Vad gör man när en beprövad metod för att bestämma solens kemiska sammansättning verkar stå i strid med en innovativ, exakt teknik för att kartlägga solens inre struktur? Det var situationen för astronomer som studerade solen – tills nya beräkningar som nu har publicerats av Ekaterina Magg, Maria Bergemann och kollegor, och som löser den uppenbara motsägelsen.

Den decennielånga solöverflödskrisen är konflikten mellan solens inre struktur som bestäms från soloscillationer (helioseismologi) och strukturen som härrör från den grundläggande teorin om stjärnutveckling, som i sin tur bygger på mätningar av dagens sols kemiska ämnen. sammansättning. De nya beräkningarna av solens atmosfärs fysik ger uppdaterade resultat för mängder av olika kemiska grundämnen, vilket löser konflikten. Noterbart är att solen innehåller mer syre, kisel och neon än man tidigare trott. Metoderna som används lovar också betydligt mer exakta uppskattningar av stjärnornas kemiska sammansättning i allmänhet.

Astrokemi med spektra

Den beprövade metoden i fråga är spektralanalys. För att bestämma den kemiska sammansättningen av vår sol, eller av någon annan stjärna där ute, vänder sig astronomer rutinmässigt till spektra:den regnbågsliknande nedbrytningen av ljus till dess olika våglängder. Stjärnspektra innehåller iögonfallande, skarpa mörka linjer, först uppmärksammat av William Wollaston 1802, berömt återupptäckt av Joseph von Fraunhofer 1814, och identifierade som kontrollampa tecken som indikerar närvaron av specifika kemiska element av Gustav Kirchhoff och Robert Bunsen på 1860-talet.

Banbrytande arbete av den indiske astrofysikern Meghnad Saha 1920 relaterade styrkan hos dessa "absorptionslinjer" till stjärntemperatur och kemisk sammansättning, vilket gav grunden för våra fysiska modeller av stjärnor. Cecilia Payne-Gaposchkins insikt om att stjärnor som vår sol huvudsakligen består av väte och helium, utan mer än spårmängder av tyngre kemiska grundämnen, är baserad på det arbetet.

Solsvängningar som berättar en annan historia

De underliggande beräkningarna som relaterar spektrala egenskaper till stjärnplasmans kemiska sammansättning och fysik har varit av avgörande betydelse för astrofysiken sedan dess. De har varit grunden för ett sekellångt framsteg i vår förståelse av den kemiska utvecklingen av universum samt av den fysiska strukturen och utvecklingen av stjärnor och exoplaneter. Det är därför det kom som något av en chock när nya observationsdata blev tillgängliga och gav en inblick i vår sols inre funktion, de olika pusselbitarna uppenbarligen inte passade ihop.

Den moderna standardmodellen för solutveckling är kalibrerad med hjälp av en berömd (i solfysikkretsar) uppsättning mätningar av solatmosfärens kemiska sammansättning, publicerad 2009. Men i ett antal viktiga detaljer, en rekonstruktion av vår favoritstjärnas inre struktur baserad på den standardmodellen motsäger en annan uppsättning mätningar:helioseismiska data, det vill säga mätningar som mycket exakt spårar solens minutsvängningar som helhet – det sätt som solen rytmiskt expanderar och drar ihop sig i karakteristiska mönster, på tidsskalor mellan sekunder och timmar .

Precis som seismiska vågor ger geologer viktig information om jordens inre, eller som ljudet av en klocka kodar information om dess form och materialegenskaper, ger helioseismologi information om solens inre.

Krisen för solöverflöd

Mycket noggranna helioseismiska mätningar gav resultat om solens inre struktur som var i strid med solstandardmodellerna. Enligt helioseismologin var den så kallade konvektiva regionen inom vår sol där materia stiger och sjunker ner igen, som vatten i en kokande gryta, betydligt större än vad standardmodellen förutspådde. Ljudvågornas hastighet nära botten av den regionen avvek också från standardmodellens förutsägelser, liksom den totala mängden helium i solen. Till råga på det var vissa mätningar av solneutriner – flyktiga elementarpartiklar, svåra att upptäcka, som når oss direkt från solens kärnområden – också något avvikande jämfört med experimentella data.

Astronomer hade vad de snart kom att kalla en "solöverflödskris", och på jakt efter en utväg sträckte sig vissa förslag från det ovanliga till det direkt exotiska. Ackreterade solen kanske metallfattig gas under sin planetbildande fas? Transporteras energi av de notoriskt icke-interagerande mörka materiepartiklarna?

Beräkningar bortom lokal termisk jämvikt

Den nyligen publicerade studien av Ekaterina Magg, Maria Bergemann och kollegor har lyckats lösa den krisen, genom att se över de modeller som ligger till grund för de spektrala uppskattningarna av solens kemiska sammansättning. Tidiga studier av hur spektra av stjärnor produceras hade förlitat sig på något som kallas lokal termisk jämvikt. De hade antagit att lokalt har energin i varje region av en stjärnas atmosfär tid att spridas ut och nå ett slags jämvikt. Detta skulle göra det möjligt att tilldela varje sådan region en temperatur, vilket leder till en avsevärd förenkling i beräkningarna.

Men redan på 1950-talet hade astronomerna insett att denna bild var alltför förenklad. Sedan dess har fler och fler studier införlivat så kallade icke-LTE-beräkningar, vilket släpper antagandet om lokal jämvikt. Icke-LTE-beräkningarna inkluderar en detaljerad beskrivning av hur energi utbyts i systemet – atomer som exciteras av fotoner, eller kolliderar, fotoner som emitteras, absorberas eller sprids. I stjärnatmosfärer, där tätheterna är alldeles för låga för att systemet ska kunna nå termisk jämvikt, lönar sig den typen av uppmärksamhet på detaljer. Där ger icke-LTE-beräkningar resultat som skiljer sig markant från deras lokala jämviktsmotsvarigheter.

Tillämpa icke-LTE på solfotosfären

Maria Bergemanns grupp vid Max Planck Institute for Astronomy är en av världens ledande när det gäller att tillämpa icke-LTE-beräkningar på stjärnatmosfärer. Som en del av arbetet med hennes doktorsexamen. i den gruppen satte sig Ekaterina Magg för att mer detaljerat beräkna interaktionen mellan strålningsmaterial i solfotosfären. Fotosfären är det yttre skiktet där det mesta av solens ljus härrör, och även där absorptionslinjerna är präglade i solspektrumet.

I den här studien spårade de alla kemiska grundämnen som är relevanta för de nuvarande modellerna av hur stjärnor utvecklades över tiden, och använde flera oberoende metoder för att beskriva interaktionerna mellan solens atomer och dess strålningsfält för att säkerställa att deras resultat var konsekventa. För att beskriva vår sols konvektiva regioner använde de befintliga simuleringar som tar hänsyn till både plasmans rörelse och strålningens fysik ("STAGGER" och "CO5BOLD"). För jämförelsen med spektralmätningar valde de datamängden med högsta tillgängliga kvalitet:solspektrumet publicerat av Institutet för Astro- och Geofysik, Göttingens universitet. "Vi fokuserade också i stor utsträckning på analysen av statistiska och systematiska effekter som skulle kunna begränsa noggrannheten i våra resultat", konstaterar Magg.

En sol med mer syre och tyngre element

De nya beräkningarna visade att förhållandet mellan förekomsten av dessa avgörande kemiska grundämnen och styrkan hos motsvarande spektrallinjer skilde sig väsentligt från vad tidigare författare hade hävdat. Följaktligen är de kemiska förekomsterna som följer av det observerade solspektrumet något annorlunda än vad som anges i tidigare analys.

"Vi fann att enligt vår analys innehåller solen 26% fler grundämnen tyngre än helium än vad tidigare studier hade dragit slutsatsen", förklarar Magg. Inom astronomi kallas sådana element tyngre än helium "metaller". Endast i storleksordningen en tusendels procent av alla atomkärnor i solen är metaller; det är detta mycket lilla antal som nu har ändrats med 26 % av dess tidigare värde. Magg tillägger:"Värdet för syreförekomsten var nästan 15% högre än i tidigare studier." De nya värdena stämmer dock väl överens med den kemiska sammansättningen av primitiva meteoriter ("CI-kondriter") som tros representera den kemiska sammansättningen av det mycket tidiga solsystemet.

Krisen löst

När dessa nya värden används som indata för nuvarande modeller av solstruktur och evolution, försvinner den förbryllande diskrepansen mellan resultaten av dessa modeller och helioseismiska mätningar. Den djupgående analysen av Magg, Bergemann och deras kollegor av hur spektrala linjer produceras, med dess beroende av betydligt mer kompletta modeller av den underliggande fysiken, lyckas lösa krisen för solöverflöd.

Maria Bergemann säger:"De nya solmodellerna baserade på vår nya kemiska sammansättning är mer realistiska än någonsin tidigare:de producerar en modell av solen som överensstämmer med all information vi har om solens nuvarande struktur – ljudvågor, neutriner , ljusstyrka och solens radie – utan behov av icke-standardiserad exotisk fysik i solens inre."

Som en extra bonus är de nya modellerna lätta att applicera på andra stjärnor än solen. I en tid där storskaliga undersökningar som SDSS-V och 4MOST ger högkvalitativa spektra för ett allt större antal stjärnor, är denna typ av framsteg verkligen värdefulla – att lägga framtida analyser av stjärnkemi, med deras bredare implikationer för rekonstruktioner av den kemiska utvecklingen av vårt kosmos, på en fastare grund än någonsin tidigare.

Studien, "Observational constraints on the origin of the elements. IV:The standard composite of the sun," publiceras i tidskriften Astronomy &Astrophysics . + Utforska vidare

Överskjutande kärna begränsat av frånvaron av en konvektiv solkärna och några solliknande stjärnor