|
Десятилетние споры о химическом составе Солнца
|
|
|
|
Что делать, если проверенный временем метод определения химического состава Солнца противоречит новаторскому и точному методу картирования внутренней структуры Солнца? Такова была ситуация, с которой столкнулись астрономы, изучающие Солнце, до тех пор, пока Екатерина Магг, Мария Бергеманн и их коллеги не опубликовали новые расчеты, разрешающие очевидное противоречие. Десятилетний кризис солнечного изобилия — это конфликт между внутренней структурой Солнца, определяемой по солнечным колебаниям (гелиосейсмология), и структурой, выводимой из фундаментальной теории звездной эволюции, которая, в свою очередь, опирается на измерения современного химического состава Солнца. сочинение. Новые расчеты физики солнечной атмосферы дают обновленные результаты для содержаний различных химических элементов, которые разрешают конфликт. Примечательно, что Солнце содержит больше кислорода, кремния и неона, чем считалось ранее. Используемые методы также обещают значительно более точные оценки химического состава звезд в целом.
|
|
|
Самый проверенный метод – это спектральный анализ. Чтобы определить химический состав нашего Солнца или любой другой звезды, астрономы обычно обращаются к спектрам: радужному разложению света на разные длины волн. Звездные спектры содержат заметные острые темные линии, впервые замеченные Уильямом Волластоном в 1802 году, заново открытые Йозефом фон Фраунгофером в 1814 году и идентифицированные Густавом Кирхгофом и Робертом Бунзеном в 1860-х годах как контрольные признаки присутствия определенных химических элементов. Новаторская работа индийского астрофизика Мегнад Саха в 1920 году связала силу этих «линий поглощения» со звездной температурой и химическим составом, что послужило основой для наших физических моделей звезд. Осознание Сесилией Пейн-Гапошкин того, что звезды, подобные нашему Солнцу, состоят в основном из водорода и гелия с не более чем следовыми количествами более тяжелых химических элементов, основано на этой работе.
|
|
|
|
Солнечные колебания, которые рассказывают другую историю
|
|
|
|
Основные расчеты, связывающие спектральные характеристики с химическим составом и физикой звездной плазмы, с тех пор имеют решающее значение для астрофизики. Они стали основой векового прогресса в нашем понимании химической эволюции Вселенной, а также физической структуры и эволюции звезд и экзопланет. Вот почему мы были в некотором роде шокированы, когда, когда стали доступны новые данные наблюдений и дали представление о внутренней работе нашего Солнца, разные части головоломки, по-видимому, не совпадали друг с другом. Современная стандартная модель солнечной эволюции откалибрована с использованием известного (в кругах солнечной физики) набора измерений химического состава солнечной атмосферы, опубликованного в 2009 году. Но в ряде важных деталей реконструкция внутренней структуры нашей любимой звезды на основе эта стандартная модель противоречит другому набору измерений: гелиосейсмическим данным, то есть измерениям, которые очень точно отслеживают мельчайшие колебания солнца в целом — то, как солнце ритмично расширяется и сжимается по характерным закономерностям, в масштабах времени от секунд до часов. Точно так же, как сейсмические волны предоставляют геологам важную информацию о недрах Земли или как звук колокола кодирует информацию о ее форме и свойствах материала, гелиосейсмология предоставляет информацию о недрах Солнца.
|
|
|
|
Кризис солнечного изобилия
|
|
|
|
Высокоточные гелиосейсмические измерения дали результаты о внутренней структуре Солнца, которые противоречили стандартным солнечным моделям. Согласно гелиосейсмологии, так называемая конвективная область внутри нашего Солнца, где материя поднимается и снова опускается, подобно воде в кипящем котле, была значительно больше, чем предсказывала стандартная модель. Скорость звуковых волн у основания этой области также отклонялась от прогнозов стандартной модели, как и общее количество гелия на Солнце. В довершение всего, некоторые измерения солнечных нейтрино — мимолетных элементарных частиц, трудно обнаруживаемых, достигающих нас непосредственно из областей ядра Солнца — также немного отличались от экспериментальных данных. У астрономов было то, что они вскоре стали называть «кризисом солнечного изобилия», и в поисках выхода некоторые предложения варьировались от необычных до совершенно экзотических. Возможно, Солнце аккрецировало какой-то газ с низким содержанием металлов во время фазы формирования планет? Переносится ли энергия печально известными невзаимодействующими частицами темной материи?
|
|
|
|
Расчеты вне локального теплового равновесия
|
|
|
|
В недавно опубликованном исследовании Екатерины Магг, Марии Бергеманн и их коллег удалось разрешить этот кризис путем пересмотра моделей, на которых основаны спектральные оценки химического состава Солнца. Ранние исследования того, как образуются спектры звезд, основывались на так называемом локальном тепловом равновесии. Они предполагали, что локально энергия в каждой области атмосферы звезды успевает распространиться и достичь своего рода равновесия. Это позволило бы присвоить каждой такой области свою температуру, что приводит к значительному упрощению расчетов. Но уже в 1950-х годах астрономы поняли, что эта картина чрезмерно упрощена. С тех пор все больше и больше исследований включали так называемые не-ЛТР-расчеты, отказываясь от предположения о локальном равновесии. Расчеты не-ЛТР включают подробное описание того, как происходит обмен энергией внутри системы — атомы возбуждаются фотонами или сталкиваются, фотоны испускаются, поглощаются или рассеиваются. В звездных атмосферах, где плотность слишком мала, чтобы позволить системе достичь теплового равновесия, такое внимание к деталям окупается. Там расчеты, отличные от LTE, дают результаты, которые заметно отличаются от их аналогов в локальном равновесии.
|
|
|
|
Применение Non-LTE к солнечной фотосфере
|
|
|
|
Группа Марии Бергеманн в Астрономическом институте Макса Планка является одним из мировых лидеров, когда речь идет о применении не-ЛТР-расчетов к звездным атмосферам. В рамках работы над кандидатской диссертацией. в этой группе Екатерина Магг приступила к более детальному расчету взаимодействия радиационной материи в фотосфере Солнца. Фотосфера — это внешний слой, из которого исходит большая часть солнечного света, а также место, где линии поглощения отпечатываются в солнечном спектре. В этом исследовании они отследили все химические элементы, имеющие отношение к текущим моделям эволюции звезд с течением времени, и применили несколько независимых методов для описания взаимодействий между атомами Солнца и его полем излучения, чтобы убедиться, что их результаты непротиворечивы. Для описания конвективных областей нашего Солнца они использовали существующие модели, учитывающие как движение плазмы, так и физику излучения ("STAGGER" и "CO5BOLD"). Для сравнения со спектральными измерениями они выбрали набор данных самого высокого качества: солнечный спектр, опубликованный Институтом астро- и геофизики Геттингенского университета. «Мы также уделили большое внимание анализу статистических и систематических эффектов, которые могут ограничить точность наших результатов», — отмечает Мэгг.
|
|
|
|
Солнце с большим количеством кислорода и более тяжелых элементов
|
|
|
|
Новые расчеты показали, что связь между содержаниями этих важнейших химических элементов и силой соответствующих спектральных линий значительно отличается от того, что утверждали предыдущие авторы. Следовательно, химические содержания, которые следуют из наблюдаемого солнечного спектра, несколько отличаются от заявленных в предыдущем анализе. «Мы обнаружили, что, согласно нашему анализу, Солнце содержит на 26% больше элементов тяжелее гелия, чем предполагалось в предыдущих исследованиях», — объясняет Мэгг. В астрономии такие элементы тяжелее гелия называются «металлами». Лишь порядка одной тысячной процента всех атомных ядер Солнца составляют металлы; именно это очень небольшое число изменилось на 26% по сравнению с предыдущим значением. Мэгг добавляет: «Значение содержания кислорода было почти на 15% выше, чем в предыдущих исследованиях». Однако новые значения хорошо согласуются с химическим составом примитивных метеоритов («хондриты CI»), которые, как считается, представляют собой химический состав очень ранней Солнечной системы.
|
|
|
|
Кризис разрешен
|
|
|
|
Когда эти новые значения используются в качестве исходных данных для текущих моделей солнечной структуры и эволюции, загадочное несоответствие между результатами этих моделей и гелиосейсмическими измерениями исчезает. Углубленный анализ, проведенный Мэггом, Бергеманном и их коллегами того, как образуются спектральные линии, с его опорой на значительно более полные модели лежащей в основе физики, позволяет разрешить кризис солнечного изобилия. Мария Бергеманн говорит: «Новые модели Солнца, основанные на нашем новом химическом составе, более реалистичны, чем когда-либо прежде: они создают модель Солнца, которая согласуется со всей имеющейся у нас информацией о современной структуре Солнца — звуковых волнах, нейтрино. , светимость и радиус Солнца — без необходимости в нестандартной, экзотической физике внутри Солнца».
|
|
|
|
В качестве дополнительного бонуса новые модели легко применять не только к Солнцу, но и к другим звездам. В то время, когда крупномасштабные обзоры, такие как SDSS-V и 4MOST, предоставляют высококачественные спектры для все большего числа звезд, такой прогресс действительно ценен — он ставит будущие анализы звездной химии с их более широкими последствиями для реконструкции звезд. химическая эволюция нашего космоса на более прочной основе, чем когда-либо прежде. Исследование «Наблюдения за происхождением элементов. IV: Стандартный состав Солнца» опубликовано в журнале Astronomy & Astrophysics.
|
|
|
|
Источник
|
