Что делать, когда испытанный и верный метод определения химического состава Солнца противоречит инновационной, точной методике картирования его внутренней структуры? Именно с такой ситуацией столкнулись астрономы, изучающие Солнце, пока Екатерина Магг, Мария Бергеманн и их коллеги не опубликовали новые расчеты, которые разрешили кажущееся противоречие.
Десятилетний кризис солнечного изобилия - это конфликт между внутренней структурой Солнца, определенной по солнечным колебаниям (гелиосейсмология), и структурой, вытекающей из фундаментальной теории звездной эволюции, которая, в свою очередь, опирается на измерения химического состава современного Солнца. Новые расчеты физики солнечной атмосферы дают обновленные результаты для обилия 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.
Астрохимия с использованием спектров
Проверенным и надежным методом, о котором идет речь, является спектральный анализ. Чтобы определить химический состав нашего Солнца или любой другой звезды, астрономы обычно обращаются к спектрам: радужному разложению света на различные длины волн. Звездные спектры содержат заметные, резкие темные линии, впервые замеченные Уильямом Волластоном в 1802 году, знаменито переоткрытые Йозефом фон Фраунгофером в 1814 году и идентифицированные Густавом Кирхгофом и Робертом Бунзеном в 1860-х годах как признаки, указывающие на присутствие определенных химических элементов.
Новаторская работа индийского астрофизика Мегхнада Саха в 1920 году связала силу этих "линий поглощения" со звездной температурой и химическим составом, что послужило основой для наших физических моделей звезд. Сесилия Пейн-Гапошкина поняла, что звезды, подобные нашему Солнцу, состоят в основном из водорода и гелия, а более тяжелые химические элементы содержатся в незначительных количествах.
Солнечные колебания, которые рассказывают другую историю
Основополагающие расчеты, связывающие спектральные особенности с химическим составом и физикой звездной плазмы, с тех пор имеют решающее значение для астрофизики. Они стали основой столетнего прогресса в нашем понимании химической эволюции Вселенной, а также физической структуры и эволюции звезд и экзопланет. Именно поэтому для нас стало шоком, когда по мере получения новых данных наблюдений, дающих представление о внутренней работе нашего Солнца, оказалось, что различные части головоломки не подходят друг к другу.
Современная стандартная модель солнечной эволюции калибруется с помощью известного (в кругах физиков Солнца) набора измерений химического состава солнечной атмосферы, опубликованного в 2009 году. Но в ряде важных деталей реконструкция внутренней структуры нашей любимой звезды, основанная на этой стандартной модели, противоречит другому набору измерений: гелиосейсмическим данным, то есть измерениям, которые очень точно отслеживают минутные колебания Солнца в целом - то, как Солнце ритмично расширяется и сжимается в характерных паттернах на временных масштабах от секунд до часов.
Подобно тому, как сейсмические волны дают геологам важнейшую информацию о недрах Земли, или как звук колокола содержит информацию о его форме и свойствах материала, гелиосейсмология дает информацию о недрах Солнца.
Кризис солнечного изобилия
Высокоточные гелиосейсмические измерения дали результаты о внутренней структуре Солнца, которые противоречили стандартным моделям Солнца. Согласно гелиосейсмологии, так называемая конвективная область внутри нашего Солнца, где материя поднимается и снова опускается, подобно воде в кипящем котле, оказалась значительно больше, чем предсказывала стандартная модель. Скорость звуковых волн в нижней части этой области также отклоняется от предсказаний стандартной модели, как и общее количество гелия в Солнце. В довершение всего, некоторые измерения солнечных нейтрино - мимолетных элементарных частиц, которые трудно обнаружить и которые достигают нас непосредственно из областей солнечного ядра, - также были несколько отклонены по сравнению с экспериментальными данными.
Астрономы столкнулись с тем, что вскоре стали называть "кризисом солнечного изобилия", и в поисках выхода из этой ситуации выдвигались самые разные предложения - от необычных до откровенно экзотических. Может быть, Солнце присоединило к себе бедный металлами газ на этапе формирования планет? Переносится ли энергия пресловутыми невзаимодействующими частицами темной материи?
Расчеты за пределами локального теплового равновесия
Недавно опубликованное исследование Екатерины Магг, Марии Бергеманн и их коллег позволило разрешить этот кризис, пересмотрев модели, на которых основаны спектральные оценки химического состава Солнца. Ранние исследования того, как создаются спектры звезд, опирались на так называемое локальное тепловое равновесие. Они предполагали, что локально энергия в каждой области атмосферы звезды успевает распределиться и достичь своего рода равновесия. Это позволило бы присвоить каждой такой области температуру, что привело бы к значительному упрощению расчетов.
Но уже в 1950-х годах астрономы поняли, что эта картина слишком упрощена. С тех пор все больше и больше исследований включали в себя так называемые Non-LTE расчеты, отбрасывая предположение о локальном равновесии. Расчеты Non-LTE включают подробное описание того, как происходит обмен энергией в системе - 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 оправдывает себя. Там Non-LTE расчеты дают результаты, которые заметно отличаются от их локально-равновесных аналогов.
Применение Non-LTE к солнечной фотосфере
Группа Марии Бергеманн в Институте астрономии Макса Планка является одним из мировых лидеров, когда речь идет о применении расчетов Non-LTE к звездным атмосферам. В рамках работы над докторской диссертацией в этой группе Екатерина Магг задалась целью более детально рассчитать взаимодействие излучения вещества в солнечной фотосфере. Фотосфера - это внешний слой, где исходит большая часть солнечного света, а также где линии поглощения отпечатываются на солнечном спектре.
В этом исследовании они отследили все химические элементы, которые имеют отношение к текущим моделям того, как звезды эволюционировали с течением времени, и применили несколько независимых методов для описания взаимодействия между атомами Солнца и его радиационным полем, чтобы убедиться в согласованности результатов. Для описания конвективных областей нашего Солнца они использовали существующие симуляции, которые учитывают как движение плазмы, так и физику излучения ("STAGGER" и "CO5BOLD"). Для сравнения со спектральными измерениями они выбрали набор данных с наивысшим доступным качеством: солнечный спектр, опубликованный Институтом астро- и геофизики Геттингенского университета. "Мы также уделили большое внимание анализу статистических и систематических эффектов, которые могли бы ограничить точность наших результатов", - отмечает Магг.
Солнце с большим количеством кислорода и более тяжелых элементов
Новые расчеты показали, что связь между обилием этих важнейших химических элементов и силой соответствующих спектральных линий значительно отличается от того, что утверждали предыдущие авторы. Следовательно, химическое изобилие, которое следует из наблюдаемого солнечного спектра, несколько иное, чем утверждалось в предыдущем анализе.
"Мы обнаружили, что, согласно нашему анализу, Солнце содержит на 26% больше элементов тяжелее гелия, чем предполагали предыдущие исследования", - объясняет Магг. В астрономии такие элементы тяжелее гелия называются "металлами". Только порядка тысячной доли процента всех атомных ядер на Солнце являются металлами; именно это небольшое число изменилось на 26% от прежнего значения". Магг добавляет: "Значение для обилия кислорода оказалось почти на 15% выше, чем в предыдущих исследованиях". Новые значения, однако, хорошо согласуются с химическим составом примитивных метеоритов ("хондритов CI"), которые, как считается, представляют химический состав очень ранней Солнечной системы.
Кризис разрешен
Когда эти новые значения используются в качестве исходных данных для текущих моделей структуры и эволюции Солнца, загадочное расхождение между результатами этих моделей и гелиосейсмических измерений исчезает. Глубокий анализ Магга, Бергеманна и их коллег того, как образуются спектральные линии, с 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 - звуковые волны, нейтрино, светимость и радиус Солнца - без необходимости использования нестандартной, экзотической физики в солнечных недрах".
В качестве дополнительного бонуса, новые модели легко применить к звездам, отличным от Солнца. В то время, когда масштабные исследования, 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 химической эволюции нашего космоса на более прочную основу, чем когда-либо прежде.
Исследование "Наблюдательные ограничения на происхождение элементов. IV: стандартный состав Солнца", опубликовано в журнале Astronomy & Astrophysics.
По информации https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=20220524180440
