Szabványos napelemes modell

A Standard szoláris modell a Nap mint gázgömb matematikai ábrázolása (különböző ionizációs fokú), amelyben a hidrogén a belső régióban teljesen ionizált plazmává válik. Ennek a modellnek, amely egy csillag gömbszimmetrikus kvázi statikus modellje, a fizika alapelveiből származó több differenciálegyenlet írja le a szerkezetét. Ennek a modellnek vannak korlátai a peremfeltételek formájában , nevezetesen a Nap fényessége, sugara, kora és összetétele, amelyeket meglehetősen pontosan határoznak meg.

A Nap kora közvetlenül nem mérhető; becslésének egyik módja a legrégebbi meteoritok kora és a Naprendszer evolúciós modelljei. [1] A modern Nap fotoszférájának összetétele 74,9 tömegszázalék hidrogént és 23,8 tömegszázalék héliumot tartalmaz. [2] Minden nehezebb elem, amelyet a csillagászatban fémnek neveznek , a tömeg kevesebb mint 2 százalékát tartalmazza. A Nap Standard Modelljét a csillagfejlődés elméletének tesztelésére használják. Valójában a csillagfejlődési modell két szabad paraméterének (hélium abundancia és keveredési skála) meghatározásának egyetlen módja az, hogy a modellt a megfigyelési adatokba illesztjük.

Modell kalibrálás

Egy csillag nulla életkorúnak tekinthető, ha feltételezzük, hogy homogén összetételű, és éppen most kezdi előállítani sugárzásának nagy részét magreakciókból; így figyelmen kívül hagyjuk a gáz- és porfelhőből származó kompressziós időt. Egy szabványos modell elkészítéséhez egy nulla korú naptömegű csillagot veszünk számításba, és evolúcióját a Nap jelenlegi koráig számszerűen megbecsüljük. A nulla korban lévő kémiai elemek tartalmát a legősibb meteoritok összetételéből becsülik meg. [2] Az elembőségre vonatkozó információkkal együtt egy ésszerű nulla korú fényességbecslés (például a Nap jelenlegi fényessége) iteratív módon a modell megfelelő értékévé válik; A hőmérséklet, a nyomás és a sűrűség kiszámítása a csillagszerkezet egyenleteinek megoldásával történik, a csillag stacionárius állapotának feltételezése mellett. Ezután numerikus számításokat végeznek a paraméterekről a csillag aktuális korának pillanatáig. A fényesség mért értékei, a felületi nehézelem-tartalom és a modell keretein belül előrejelzett egyéb paraméterek közötti különbség felhasználható a modell finomításához. Például a Nap kialakulása óta bizonyos mennyiségű hélium és nehezebb elemek tűntek el a fotoszférából miatt. Ennek eredményeként a Nap fotoszférája jelenleg a protocsillagok naplégkörében található hélium és nehéz elemek mennyiségének körülbelül 87%-át tartalmazza. A protocsillag állapotában a fotoszféra 71,1% hidrogént, 27,4% héliumot és 1,5% fémet tartalmazott. [2] Pontosabb modell létrehozásához a diffúziós paraméterek jobb ismerete szükséges.

Csillagszerkezeti egyenletek numerikus szimulációja

A csillagok szerkezetére vonatkozó differenciálegyenletek, mint például a hidrosztatikus egyensúlyi egyenlet, numerikusan integráltak. A differenciálegyenleteket ebben az esetben differenciálegyenletekkel közelítjük . A csillagot gömbhéjak halmaza ábrázolja, a numerikus integrációt a héj sugarainak kis növekményeinek értékével hajtjuk végre az állapotegyenlet segítségével , amely összefüggéseket ad a nyomásra, az átlátszóságra és az energiatermelés sebességére a sűrűségtől, hőmérséklettől és kémiai összetétel. [3]

A Nap evolúciója

A Nap magjában lezajló nukleáris reakciók megváltoztatják kémiai összetételét a hidrogénnek a magban héliummá történő feldolgozása során a proton-proton reakciók során és (kisebb mértékben a Napban és nagyobb mértékben a tömeges csillagokban) a CNO ciklusban . Ebben az esetben a magban lévő anyag molekulatömege megnő, ami a nyomás csökkenéséhez vezet. Mivel a mag elkezd zsugorodni, a nyomás egészében nem csökken. A viriális tétel szerint a kompresszió során felszabaduló gravitációs potenciálenergia felét az atommag melegítésére fordítják, a másik felét pedig kisugározzák. Az ideális gázra vonatkozó törvény szerint ez a hőmérséklet-emelkedés nyomásnövekedést is eredményez, aminek következtében a hidrosztatikai egyensúly helyreáll . A Nap fényereje a hőmérséklet emelkedésével növekszik, ami a magreakciók sebességének növekedéséhez vezet. A külső rétegek kitágulnak, hogy kompenzálják a hőmérséklet- és nyomásgradiens növekedését, így a sugár is növekszik. [3]

A csillagok egyike sem statikus, de a csillagok hosszú ideig a fő sorozatban maradnak. A Nap hozzávetőlegesen 4,6 milliárd évet töltött a fősorozaton, és 6,5 milliárd éven belül vörös óriássá válik [4] , amelynek teljes élettartama 11 milliárd (10 10 ) év. Ezért az egyensúlyi állapot közelítése jó közelítés. Az egyszerűsítés kedvéért a csillagszerkezeti egyenletek explicit időfüggés nélkül vannak felírva, kivéve a fényerő gradiens egyenletét:

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

Itt L a fényesség, ε az egységnyi tömegre jutó energiatermelés sebessége, ε ν a neutrínók kibocsátásából adódó fényerő. A Nap lassú fejlődését a fősorozaton a különböző típusú atomok számának változása határozza meg (főleg a hidrogéntartalom csökken, az oxigén mennyisége nő). A különféle magreakciók sebességét nagyenergiájú részecskefizikai kísérletekből becsülik meg, és a csillagok belső régióinak alacsony energiáira extrapolálják (a Nap viszonylag lassan égeti el az oxigént). Történelmi szempontból a nukleáris reakciók sebességének hibái adták a csillagmodellezés legnagyobb hibáinak forrását. A kémiai elemek tartalmának meghatározására számítógépes számításokat alkalmaznak. Egyes atommagtípusoknak saját keletkezési és pusztulási sebességük van, ezért meg kell határozni számukat a teljes evolúciós periódusban, különböző hőmérsékleti és sűrűségi feltételek mellett.

A Vogt-Russell-tétel szerint a tömeg és a kémiai összetétel csillagon belüli eloszlása egyértelműen meghatározza a csillag sugarát, fényességét és belső szerkezetét, valamint az azt követő evolúciót (bár a tétel eredetileg csak lassú, stabil szakaszokat írt volna le. a csillagfejlődésről, és nem felelt meg az evolúció egyik szakaszából a másikba való átmenetnek). [3]

A különböző részecskék időben változó mennyiségére vonatkozó információ és az állapotegyenletek elegendő információ a csillagszerkezeti egyenletek kis időnövekedéssel és iterációval történő numerikus megoldásához.

A standard modell céljai

A Nap szabványos modelljének létrehozásának céljai a következők:

a hélium mennyiségének és a keveredési skála nagyságának becslése, miközben a modell paramétereit a Nappal egyidős csillag fényességére és sugarára vonatkozó becslésekkel egyezteti.
módot biztosítva bonyolultabb modellek értékelésére olyan további hatásokkal, mint a forgás, mágneses mezők és a konvekciós jelenség diffúziója vagy finomítása, turbulencia modellezés.

A szabványos részecskefizikai és a standard kozmológiai modellekhez hasonlóan a szabványos szoláris modell is idővel változik, mivel új elméleti vagy megfigyelési jelenségeket kell igazolni.

Energiaátadás a Napban

A napnak van egy magja, amelyben sugárzási energiaátadás történik, és egy konvektív külső héj. A magban a magreakciók során keletkező fényerő főként sugárzással kerül a külső rétegekbe. A külső rétegekben azonban olyan nagy a hőmérsékleti gradiens, hogy a sugárzási transzport nem tud elegendő energiát szállítani. Ennek eredményeként az energiaátadás termikus konvekcióval történik, melynek során a forróbb anyag kerül át a csillag felszínére. Mivel a felületen lehűlés történik, az anyag mélyen visszasüllyed a konvektív zónába, és a sugárzási átviteli terület határán újra felmelegszik.

A napmodellben a csillagok szerkezetének elméletében leírtak szerint figyelembe veszik a sűrűséget , a hőmérsékletet T(r), a teljes nyomást (anyag és sugárzás) P(r), a fényerőt l(r) és az egyenkénti energiatermelés sebességét. egységnyi tömeg ε(r) egy dr vastagságú gömbhéjban a csillag középpontjától r távolságra. $\scriptstyle \rho (r)$

A sugárzó energiaátvitelt a hőmérsékleti gradiens egyenlet írja le:

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

ahol κ az anyag átlátszatlanságának mutatója, σ a Stefan-Boltzmann-állandó, a Boltzmann-állandót egységnek vesszük.

A konvekciót a keveredési hossz elméletével [5] írjuk le, az adiabatikus konvekció hőmérsékleti gradiensének megfelelő egyenletével:

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

ahol γ = c p / c v az adiabatikus kitevő . Teljesen ionizált ideális gáz esetén az adiabatikus kitevő γ = 5/3.

A Nap konvektív zónájának alsó határa közelében a konvekció adiabatikus, a felszín közelében viszont nem.

Konvekció szimulációja a felszín közelében

A konvektív zóna felső részének valósághűbb leírása a részletes 3D időfüggő hidrodinamikai modellezés keretein belül válik lehetővé, figyelembe véve a légkörben történő sugárzási transzportot. [6] Az ilyen típusú modellezés sikeresen reprodukálja a szoláris granuláció megfigyelt felületi szerkezetét [7] , valamint a napemissziós spektrum vonalprofiljainak részleteit paraméteres turbulenciamodellek alkalmazása nélkül. [8] A szimuláció a Nap sugarának csak egy kis töredékét írja le, és túl sok számítási időt vesz igénybe, ezért nem szerepel a Nap teljes szimulációjában. Az átlagolt szimulációs eredményeket a konvektív zóna adiabatikus tartományában a keveredési hossz elmélet segítségével végzett extrapolációja azt mutatja, hogy a szimulációból kapott adiabát összhangban van a szoláris konvektív zóna helioseizmológiai módszerekkel meghatározott mélységével . [9] Kidolgozták a keveredési hossz-elmélet általánosítását, beleértve a turbulens nyomás és a mozgási energia hatását is, numerikus szimulációk eredményei alapján. [tíz]

Állapotegyenletek

A csillagszerkezet differenciálegyenleteinek numerikus modellezéséhez meg kell oldani a nyomás, az átlátszatlanság és az energiafelszabadulási sebesség állapotegyenleteit, amint azt a csillagszerkezet elmélete írja le, amely ezeket a mennyiségeket a sűrűséggel, hőmérséklettel és kémiai összetétellel hozza összefüggésbe.

Helioseismology

A helioszeizmológia a Nap hullámoszcillációit vizsgálja. E hullámok terjedésének változásai a Napban feltárják a Nap belső szerkezetét, és lehetővé teszik az asztrofizikusok számára, hogy nagyon részletes profilokat dolgozzanak ki a Napon belüli körülményekre vonatkozóan. Különösen a konvektív zóna helyének meghatározására van lehetőség a Nap külső rétegeiben, és a Nap magjával kapcsolatos információk a standard modell módszereivel együtt lehetővé teszik a Nap korának becslését. , függetlenül a korbecslés módszerétől a legrégebbi meteoritok korától. [tizenegy]

A neutrínók képződése

A hidrogén a Nap bizonyos reakciói során héliummá alakul. A legtöbb neutrínó proton-proton reakciókban jön létre , amelyek során négy proton két protonná, két neutronná, két pozitronná és két elektronneutrínóvá alakul. A CNO-ciklus részeként neutrínók is keletkeznek , de ez a folyamat sokkal kevésbé hatékony a Napban, mint más csillagokban.

A legtöbb neutrínó a Napban jön létre a proton-proton lánc első lépéseként, de energiájuk olyan alacsony (<0,425 MeV ) [12] , hogy nehezen észlelhetők. A proton-proton ciklus ritka változása körülbelül 15 MeV maximális energiájú bór-8 fúziós neutrínókat hoz létre, és ezeket a neutrínókat a legkönnyebb észlelni. Egy nagyon ritka kölcsönhatás nagy energiájú neutrínókat hoz létre. A maximális energia 18 MeV.

A fent leírt kölcsönhatások mindegyike bizonyos energiaspektrumú neutrínókat hoz létre. A 7 Be elektronikus befogása körülbelül 0,862 MeV (~90%) vagy 0,384 MeV (~10%) energiájú neutrínókat hoz létre. [12]

Neutrino észlelés

A neutrínók más részecskékkel való gyenge kölcsönhatása azt jelenti, hogy a Nap magjában keletkezett neutrínók többsége elnyelés nélkül képes átrepülni a Napon. Következésképpen ezeknek a neutrínóknak a megfigyelése során lehetővé válik a Nap magjának közvetlen megfigyelése.

Történelem

A kozmikus neutrínók sikeres kimutatására szolgáló első kísérletet - a klór-argon kísérletet - Raymond Davies fejlesztette ki , amelyben a neutrínókat úgy mutatták ki, hogy megfigyelték a klóratomok atommagjainak átmenetét a radioaktív argon atommagjaiba nagy mennyiségű perklór -etilénben . A regisztrált neutrínók száma nem adott információt arról, hogy pontosan honnan származnak a neutrínóadatok. A kísérletben a Standard Modell által megjósolt neutrínók számának csak egyharmadát mutatták ki, ezt az elmélet és a megfigyelések közötti eltérést a napneutrínók problémájának nevezték.

Bár ma már köztudott, hogy a klór-argon kísérlet során valóban észleltek neutrínókat, a kísérlet idején egyes fizikusok kételkedtek az eredményekben, mert nem bíztak az ilyen radiokémiai módszerekben. A szoláris neutrínók egyértelműbb kimutatását a Kamiokande-II kísérlet keretében végezték el, amelyben a regisztrálás egy vízi Cserenkov detektoron történt, amelynek alacsony energiaküszöbe volt a neutrínók detektálására a neutrínó-elektron rugalmas szórásban. A rugalmas szórás során kölcsönhatásba lépve a reakciópontból kibocsátott elektronok szigorúan a neutrínók mozgásának irányát jelzik. A Napra való visszamutatás képessége volt az első meggyőző bizonyíték arra, hogy a Nap a középpontban lezajló nukleáris reakciókból termel energiát. Mivel a Kamiokande-II kísérletben kimutatott neutrínók egyértelműen a Napból származnak, így a megfigyelt neutrínók számát ismét össze lehetett hasonlítani az elméletivel. A detektált neutrínók száma fele az elméletinek.

A Sudbury Obszervatóriumban ( SNO ) kísérleti úton megoldást találtak a napneutrínó problémájára. A radiokémiai kísérletekről kiderült, hogy csak az elektronneutrínókra voltak érzékenyek, és a vízi Cserenkov-kísérletek is főként elektronneutrínók észlelésekor jelentkeztek. Ezzel szemben a Sudbury-kísérlet mindhárom fajta neutrínóra érzékeny volt. Az elektron neutrínó fluxusának és a teljes neutrínó fluxusának együttes mérése során a kísérlet kimutatta, hogy a regisztrált neutrínók számának csökkenése a Mikheev-Smirnov-Wolfenstein effektusnak köszönhető . [12] A víz-Cserenkov detektorok csak 5 MeV feletti energiájú neutrínókat észlelnek, míg a radiokémiai kísérletek kisebb energiájú neutrínókat (0,8 MeV klórnál, 0,2 MeV galliumnál), ami eltérést okozott a detektált neutrínók hányadának arányában.

Proton-proton láncok

A proton-proton reakcióláncból származó összes neutrínót kimutatták, kivéve a nagyenergiájú neutrínókat. Háromféle módszert alkalmaztak. A Homestake, Gallex , GNO és SAGE kísérletekben alkalmazott radiokémiai technikák lehetővé tették a neutrínók fluxusának mérését a minimális energia felett. Az SNO detektor deutérium szórást használt, ami lehetővé tette az egyes jelenségek energiájának mérését, és ebből következően az elméleti neutrínófluxus egyes összetevőinek meghatározását. A Kamiokande, a Super-Kamiokande , az SNO, a Borexino és a KamLAND rugalmas szórást használtak az elektronokon a neutrínók energiájának mérésére. Bór-8 neutrínókat regisztráltak a Kamiokande, Super-Kamiokande, SNO, Borexino, KamLAND kísérletekben. A berillium-7 neutrínókat és proton-proton láncokat eddig csak a Borexino észlelte.

Nagy energiájú neutrínók

A legnagyobb energiájú neutrínókat a bór-8 neutrínó fluxusához képest alacsony fluxus miatt még nem figyelték meg, így fluxusuknak csak felső határai vannak. Eddig egyetlen kísérletnek sem volt megfelelő érzékenysége a Standard Modell által megjósolt neutrínóáram megfigyeléséhez.

CNO ciklus

A CNO ciklusban keletkező neutrínók várhatóan megfigyelhető megnyilvánulásokkal rendelkeznek 1 MeV alatti energiákkal. A háttérzaj jelenléte miatt jelenleg nem figyelték meg őket. Az ultraprecíz szcintillációs vevők képesek a modell által előre jelzett fluxus mérésére. Az ilyen típusú neutrínók kimutatása a Borexino-kísérletben lehetséges; várhatóan az SNO+, a LENA és a JUNO kísérletekben is kimutatni fognak ilyen neutrínókat, amelyek ugyanazokat az elveket használják majd, mint a Borexino.

Jövőbeli kísérletek

Bár a radiokémiai kísérletek proton-proton láncok és a berillium-7 neutrínóit figyelték meg, mégis csak integrált fluxusokat mértek. A kísérletek célja berillium-7 neutrínók kimutatása egy olyan kísérletben, amelyben a műszerek érzékenysége lehetővé teszi az egyes neutrínók meghatározását. Ebben az esetben lehetőség lesz a Mikheev-Smirnov-Wolfenstein hatás tesztelésére. Mivel egyes egzotikus modellek a szoláris neutrínók hiányát is képesek megmagyarázni, a Mikheev-Smirnov-Wolfenstein hatás közvetlen megfigyelése végül megoldja a szoláris neutrínók problémáját.

Maghőmérséklet feltételezések

A bór-8 neutrínó fluxusa nagyon érzékeny a Nap magjában lévő hőmérsékletre, . [13] Emiatt a bór-8 neutrínó fluxusának pontos mérése alkalmazható a Szabványos Napmodellben, hogy megbecsüljük a Nap magjának hőmérsékletét. Ezt a becslést Fiorentini és Ricci készítette az SNO első eredményeinek megszerzése után, a hőmérsékleti érték az 5,2·10 6 /cm 2 ·s neutrínófluxuson alapult . [tizennégy] $\phi (^{8}B)\propto T^{25}$ $T_{\text{sun}}=15,7\x10^{6}\;{\text{K}}\;\pm 1\%$

A lítiumtartalom csökkentése a Nap felszínén

A napfejlődési modell a lítium (Li) tartalom kivételével jól előrejelzi a napfelszín kémiai összetételét. A lítium felszíni mennyisége a Napban 140-szer kisebb, mint a protocsillagok értéke (vagyis a lítium kezdeti mennyisége a Nap születésének szakaszában), [15] bár a hőmérséklet a konvektív zóna alján. nem elég forró az égéshez, és ezért csökkenti a lítium mennyiségét. [16] Ezt az eltérést szoláris lítium problémának nevezik. A Naphoz hasonló korú, tömegű és fémes csillagokban a lítiumtartalom széles tartományban változhat. Az ilyen típusú csillagok eltolatlan mintáinak megfigyelései bolygórendszerek jelenlétében és hiányában is azt mutatták, hogy a bolygókkal rendelkező csillagok lítiumtartalma kevesebb, mint 1% az eredetihez képest, a többi csillagban pedig a lítium fele. tartalom tízszer magasabb. Feltételezik, hogy a bolygók jelenléte növelheti a keveredés mértékét és olyan mértékben elmélyítheti a konvektív zónát, hogy a lítium éghet. Lehetséges mechanizmus lehet a bolygók hatása a csillag impulzusimpulzusának változására, ami megváltoztatja a csillag forgásának paramétereit a hasonló, bolygó nélküli csillagokhoz képest. A Nap esetében a forgás lelassult. [17] További kutatások szükségesek annak megállapításához, hogy mely esetekben szűnik meg a modell helyessége. A Nap belső szerkezetére vonatkozó modern helioszeizmológiai vizsgálatok pontossága azt mutatja, hogy a standard modellnek bizonyos változtatásokon kell keresztülmennie.

Jegyzetek

↑ Guenther, DB A nap kora // The Astrophysical Journal : folyóirat. - IOP Publishing , 1989. - április ( 339. kötet ). - P. 1156-1159 . - doi : 10.1086/167370 . - Iránykód .
↑ 1 2 3
* Lodders, Katharina. A Naprendszer bősége és az elemek kondenzációs hőmérséklete // The Astrophysical Journal : Journal. - The American Astronomical Society, 2003. - július 10. ( 591. kötet , 2. szám ). - P. 1220-1247 . - doi : 10.1086/375492 . - Iránykód . Archiválva az eredetiből 2015. november 7-én.
- Lodders, K. Az elemek mennyisége és kondenzációs hőmérséklete // Meteoritika és bolygótudomány : folyóirat. - 2003. - 1. évf. 38 , sz. suppl . - 5272. o . - Iránykód . Az eredetiből archiválva : 2011. május 13.
↑ 1 2 3 Ostlie, Dale A. és Carrol, Bradley W., Bevezetés a modern csillagászati asztrofizikába Archiválva : 2020. január 10., a Wayback Machine , Addison-Wesley (2007)
↑ Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. Napunk. III. Jelen és jövő (angol) // The Astrophysical Journal : folyóirat. - IOP Publishing , 1993. - november ( 418. kötet ). - P. 457-468 . - doi : 10.1086/173407 . - .
↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Csillagok belső terei. — 2. - Springer, 2004. - ISBN 0-387-20089-4 .
↑ Stein, RF; Nordlund, A. A szoláris granulálás szimulációi. I. Általános tulajdonságok (angol) // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1998. - május ( 499. kötet , 2. szám ). - P. 914-+ . - doi : 10.1086/305678 . - .
↑ Nordlund, A.; Stein, R. SCORE'96 : Solar Convection and Oscillations and their Relationship (angolul) : folyóirat / FP Pijpers; J. Christensen-Dalsgaard; CS Rosenthal. - 1997. - december ( 225. köt. ). - P. 79-103 . - doi : 10.1007/978-94-011-5167-2_9 . — Iránykód .
↑ Asplund, M. et al. Vonalképződés szoláris granulálásban. I. Fe vonalalakok, eltolódások és aszimmetriák (angol) // Astronomy and Astrophysics : Journal. - 2000. - július ( 359. köt. ). - P. 729-742 . - . - arXiv : astro-ph/0005320 .
↑ Rosenthal, CS et al. Konvektív hozzájárulások a naposzcillációk frekvenciájához (angol) // Astronomy and Astrophysics : Journal. - 1999. - november ( 351. kötet ). - P. 689-700 . - . - arXiv : astro-ph/9803206 .
↑ Li, LH et al. Inclusion of Turbulence in Solar Modeling (angol) // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 2002. - március ( 567. kötet , 2. szám ). - P. 1192-1201 . - doi : 10.1086/338352 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0109078 .
↑ A. Bonanno; H. Schlattl; L. Paterno. A Nap kora és a relativisztikus korrekciók az EOS-ben // Astronomy and Astrophysics : Journal . - 2002. - 20. évf. 390 , sz. 3 . — 1115. o . - doi : 10.1051/0004-6361:20020749 . - . - arXiv : astro-ph/0204331 .
↑ 1 2 3 Bahcall, John Solar Neutrino Viewgraphs . Természettudományi Felsõfokú Iskola Intézet . Letöltve: 2006. július 11. Az eredetiből archiválva : 2018. december 7. (határozatlan)
↑ Bahcall, John. Hány σ-s a napneutrínó effektus? (angol) // Physical Review C : Journal. - 2002. - 20. évf. 65 , sz. 1 . — P. 015802 . - doi : 10.1103/PhysRevC.65.015802 . - . - arXiv : hep-ph/0108147 .
↑ Fiorentini, G.; B. Ricci. Mit tudtunk meg a Napról a 8B neutrínóáram méréséből? (angol) // Fizika B betűk : folyóirat. - 2002. - 20. évf. 526 , sz. 3-4 . - P. 186-190 . - doi : 10.1016/S0370-2693(02)01159-0 . — . - arXiv : astro-ph/0111334 .
↑ Anders, E.; Grevesse, N. Az elemek bősége – Meteorit and Solar (angol) // Geochimica et Cosmochimica Acta : folyóirat. - 1989. - január ( 53. évf. , 1. sz.). - P. 197-214 . - doi : 10.1016/0016-7037(89)90286-X . — .
↑ Maeder, A., A forgó csillagok fizika, kialakulása és evolúciója. Astron. és Astrophys. Könyvtár, Springer Berlin Heidelberg, (2009).
↑ izraeli, G. et al. Fokozott lítiumcsökkenés a Nap-szerű csillagokban keringő bolygókkal (angol) // Nature : Journal. - 2009. - november ( 462. évf. , 7270. sz.). - P. 189-191 . - doi : 10.1038/nature08483 . — . - arXiv : 0911.4198 . — PMID 19907489 .

Linkek

Az SSM leírása David Guenthertől
Napelemes modellek: John N. Bahcall történelmi áttekintése

Szótárak és enciklopédiák	nagy kínai

Nap
Szerkezet	Sejtmag Sugárzó transzfer zóna tachocline konvektív zóna
Légkör	Fotoszféra Kromoszféra napkorona
Kiterjesztett szerkezet	helioszféra Helioszférikus áramlap lökéshullám határ helioszférikus köpeny heliopauza íj lökéshullám
A Naphoz kapcsolódó jelenségek	Napfogyatkozás Naptevékenység napfoltok napkitörések Miyake események koronális tömeges kilökődés napciklus A napsugárzás változásai Farkas szám A naptevékenységi ciklusok listája Maunder Minimum Napsugárzás koronális lyukak Koronális hurkok fáklyák Granulátum pelyhek Kiemelkedések és rostok Spicules Szupergranuláció napos szél Morton Wave Evershed hatás
Kapcsolódó témák	Naprendszer Csillagfejlődés Nap forgása napelemes dinamó geomágneses vihar Sötétedés a széle felé
Spektrális osztály : G2