Standart solar model

Standart solar model (SSM), güneşi küresel bir gaz topu olarak ele alan matematiksel bir yaklaşımdır (derin iç kesimlerde tamamen plazmalaşmış hidrojen ile değişken iyonlaşma durumlarında). Teknik olarak  simetrik küresel durağanımsı bir yıldız modeli olan bu model,  yıldızsal yapıyı tarif eden basit fizik prensiplerinden elde edilmiş birçok diferansiyel denkleme sahiptir. Bu model, güneşin ışıklılığı, çapı, yaşı ve bileşenleri gibi iyi bilinen sınır koşullara bağlıdır. Güneş'in yaşı direkt olarak ölçülemez. Tahmini bir değer bulmanın yollarından biri en eski meteorların yaşını bulmak ve Güneş sisteminin gelişim modellerine bakmaktır. Günümüzdeki Güneş'in fotosferinin yapısı %74,9 oranında hidrojen ve %23.8 oranında helyumdan oluşmaktadır. Astronomide metaller denilen tüm ağır elementler ise %2den daha az bir kütleye tekabül etmektedir. Standart solar model yıldızsal gelişim teorisinin doğruluğunu test etmek için kullanılmaktadır. Aslında, iki serbest parametre olan helyum mevcudiyeti ve karışma uzunluğu (güneşteki ısı yayılımını modellemek için kullanılan) değerlerini bulmanın tek yolu SSMyi gözlemlenen güneşe "uygun" hale getirecek şekilde ayarlamaktır.
Işıklılık özelliğine yeni başlamış ve bunun büyük kısmını nükleer reaksiyonlardan alan, homojen bir yapıya sahip olduğu varsayılan bir yıldız sıfır yaşında (protostellar) olarak kabul edilir (dolayısıyla gaz ve toz bulutundan oluşma evresi ihmal edilir). SSMyi elde etmek için, sıfır yaşındaki yıldızsal solar kütle (MJ) modeli, Güneş'in yaşına doğru evrilir. Sıfır yaşındaki solar modeldeki element ihtivası, ilk baştan itibaren mevcut olan meteoroidlerden tayin edilir. Bu bilgiler ışığında, sıfır yaş ışıklılığı tutarlı bir şekilde tahmin edildikten sonra (örneğin günümüz güneşinin ışıklılığı) bu bilgiler tekrarlanan prosedürlerle modelin doğru değerlerine yerleştirilir; sıcaklık basınç, yoğunluk modeli yıldızın sabit durumda olduğu varsayılarak yıldızsal yapı denklemleriyle çözülür. Bu model daha sonra sayısal olarak güneşin yaşına kadar ilerletilir. Güneşin ölçülmüş ışıklılığı ve yüzey ihtivası gibi değerlerden sapmalar hesaplanıp modelde düzeltmeler yapılır. Örneğin, helyum ve ağır metaller difizyon yoluyla güneşin fotosferine yerleşmiştir. Bunun sonucu olarak güneşin fotosferinde ilk halinde bulunan helyum ve ağır metallerin %87’si bulunmaktadır. Prostellar halindeki güneşin fotosferi %71.1 hidrojen  %27.4 helyum ve %1.5 ağır metal içermekteydi. Ağır metallerin difizyon ile çökmesini hesaplamak için daha kesin bir metot gerekmektedir.

Yüzeye yakın ısı yayılımı simülasyonları

Isıyayım bölgelerinin en üst kısımları için en gerçekçi tanımı yapmak; atmosferdeki ışınımsal transferleri dikkate alan, detaylı üç boyutlu ve zamana bağlı hidrodinamik simülasyonlar ile mümkündür. Bu tip simülasyonlar, parametrelerle ifade edilmiş türbülans modellerini kullanmaksızın,  hem gözlemlenen solar granülasyon yüzey yapısını yeniden oluşturabilir, hem de solar ışınım spektrumunun detaylı profil çizgilerini çıkartabilir. Simülasyonlar solar çapın sadece küçük bir bölümünü kapsar ve açıkçası genel solar modele yerleştirilmek için çok zaman tüketicidir. Karışma mesafesi teorisine dayanılarak yaratılan modelin, ısıyayım bölgesinin adyabatik bölümü üzerinden varsayımsal olarak oluşturulan ortalama bir simülasyon; öngördüğü adyabatın, helyosismoloji kullanılarak hesaplanan solar ısıyayım bölgelerinin derinliğiyle tutarlı sonuçlar verdiğini göstermiştir. Türbülanslı basınç etkisi ve kinetik enerjiyi de içeren, yüzeye yakın ısıyayımının sayısal simülasyonları üzerine kurulu karışma mesafesi teorisinin bir uzantısı geliştirilmiştir.
Bu bölüm Christensen-Dalsgaard, helyosismolojiye genel bakış Bölüm IV’ den alınmıştır.

Durum Denklemleri

Yıldızsal yapı denklemlerinin sayısal çözümleri, yıldızsal yapıda da tanımlandığı gibi basınç, opaklık ve enerji üretim hızı değerlerini yoğunluk, sıcaklık ve bileşim değerleriyle ilişkilendirebilmek için durum denklemlerine ihtiyaç duymaktadır.

Nötrino üretimi

Güneşte hidrojenler birçok değişik etkileşimlere girip birleşerek helyum oluşturur. Nötrinoların çok büyük bir kısmı, bu dört protonun bireşerek iki proton, iki nötron, iki pozitron ve iki elektron nötrinosu oluşturduğu pp zinciri vasıtasıyla oluşur. Nötrinolar aynı zamanda CNO döngüleriyle de üretilir, ancak bu süreç Güneş’te, diğer yıldızlara kıyasla daha az önem teşkil etmektedir.
Güneş’te üretilen nötrinoların büyük kısmı pp zincirinin ilk  basamağından gelmektedir, fakat enerjileri o kadar düşüktür ki (<0.425 MeV) bunları tespit etmek çok zordur. PP zincirinin nadir bir yan dalı, yaklaşık maksimum 15 MeV enerjili “boron-8” nötrinoları üretir.  Ve bunlar tespiti en kolay nötrinolardır. PP zincirindeki oldukça nadir bir etkileşim  “hep” nötrinolarının üretimine yol açar ve bunların Güneş’te oluşan en yüsek enerjili nötrinolar olduğu tahmin edilmektedir. Bu nötrinoların 18 MeV civarı enerjiye sahip oldukları öngörülmektedir.
Yukarıda açıklanan tüm etkileşimler, enerji spektrumuna sahip nötrinolar üretir. ⁷Be’nin elektron yakalanması, yaklaşık 0.862 MeV (~90%) ya da 0.384 MeV (~10%) enerjisinde nötrinolar üretir.

Nötrino belirlenmesi

Nötrinoların diğer parçacıklarla etkileşimindeki zayıflık, Güneş’in merkezinde üretilen nötrinoların büyük bir kısmının absorbe edilmeden yüzeye kadar çıkabilmesi anlamına gelir. Bu nötrinoların belirlenmesi sayesinde güneşin merkezinin gözlemlenmesi mümkündür.

hep nötrinoları

En yüksek enerjili nötrinolar boron-8’e kıyasla düşük akıları yüzünden henüz gözlemlenememiştir, yani bu zaman kadar akı üzerindeki tek limit budur. Şimdiye kadar hiçbir deney SSM ile tahmin edilen akıyı gözlemleyecek kadar duyarlı olmamıştır.

CNO nötrinoları

Solar enerji üretiminin ikincil döngüsünden gelen nötrinoların da (örneğin CNO nötrinoları) 1MeV altında gözlemlenebilir olaylar sağlaması beklenir. Bunlar, deneysel gürültü (arka plan) yüzünden henüz gözlemlenememiştir. Gelecekteki ultra-saf sintilatör dedektörleri, SSM ile tahmin edilen akı değelerini bulmamıza olanak sağlayacaktır. Bu, boyut olarak daha büyük fakat Borexino ile aynı prensipe sahip SNO+ ve daha uzun vadede LENA dedektörleri sayesine olacaktır.

Gelecekteki deneyler

Radyokimyasal deneyler bir açıdan pp ve Be7 nötrinolarını gözlemlese de, sadece integral akı ölçümleri almaktadır. Solar nötrino deneylerinin “kutsal kase”si, Be7 nötronlarını, her bir nötrino enerjisine duyarlı bir dedektör ile algılayacaktır. Bu deney, MSW etkisi ile etkinleşme olayını araştırarak, MSW hipotezini test edecektir. Bazı egzotik modeller şu anda bile solar nötrino eksikliğini açıklayabilmektedir, dolayısıyla MSW etkinleştirmesinin gözlemlenmesi, solar nötrino problemini nihai olarak çözecektir.

Çekirdek Sıcaklığı Tahmini

Boron-8 akısı Güneş'in çekirdek sıcaklığına  aşırı duyarlıdır. Bu sebepten dolayı, kesin boron-8 neutrino akısı ölçümleri, standart solar model çerçevesinde, Güneş’in merkez sıcaklığı ölçümleriyle yapılabilir. İlk SNO sonuçları yayınlandıktan sonra bu yaklaşımlar Fiorentini ve Ricci tarafından yapılmıştır ve Güneş’in sıcaklığını, bulunan 5.2·10⁶/cm²·s nötrino akısından yola çıkarak,  olarak hesaplamışlardır.

Güneş Yüzeyinin Lityum Kaybı

Güneş’in evriminin yıldızsal modelleri, solar yüzeydeki kimyasal miktarları, lityum (Li) hariç doğru olarak tahmin edebilmektedir. Güneş yüzeyindeki lityum miktarı, protosolar (Güneş’in oluşumunda bulunan miktar) değerlerinden 140 kat daha azdır, fakat güneşin ısıyayım merkezindeki sıcaklık, lityumu yakacak -ve dolayısıyla azaltacak- kadar yüksek değildir. Bu, solar lityum problemi olarak bilinmektedir. Aynı yaş, kütle ve metalikliğe sahip solar–tipi yıldızlarda, çeşitli niceliklerde yüksek lityum miktarları gözlemlenmiştir. Gözlemlenebilir gezegenlere (Güneş dışı gezegen) sahip olan ya da olmayan, bu tarz yıldızlardan oluşturulmuş tarafsız bir set üzerinde yapılan gözlemler, ilk başta ortamda bulunan lityumun yüzde birinden daha azının gezegeni olan yıldızlara ait olduğunu ve yıldızların geri kalan yarısının da bunların on katı lityuma sahip olduğunu göstermiştir. Gezegenlerin varlığının, karışma miktarlarını arttırıp, ısı yayım bölgelerini derinleştirerek, lityumun yakılmasına olanak sağladığı hipotezi geliştirilmiştir. Bunun için olası bir mekanizma, gezegenlerin, yıldızın açısal momentum evrimine etki ettiği ve bunun sonucu olarak, benzer gezegensiz yıldızlara göre gezegeni olan yıldızların dönüşünü değiştirmesi fikridir; Güneş’in durumundaysa dönüşünü yavaşlatmaktadır. Modellemenin nerede hatalı olduğunu keşfetmek için daha derin araştırmalara gereksinim duyulmaktadır. Şu andaki Güneş’in iç kısımları hakkında kesin bilgiler veren helyosismik araçlar göz önüne alındığında, önyıldız konumundaki Güneş modeline yenilemeler gerekmesi muhtemeldir.