구성은 질량 기준으로 수소 74.9%, 헬륨 23.8%이다.^[2] 천문학에서 금속이라고 불리는 모든 무거운 원소는 질량의 2%도 되지 않는다. SSM은 항성 진화 이론의 유효성을 시험하기 위해 사용된다. 실제로 항성 진화 모델의 두 가지 자유 매개변수인 헬륨 풍부함과 혼합 길이 매개변수(태양의 대류를 모형화하는 데 사용)를 결정하는 유일한 방법은 관측된 태양을 "적합"하도록 SSM을 조정하는 것이다.

보정된 태양계 모델

항성은 균일한 성질을 갖는다고 가정할 때 0세(성격자)에 있으며, 핵반응에서 대부분의 광도(그래서 가스와 먼지 구름에서 수축하는 기간을 무시하는 것)를 이제 막 도출하기 시작하는 것으로 간주된다. SSM을 획득하기 위해 0세대의 1개의 태양 질량()M_☉ 별 모델이 태양시대로 수치적으로 진화한다. 제로 시대 태양 모델의 원소의 풍부함은 원시 운석으로부터 추정된다.^[2] 이 풍요로운 정보와 함께 0세대의 광도에 대한 합리적인 추측(현재의 태양의 광도 등)은 반복적인 절차에 의해 모델에 대한 정확한 값으로 변환되며, 별 구조물의 수치적 추측 방정식을 풀어서 계산된 모델 전체의 온도, 압력, 밀도 등이 계산한다.g 별은 안정된 상태에 있다. 그 모델은 그 후 태양 시대까지 숫자로 진화한다. 그런 다음 측정된 태양의 광도, 표면 연비 등의 값과의 불일치를 모델을 정련하는 데 사용할 수 있다. 예를 들어, 태양이 형성된 이후, 헬륨과 무거운 원소의 일부는 확산에 의해 광구 밖으로 자리를 잡았다. 그 결과 태양 광권은 현재 원성 광권보다 약 87% 많은 헬륨과 무거운 원소를 포함하고 있으며, 원성 태양 광권은 수소 71.1%, 헬륨 27.4%, 금속 1.5%로 나타났다.^[2] 보다 정확한 모델을 위해서는 확산에 의한 무거운 요소 안착 방법이 필요하다.

항성구조 방정식의 수치적 모델링

정수 평형 방정식과 같은 항성 구조의 미분 방정식은 숫자로 통합된다. 미분 방정식은 차이 방정식으로 근사치를 구한다. 별은 수직 대칭의 껍질과 상태 방정식을 이용하여 유한한 단계로 수행되는 수적 통합으로 이루어져 밀도, 온도, 구성의 측면에서 압력, 불투명도 및 에너지 생성 속도에 대한 관계를 제공한다.^[3]

태양의 진화

태양 중심부의 핵반응은 수소핵을 양성자-프로톤 체인에 의해 헬륨핵으로 변환하고 (더 큰 질량의 항성보다 태양에서 더 작은 범위까지) CNO 사이클로 변환함으로써 그 구성을 변화시킨다. 이것은 태양의 중심부에 있는 평균 분자량을 증가시키므로 압력 감소를 초래해야 한다. 이것은 대신에 핵심 계약처럼 발생하지 않는다. 이 수축에 의해 방출되는 중력 전위 에너지의 절반은 핵의 온도를 높이는 방향으로 가고 나머지 절반은 방사된다.^{[citation needed]} 이러한 온도 상승은 또한 압력을 증가시키고 정수 평형의 균형을 회복시킨다. 태양의 광도는 온도 상승에 의해 증가하여 핵반응 속도를 증가시킨다. 외부 층은 늘어난 온도와 압력 구배를 보상하기 위해 팽창하므로 반지름도 증가한다.^[3]

어떤 별도 완전히 정적인 것은 아니지만 별은 주계열성(핵심 안에서 수소를 태우는 것)에 장기간 머무른다. 태양의 경우, 약 46억 년 동안 주계열성에 있었고, 약 110억 년의¹⁰ 주계열성 수명을 위해 약 65억 년^[4] 후에 적색 거성이 될 것이다. 따라서 안정 상태에 대한 가정은 매우 좋은 근사치다^{[citation needed]}. 단순성을 위해 항성 구조 방정식은 시간 의존성이 명시되지 않고 작성되며, 점성 구배 방정식은 예외로 한다.

${\displaystyle {\frac {dL}{dr}=4\pi r^{2}\rho \left(\epsilon -\epsilon _{\nu }\오른쪽)}$

여기서 L은 광도, ε은 단위 질량 당 원자력 발전 속도, ε은_ν 중성미자 방출로 인한 광도(기타 수량은 아래 참조)이다. 주요 수열에서 태양의 느린 진화는 핵종(원래 수소가 소비되고 헬륨이 생성되는 것)의 변화에 의해 결정된다. 다양한 핵반응의 속도는 높은 에너지의 입자물리학 실험으로부터 추정되는데, 이 실험은 항성 내부의 낮은 에너지로 다시 외삽된다(태양은 수소를 다소 느리게 태운다). 역사적으로 핵반응률의 오류는 별의 모델링에서 가장 큰 오류 원인 중 하나이다. 컴퓨터는 핵종의 다양성(대개 질량분수)을 계산하기 위해 사용된다. 특정 종은 생산율과 파괴율을 가질 것이기 때문에, 두 종 모두 온도 및 밀도의 다양한 조건에서 시간에 따른 풍요를 계산하기 위해 필요하다. 많은 핵종이 존재하기 때문에, 모든 생명체가 어떻게 서로 다른지 추적하기 위해 컴퓨터화된 반응 네트워크가 필요하다.

보그트-러셀 정리에 따르면 항성 전체의 질량과 구성 구조는 그 반지름, 광도, 내부 구조뿐만 아니라 그 이후의 진화(이 "테오렘"은 항성 진화의 느리고 안정적인 단계에만 적용하기 위한 것이며 확실히 전환 벳베에는 적용되지 않는다).단계 및 급속한 진화 단계에 있다.^[3] 시간 경과에 따른 핵종 다양화에 대한 정보는 국가 방정식과 함께 충분한 시간 증분을 취하고 각 단계에서 별의 고유한 내부 구조를 찾기 위해 반복을 사용함으로써 수치해결로 충분하다.

표준 태양열 모델의 목적

SSM은 다음 두 가지 목적으로 사용된다.

• 항성 모델이 태양 나이에 정확한 광도와 반지름을 갖도록 함으로써 헬륨 풍부함과 혼합 길이 매개변수에 대한 추정치를 제공한다.
• 그것은 회전, 자기장, 확산 또는 대류 처리의 개선과 같은 추가적인 물리학으로 보다 복잡한 모델을 평가할 수 있는 방법을 제공한다.

입자 물리학의 표준 모델과 표준 우주론 모델과 마찬가지로 SSM은 관련된 새로운 이론적 또는 실험적 물리학 발견에 반응하여 시간이 지남에 따라 변화한다.

태양의 에너지 수송

태양 기사에서 설명한 대로, 태양은 복사핵과 대류외곽을 가지고 있다. 핵반응에 의한 광도는 주로 방사선에 의해 외부층으로 전달된다. 그러나 외부 층에서는 온도 구배가 너무 커서 방사선이 충분한 에너지를 전달할 수 없다. 그 결과 열기둥은 뜨거운 물질을 태양의 표면(광권)으로 운반하면서 열대류가 발생한다. 물질이 표면에서 식으면 대류 구역의 밑부분까지 다시 아래로 곤두박질쳐 방사 구역 상단에서 더 많은 열을 받는다.

항성 구조에서 설명한 것처럼 태양 모델에서는 항성 중심으로부터 r 거리 dr의 두께 dr의 구형 쉘에서 밀도 $\rho {\displaystyle }$ ${\displaystyle (r}$) ${\$ 온도 T(r), 총 압력(물질+방사선) P(r), 조명도 l(r) 및 단위 질량 당 에너지 생성률을 고려한다.

에너지의 복사 전달은 복사 온도 구배 방정식으로 설명된다.

${\displaystyle {{\mbox{d}T \over{\mbox{d}=-{3\kappa \rho l \over 16\pi r^{2}\sigma T^{3}},}$

여기서 κ은 사물의 불투명성, σ은 스테판-볼츠만 상수, 볼츠만 상수는 1로 설정된다.

대류는 혼합 길이 이론을^[5] 사용하여 설명되며 해당 온도 구배 방정식(단부 대류의 경우)은 다음과 같다.

${\displaystyle {{\mbox{d}T \over {\mbox{d}r}=\left(1-{1 \over \gamma }\오른쪽){T \over P}{{\mbox{d}P \over{\mbox{d}r}}}}}$

여기서 γ = c_p / c는_v 기체 내 특정 가열 비율인 단열 지수다. (완전 이온화 이상 기체의 경우 5 = 5/3).

태양의 대류권 기저부 근처에는 대류가 단극적이지만, 태양 표면 근처에는 단극이 없다.

지표면 근대류

대류 구역의 맨 위 부분에 대한 보다 현실적인 설명은 대기 중 복사 전달을 고려하여 상세한 3차원 및 시간에 따른 수역학적 시뮬레이션을 통해 가능하다.^[6] 그러한 시뮬레이션은 난류 매개변수 모델을 사용하지 않고 태양열 과립의 관측된 표면 구조와 태양 복사 스펙트럼 내 라인의 상세 프로파일을 성공적으로 재현한다.^[7][8] 시뮬레이션은 태양 반지름의 극히 일부분만을 다루고 있으며, 일반 태양 모델링에 포함하기에는 시간이 너무 많이 소요되는 것이 분명하다. 혼합 길이 설명에 기초한 모델에 의한 대류 영역의 부외부를 통한 평균 시뮬레이션의 외삽은 시뮬레이션에 의해 예측된 아디아바트가 근본적으로 태양열 대류학에서 결정된 태양 대류 영역의 깊이와 일치한다는 것을 입증했다.^[9] 근접 표면 대류의 수치 시뮬레이션을 기반으로 난류 압력과 운동에너지의 영향을 포함한 혼합 길이 이론의 확장이 개발되었다.^[10]

이 절은 제4장 헬리오세즘학의 크리스텐슨-달스가르드 리뷰에서 개작한 것이다.^[11]

상태 방정식

항성구조의 미분방정식의 수치해결에는 항성구조에 기술된 압력, 불투명도 및 에너지 발생률에 대한 상태 방정식이 필요하며, 이는 이 변수들을 밀도, 온도 및 구성과 연관시킨다.

헬리오세즘학

헬리오세즘학(Helooseismology)은 태양의 파동 진동을 연구하는 학문이다. 태양을 통한 이러한 파도의 전파 변화는 내부 구조를 드러내며 천체물리학자들이 태양의 내부 상태에 대한 극히 상세한 프로파일을 개발할 수 있게 한다. 특히 태양의 바깥 층에 있는 대류 구역의 위치를 측정할 수 있으며, 태양 중심부에 대한 정보는 가장 오래된 운석으로부터 태양의 나이를 추론하는 방법과 별개로 SSM을 이용하여 태양의 연령을 계산하는 방법을 제공한다.^[12] 이것은 SSM이 어떻게 정비될 수 있는지를 보여주는 또 다른 예다.

중성미자 생산

수소는 태양에서 여러 가지 다른 상호작용을 통해 헬륨으로 융합된다. 대다수의 중성미자는 pp 체인을 통해 생산되는데, 4개의 양성자가 결합하여 2개의 양성자, 2개의 중성자, 2개의 양성자, 2개의 양성자, 2개의 양성자, 2개의 전자 중성미자를 생산하는 과정이다. 중성미자도 CNO 사이클에 의해 생성되지만, 그 과정은 태양에서 다른 별들에 비해 상당히 덜 중요하다.

태양에서 생산되는 중성미자의 대부분은 pp 체인의 첫 번째 단계에서부터 나오지만 그들의 에너지는 너무 낮다 (<0.425 MeV) 그들은 ^[13]탐지하기가 매우 어렵다. pp 체인의 희귀한 옆가지에서 최대 에너지가 약 15 MeV인 "boron-8" 중성미자를 생산하는데, 이것들은 탐지하기 가장 쉬운 중성미자들이다. pp 체인의 매우 드문 상호작용은 태양에 의해 생성될 것으로 예측되는 가장 높은 에너지 중성미자인 "hep" 중성미자를 생성한다. 그들은 최대 에너지가 약 18 MeV로 예측된다.

위에서 설명한 모든 상호작용은 에너지 스펙트럼을 가진 중성미자를 생성한다. Be의 전자 포획은 약 0.862 MeV(~90%) 또는 0.384 MeV(~10%)^[13]에서 중성미자를 생성한다.

중성미자 검출

중성미자가 다른 입자와 상호작용하는 약점은 태양의 중심부에서 생성되는 대부분의 중성미자가 흡수되지 않고 태양을 통해 모든 길을 통과할 수 있다는 것을 의미한다. 따라서 이러한 중성미자를 탐지함으로써 태양의 핵심을 직접 관측할 수 있다.

역사

우주 중성미자를 성공적으로 검출하기 위한 첫 실험은 페클로로에틸렌의 큰 탱크에서 방사성 아르곤으로의 염소 핵의 변환을 관찰하여 중성미자를 검출한 레이 데이비스의 염소 실험이었다. 이는 중성미자에 대해 기대되는 반응 채널이었지만 아르곤 디케이 수만 집계되었기 때문에 중성미자가 어디서 왔는지 등 방향 정보를 전혀 주지 않았다. 실험 결과 당시 표준 태양모델에서 예측한 중성미자의 약 1/3이 검출되었으며, 이 문제는 태양 중성미자 문제로 알려지게 되었다.

현재 염소 실험에서 중성미자가 검출된 것으로 알려져 있지만, 당시 일부 물리학자들은 주로 그러한 방사화학 기법을 신뢰하지 않았기 때문에 이 실험을 의심하고 있었다. 태양 중성미자의 불분명한 검출은 중성미자-전자 탄성 산란을 통해 중성미자를 검출하기에 충분한 에너지 임계값을 가진 물 체렌코프 검출기인 카미오칸데-II 실험에 의해 제공되었다. 탄성 산란 상호작용에서 반응 지점에서 나오는 전자는 태양으로부터 멀리 떨어진 중성미자가 이동하는 방향을 강하게 가리킨다. 태양을 향해 "뒤로 가리킬" 수 있는 이 능력은 태양이 핵의 핵 상호작용에 의해 움직인다는 최초의 결정적인 증거였다. 카미오칸데-II에서 관찰된 중성미자는 분명히 태양으로부터 나온 것이지만, 중성미자 상호작용의 속도는 당시의 이론에 비해 다시 억제되었다. 더욱이 카미오칸데-II 실험은 염소 실험의 1/3이 아닌 예측 유량의 1/2 정도를 측정했다.

태양 중성미자 문제에 대한 해결책은 마침내 서드베리 뉴트리노 천문대(SNO)에 의해 실험적으로 결정되었다. 방사화학 실험은 전자 중성미자에만 민감할 뿐 물 속 세렌코프 실험의 신호는 전자 중성미자 신호가 지배했다. 이와는 대조적으로 SNO 실험은 세 가지 중성미자 향에 모두 민감했다. 전자 중성미자와 총 중성미자를 동시에 측정함으로써 실험은 억제 효과가 MSW 효과, 즉 태양의 밀도 변화로 공명을 통과할 때 순수 향미 상태에서 전자 중성미자가 제2 중성미자 질량 고유 상태로 전환되었기 때문이라는 것을 입증했다. 공명은 에너지에 의존하며, 2MeV 근처에 "ON"한다.^[13] 물 세렌코프 검출기는 약 5MeV 이상의 중성미자만 검출하는 반면 방사화학 실험은 낮은 에너지(염소의 경우 0.8MeV, 0)에 민감했다.갈륨의 경우 2MeV), 그리고 이것이 두 가지 유형의 실험에서 관찰된 중성미자 비율의 차이의 원인이 되는 것으로 밝혀졌다.

프로톤-프로톤 체인

양성자-프로톤 체인 반응(PP 중성미자)에서 나온 모든 중성미자가 간 중성미자(다음 지점)를 제외하고 검출됐다. 세 가지 기법이 채택되었다. 홈스테크, GALLEX, GNO, SAGE가 사용하는 방사화학 기법은 최소 에너지 이상의 중성미자 유속을 측정할 수 있게 했다. 검출기 SNO는 중수소에 산란하는 것을 사용하였으며, 이를 통해 예측된 SSM 중성미자 방출의 단일 구성요소를 식별할 수 있었다. 마지막으로 카미오칸데, 슈퍼카미오칸데, SNO, 보레시노, 캄LAND는 전자에 탄성 산란을 사용했는데, 이를 통해 중성미자에너지를 측정할 수 있었다. 보론8 중성미자는 카미오칸데, 슈퍼카미오칸데, SNO, 보레시노, 캄랜드에 의해 목격되었다. 베릴륨7, 펩, PP 중성미자는 지금까지 보레시노에게만 보여왔다.

간 중성미자

가장 높은 에너지 중성미자는 붕소-8 중성미자에 비해 유속이 작아 아직 관측되지 않아 지금까지 유속에는 한계만 놓였다. SSM이 예측한 플럭스를 관측하기에 충분한 감도를 가진 실험은 아직 없다.

CNO 사이클

태양 에너지 생성의 CNO 사이클 즉, CNO-중성자(CNO-중성자)에서 발생하는 중성미자도 1 MeV 이하의 관측 가능한 이벤트를 제공할 것으로 예상된다. 실험 소음(배경)으로 인해 아직 관찰되지 않았다. 초순도 섬광 검출기는 SSM이 예측한 플럭스를 탐사할 수 있는 잠재력이 있다. 이 검출은 보레시노에서 이미 가능할 수 있다. 다음 과학적인 경우는 SNO+에서, 장기적으로는 LENA와 JUNO에서 보다 크지만 보레시노의 동일한 원리를 사용하는 세 가지 검출기에서 가능하다. 보렉시노 협회는 CNO 사이클이 태양 중심 내에서 에너지 생성의 1%를 차지한다는 것을 확인했다.^[14]

미래실험

방사화학 실험은 어떤 의미에서는 pp와 Be7 중성미자를 관찰했지만 그들은 적분 유량만 측정했다. 태양 중성미자 실험의 "성배"는 개별 중성미자 에너지에 민감한 검출기로 Be7 중성미자를 검출할 것이다. 이 실험은 MSW 효과의 턴온을 검색하여 MSW 가설을 시험할 것이다. 일부 이국적인 모델들은 여전히 태양 중성미자 결손을 설명할 수 있기 때문에 MSW가 켜지는 관찰은 사실상 태양 중성미자 문제를 최종적으로 해결할 수 있을 것이다.

노심 온도 예측

boron-8 중성미자의 흐름은 높은 태양의 코어의 온도에 민감한ϕ(8B)∝ T25{\displaystyle \phi(^{8}B)\propto T^{25}}.[15]은 한주 된 이유는, 정확한 측정의 boron-8 중성미자 자속 될 수 있어 사용하는데 이 프레임워크의 표준 태양 모델로 삼은 측정의 온도의 가장 핵심. 그 Sun. This estimate was performed by Fiorentini and Ricci after the first SNO results were published, and they obtained a temperature of ${\displaystyle T_{\text{sun}}=15.7\times 10^{6}\;{\text{K}}\;\pm 1\%}$ from a determined neutrino flux of 5.2·10⁶/cm²·s.^[16]

태양 표면에서의 리튬 고갈

태양 진화의 별모형은 리튬(Li)을 제외하고 태양 표면의 화학적 풍부함을 꽤 잘 예측한다. 태양의 Li의 표면적 풍부함은 원극적 가치(즉, 태양 탄생 시 원시적 풍부함)^[17]보다 140배 낮지만 표면 대류권 기저부의 온도는 연소할 만큼 뜨겁지 않고 따라서 Li를 고갈시킨다.^[18] 이것은 태양 리튬 문제로 알려져 있다. 태양과 같은 시대, 질량, 금속성의 태양형 별에서 많은 범위의 리우존스가 관측된다. 관측된 행성(외행성)이 있든 없든 이러한 유형의 별들의 편향되지 않은 표본을 관찰한 결과, 알려진 행성을 가진 항성은 원시 리 풍요의 1% 미만이며, 나머지 절반은 리의 10배를 가지고 있는 것으로 나타났다. 행성의 존재는 혼합의 양을 증가시키고 대류구역을 리를 태울 수 있을 정도로 깊게 할 수 있다는 가설이 있다. 이를 위한 가능한 메커니즘은 행성이 항성의 각운동량 진화에 영향을 미치고, 따라서 행성이 없는 유사한 항성에 비해 항성의 자전을 변화시킨다는 생각이다; 태양이 자전을 늦추는 경우.^[19] 모델링의 결함이 어디에, 언제 있는지를 알아내기 위해서는 더 많은 연구가 필요하다. 현대 태양 내부의 태양계 탐침의 정밀도를 고려할 때, 원성형 태양에 대한 모델링은 조정이 필요할 것으로 보인다.

참고 항목

• 원생동물

참조

외부 링크

• David Guenther의 SSM 설명
• 태양열 모형: John N. Bahcall의 역사적 개요