Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Начальное содержание гелия по массе
<^«).....................................
Начальное содержание тяжелых элементов по массе (Z).........................
Глубина конвективной зоны ...............
Доля энергии водородного цикла............
Доля анергии углеродно-азотного цикла
Поток нейтрино от РР-реакций..............
Поток нейтрино от реакции распада ядер •В.......................................
3 ,86 .10й 9рг/0 1,99-10« г 6,06-101* CM 4,710* лет 158 г/см*
15,5 ¦ 1 О* К
0,732
0,355
5,78-10» К 0,25±0,01'
0,018
0,27Rq(M,-
=0,02Мо)
0,985
0,015
6,1 .IOwCM-*-C"'? 5,в-10* см**-с~»
Табл. 2.—Параметры стандартной модели Солнца в аависимости от времени (Bachall et а!., 1982)
10“*, лет R ¦ IO"10, CM .L-10“**, эрг/с г. ю-*, к
0,000 6,07 2,68 5,85
0,525 6,17 2,81 5,67
1,575 6,32 3,03 5,71
8,155 6,60 3,40 5,75
4,735 6,96 3,86 5,78
Тестом для моделей С. являются данные о внутр. строении С., полученные путём измерения потока солнечных нейтрино и в результате наблюдений глобальных осцилляций С.
Электронные нейтрино с энергиями S > 0,81 МэВ, образующиеся в реакции 8B -> 8Be -J- е+ + Ve водородного цикла, зарегистрированы в эксперименте Дэви-
X
к
О
U
Рис. 2. Стандартная модель внутреннего строения Солнца (Bacball et al.p J982). Плотность р, температура Г, светимость L и содержание водорода по массе Xi представлены как функции радиуса г и массы Mt.
Фт
0,2 0,3 0,4 CTS 0,7
—-I-I1I----r-гг
0,Б
і—Оболочка—7 Конвективная аока
ром ок. 1—2* (700—1400 нм вдоль поверхности С.) с более тонкими тёмными промежутками между гранулами.
Плазма солнечной фотосферы с плотностью ок. IO17 см-3 является слабо ионизованной (рнс. 3). Падение темп-ры с высотой на нек-ром уровне останавливается;
Т, К 10000
О 0,1 0,2 0.30,4 0,50,6 0,70,8 0,91,0 MrjM9
са (см. Нейтринная астрофизика). Измеренный поток нейтрино она за лея существенно меньшим величины 7,8 ± 0,9 SN U (ISNU = IO^ae захватов нейтрино на одну частицу детектора в 1 с — солнечная нейтринная единица), предсказанной на основе стандартной модели. Расхождение может быть связаио как с неточностью описания внутр. строения С. стандартной моделью, напр, в случаях перемешивания вещества в солнечном ядре в ходе эволюции илн поииж. содержания тяжёлых элементов в зоне лучистого переноса, так и с превращением электронных нейтрино в мюонные в результате слабого взаимодействия при распространении в плотном солнечном веществе (эффектMнхеева — Смирнова). Разрешить проблему дефицита солнечных нейтрино можно путём регистрации низкоэнергнчных нейтрино (^ ^ 0,5 МэВ), образующихся в первой реакции водородного цикла р + р — > 2H + е+ + ve, при помощи галл ие во го детектора. Их поток (согласно расчётам, «107 SNU) практически не зависит от деталей внутр. строения С., и поэтому, если намеренная величина окажется меньше расчётной, то это будет подтверждением гицо тезы превращений нейтрино. В противном случае малый поток высокоэнергичных нейтрино связан с‘отличиями от стандартной модели, и тогда для нх выяснения потребуются дополнит. нейтринные эксперименты с разл. детекторами.
Измерения частот акустич. мод собств. колебаний С. показали, что строение оболочки (0,3 < г/Rq ^ ^ 1) хорошо описывается стандартной моделью. Надёжных данных о структуре ядра пока не получено (см. Солнечная сейсмология).
JIum.: Сох J. P., G I u I і R. Т., Principles of stellar structure, v. I—2, N. Y. — L.— P.-, 1968; Гибсон Э., Спокойное Солнце, пер. с англ., М., 1977; Bachall J. N. и др., Standard solar models and the uncertainties in predicted capture rates оГ solar neutrinos, «Rev. Mod. phys.», 1982, v. 54, p. 767; Bah-cal I J. N. и др., Chlorine ana gallium solar neutrino experiments, «Astrophys. J.», 1985, v. 292, p. L79; Михеев С. П., Смирнов А. Ю., Осцилляции нейтрино в среде с переменной плотностью, «УФН>>, 1986, т. 150, в. 4, с. 632. А. Г. Носовичев.
3. Атмосфера В атмосфере С., так же как и в атмосферах др. невырожденных звёзд (см. Звёздные атмосферы), выделяют три слоя: фотосферу, хромосферу (см. также Хромосферы звёзд) и норо и у (см. Солнечная корона, /fopo Kbi звёзд). Наблюдаемое непрерывное иа л учение в оптич. диапазоне генерируется в слое протяжённостью ок. 300 км — солнечной фотосфере. Оно является тепловым н достаточно точно описывается в видимой и близкой ИК-области спектра ф-цией Планка с эфф. темп-рой T9 = 5830 К. Темп-ра в фотосфере падает с высотой, что приводит к наблюдаемому потемнению диска С. к краю (где видны поверхностные слои), небольшому — в красных лучах и более сильному — в синих и ультрафиолетовых. Небольшие флуктуации темп-ры спокойной фотосферы в горизонтальном направлении связаны, вероятно, с проникновением в эти слои Горячего газа — поднимающихся иа более глубоких слога** конвективных потоков. Это солнечная грануляция — 592 яркие ячейки неправильной формы (гранулы) диамет-
500 1000
2000/) -500
500 1000
2000Л
Рис, 3. Распределение температуры Г, концентрации нейтрального водорода п и свободных электронов пе в фотосфере я нижней хромосфере (Л — высота в км).
