নাক্ষত্রিক জ্যোতির্বিজ্ঞান/সৌর প্রমিত মডেল

সূর্যকে আমরা খুব কাছ থেকে পর্যবেক্ষণ করতে পারি অন্য কোন তারার ক্ষেত্রে যা ভাবাও যায় না। সূর্যের বেশ কিছু রাশির মান সঠিকভাবে জানা গেছে:

$L_{\odot }=3.8\times 10^{33}{\text{erg}}s^{-1}$

$R_{\odot }=7\times 10^{10}cm$

$T_{\odot }=5800K$

$t_{\odot }=4.5\times 10^{9}years$

$M_{\odot }=2\times 10^{33}g$

কিন্তু সূর্যের আরও গুরুত্বপূর্ণ কিছু রাশি রয়েছে যার মান নিয়ে বিতর্ক রয়েছে। তবে বিবর্তনীয় মডেল তৈরির জন্য এগুলো জানা খুব জরুরি। এগুলো হচ্ছে:

• হিলিয়াম প্রাচুর্য - হিলিয়াম প্রাচুর্যের সঠিক মান নির্ণয় খুব কঠিন। কারণ অতিবেগুনি অঞ্চলে কেবল একটি হিলিয়াম রেখা রয়েছে, তাও সেটি করোনা থেকে আসা। পৃষ্ঠের বিভিন্ন ক্রিয়ার কারণে এসব হিলিয়াম দূষিত হয়ে যায়। সৌরকম্পনবিজ্ঞানের মাধ্যমে হিলিয়ামের পরিমাণ নির্ণয় করা হয়েছে, $Y\ =\ 0.233-0.268$.
• ধাতবতা - বর্ণালি থেকে জানা যায় সূর্যে ${\frac {Z}{X}}=0.0245$. অবশ্য আধুনিক মডেল ব্যবহার করে এই মান ০.০১৩ পাওয়া যাচ্ছে। বিতর্ক রয়েছে এখনও।
• পরিচলন অঞ্চল - সেরেনডিপিটি থেকে জানা গেছে সূর্য স্পন্দিত হচ্ছে। ৫ মিনিটের স্পন্দন। এই স্পন্দনের কারণ পরিচলন, এবং এটি কোন অরীয় স্পন্দন নয়। ব্যসার্ধ্য পর্যাবৃত্তভাবে পরিবর্তিত হচ্ছে না বরং, সূর্য জেলের মত হওয়ার কারণে তার আকার বিভিন্নভাবে পরিবর্তিত হচ্ছে। এভাবে যে স্পন্দন পাওয়া যায় তা থেকে সূর্যের পরিচলন অঞ্চলের গভীরতা এবং সেখানে শব্দের বেগ নির্ণয় করা সম্ভব হয়েছে। মান পাওয়া গেছে এমন,

$\rightarrow$ পরিচলন এবং বিকিরণীয় অঞ্চলের সীমানা, $R_{b}=0.7R_{\odot }$

$\rightarrow$ শব্দের বেগ, $c_{s}={\sqrt {\gamma {\frac {P}{\rho }}}}=2.2\times 10^{7}{\text{cm}}.{\text{s}}^{-1}$

মুক্ত রাশিসমূহ

সৌর মডেল নির্ণয়ের সময় ঘূর্ণন এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের প্রভাব নগণ্য ধরা হয়। পাশাপাশি ভর হারানোও নগণ্য ধরা হয়, কারণ ভর হারানোর পরিমাণ প্রতি বছরে মাত্র $10^{-14}M_{\odot }$. তাহলে ৪.৫ বিলিয়ন বছর পর এই সময়ে সূর্যের মডেলে যে মুক্ত রাশিগুলো থাকে তা হচ্ছে:

1. ধাতবতা। এই মান সূর্যের গঠনকে প্রভাবিত করে। কারণ এটি একদিকে অনচ্ছতায় ভূমিকা রাখে অন্যদিকে সিএনও চক্রের মাধ্যমে সূর্যে হাইড্রোজেন উৎপাদনে প্রভাব ফেলে।
2. হিলিয়াম প্রাচুর্য। হিলিয়াম বাড়লে অনচ্ছতা কমে যায়, আবার গড় আণবিক ওজনও পরিবর্তিত হয়। মনে রাখতে হবে হিলিয়াম এবং ধাতবতার প্রাথমিক মান মুক্ত নয়। এটি নির্দিষ্ট থাকলেই কেবল বর্তমানের ধাতবতা ও হাইড্রোজেন অনুপাতের মান মেলানো যাবে। পাশাপাশি $X+Y+Z\ =\ 1$ সমীকরণটি বিবেচনা করতে হবে।
3. মিশ্রণ দৈর্ঘ্য। এটিই পরিচলনের কর্যক্ষমতা ঠিক করে দেয়। পরিচলন আবার তারার ব্যসার্ধ্য নির্ধারণে ভূমিকা রাখে। মিশ্রণ দৈর্ঘ্যের সাথে সম-ব্যসার্ধ্য রেখা পরিবর্তিত হয়। মিশ্রণ দৈর্ঘ্য বাড়লে মূলধারা পরবর্তী বিবর্তনের রেখা অপেক্ষাকৃত উচ্চ প্রভা এবং তাপমাত্রার দিকে যায়। সুতরাং তাপমাত্রা ধ্রুব রেখে মিশ্রণ দৈর্ঘ্য বাড়ালে তারার ব্যসার্ধ্য বেড়ে যায়।

সর্বশেষ মডেল অনুসারে এই তিনটি মুক্ত রাশির যে মান পাওয়া গেছে তা হল: ${\frac {Z}{X}}=0.026$, $Y_{ini}=0.28$ এবং $\alpha _{ml}\approx 1.7$. এই মানগুলো নির্ণয়ের সময় ব্যাপন হিসাব করা হয়েছে।

ব্যাপনের কারণে হিলিয়াম প্রাচুর্য আদি মান থেকে পরিবর্তিত হবে। গড় আণবিক ওজন পরিবর্তিত হওয়ায় ${\frac {P}{\rho }}$ পরিবর্তিত হবে।

ব্যাপনের কারণে আবার শব্দের বেগও পরিবর্তিত হবে যে কারণে ${\frac {P}{\rho }}$ আরও পরিবর্তিত হবে।

এভাবে হিলিয়াম প্রাচুর্যের পরিবর্তন পরিচলন অঞ্চলের অন্তঃব্যসার্ধ্য পরিবর্তন করে। এজন্যই ${\frac {\Delta Y}{\Delta Z}}$ এর মান জানাটা খুব জরুরি। এটি বলে, আদি মান থেকে হিলিয়ামের পরিমাণ ধাতবগুলোর পরিবর্তনের তুলনায় কিভাবে পরিবর্তিত হচ্ছে। এর মান আনুমানিক ১.৫ থেকে ২.৫।

সৌর নিউট্রিনো সমস্যা

প্রোটন-প্রোটন শিকলের তিন তিনটি বিক্রিয়া থেকে নিউট্রিনো উৎপন্ন হয়: