Yıldızımızın Kompozisyonu Hakkında On Yıl Boyunca Bir Tartışmayı Çözmek

Güneş spektrumunun yeni hesaplamaları, yıldızımızın bileşimi hakkında on yıl süren tartışmayı çözüyor.

Güneşimiz evrendeki diğer yıldızlardan çok daha yakın olmasına rağmen, hala gizemlerini koruyor. Sonuçta, Dünya’dan hala 93 milyon mil (150 milyon kilometre) uzakta ve sadece dar bir bakış açısına sahibiz. Ayrıca yüzeyi çok sıcak, atmosferi daha da sıcak ve sürekli saatte yaklaşık 1 milyon mil hızla parçacıklar saçıyor. Hâlâ yeni keşifler yapıyor olmamıza şaşmamalı.

Aslında, gökbilimciler on yıl süren güneş bolluğu krizini yeni çözdüler: Güneş’in güneş salınımlarından belirlenen iç yapısı (heliosismoloji) ile yıldız evriminin temel teorisinden türetilen yapı arasındaki çatışma, bu da sırasıyla ölçümlere dayanır. günümüz Güneş’in kimyasal bileşiminin Güneş’in atmosferinin fiziğinin yeni hesaplamaları, çatışmayı çözen farklı kimyasal elementlerin bolluğu için güncellenmiş sonuçlar veriyor. Özellikle, Güneş önceden düşünülenden daha fazla oksijen, silikon ve neon içerir. Kullanılan yöntemler ayrıca, genel olarak yıldızların kimyasal bileşimlerinin çok daha doğru tahminlerini vaat ediyor.

Güneş’in kimyasal bileşimini belirlemek için denenmiş ve gerçek bir yöntem, Güneş’in iç yapısını haritalamak için yenilikçi, kesin bir teknikle çelişiyor gibi göründüğünde ne yaparsınız? Ekaterina Magg, Maria Bergemann ve meslektaşları tarafından yayınlanan ve görünen çelişkiyi çözen yeni hesaplamalara kadar Güneş’i inceleyen gökbilimcilerin karşılaştığı durum buydu.

Télescope Bernard Lyot, Observatoire Midi-Pyrénées’de kurulu NARVAL çok yüksek çözünürlüklü spektrograf ile alınan Güneşin Spektrumu. Bunun gibi spektrumlar, özellikle de bu görüntüde açıkça görülen koyu soğurma çizgilerinin özellikleri, gökbilimcilerin bir yıldızın sıcaklığını ve kimyasal bileşimini çıkarmasına olanak tanır. Kredi: © M. Bergemann / MPIA / [email protected]

Söz konusu denenmiş ve gerçek yöntem spektral analizdir. Gökbilimciler, Güneşimizin veya oradaki diğer herhangi bir yıldızın kimyasal bileşimini belirlemek için rutin olarak tayflara yönelirler: ışığın farklı dalga boylarına gökkuşağı benzeri ayrışması. Yıldız tayfları, ilk olarak 1802’de William Wollaston tarafından fark edilen, 1814’te Joseph von Fraunhofer tarafından ünlü bir şekilde yeniden keşfedilen ve 1860’larda Gustav Kirchhoff ve Robert Bunsen tarafından belirli kimyasal elementlerin varlığını gösteren açıklayıcı işaretler olarak tanımlanan göze çarpan, keskin koyu çizgiler içerir.

Hintli astrofizikçi Meghnad Saha’nın 1920’deki öncü çalışması, bu “soğurma çizgilerinin” gücünü yıldız sıcaklığı ve kimyasal bileşimle ilişkilendirerek, fiziksel yıldız modellerimizin temelini oluşturdu. Cecilia Payne-Gaposchkin’in Güneşimiz gibi yıldızların temel olarak hidrojen ve helyumdan oluştuğu ve eser miktarda daha ağır kimyasal elementlerden oluştuğunun farkına varması, bu çalışmaya dayanmaktadır.

Yıldızın kimyasal bileşimi ve fiziği ile tayfsal özellikleri ilişkilendiren temel hesaplamalar plazma o zamandan beri astrofizik için çok önemli olmuştur. Evrenin kimyasal evriminin yanı sıra yıldızların ve ötegezegenlerin fiziksel yapısı ve evrimi konusundaki anlayışımızda yüzyıllık bir ilerlemenin temeli oldular. Bu nedenle, yeni gözlemsel veriler elde edildiğinde ve Güneşimizin iç işleyişine dair bir içgörü sağladığında, yapbozun farklı parçaları görünüşte birbirine uymadığında, bir tür şok oldu.

Güneş evriminin modern standart modeli, 2009’da yayınlanan, güneş atmosferinin kimyasal bileşiminin ünlü (güneş fiziği çevrelerinde) bir dizi ölçüm kullanılarak kalibre edilmiştir. bu standart model başka bir ölçüm seti ile çelişiyor: helyosismik veriler, yani bir bütün olarak Güneş’in dakika salınımlarını çok hassas bir şekilde izleyen ölçümler – Güneş’in saniyeler ve saatler arasındaki zaman ölçeklerinde karakteristik modellerde ritmik olarak genişleme ve büzülme şekli .

Tıpkı sismik dalgaların jeologlara Dünya’nın iç kısmı hakkında çok önemli bilgiler sağlaması veya bir çan sesinin şekli ve malzeme özellikleri hakkında bilgileri kodlaması gibi, heliosismoloji de Güneş’in iç kısmı hakkında bilgi sağlar.

Son derece hassas heliosismik ölçümler, Güneş’in iç yapısı hakkında standart güneş modelleriyle çelişen sonuçlar verdi. Helyosismolojiye göre, Güneşimizin içindeki, kaynayan bir tenceredeki su gibi maddenin tekrar yükselip alçaldığı sözde konvektif bölge, standart modelin tahmin edilenden oldukça büyüktü. Bu bölgenin dibine yakın ses dalgalarının hızı da, Güneş’teki toplam helyum miktarında olduğu gibi, standart modelin tahminlerinden saptı. Üstüne üstlük, güneş nötrinolarının belirli ölçümleri de (uçucu temel parçacıklar, tespit edilmesi zor, doğrudan Güneş’in çekirdek bölgelerinden bize ulaşıyor) deneysel verilerle karşılaştırıldığında biraz farklıydı.

Gökbilimciler, kısa bir süre sonra “güneş bolluğu krizi” olarak adlandırdıkları bir durumla karşı karşıya kaldılar ve bir çıkış yolu ararken, bazı öneriler alışılmadıktan düpedüz egzotik olana kadar uzanıyordu. Güneş, gezegen oluşum aşamasında metalden fakir bir gaz biriktirmiş olabilir mi? Enerji, etkileşime girmediği bilinen karanlık madde parçacıkları tarafından mı taşınıyor?

Ekaterina Magg, Maria Bergemann ve meslektaşları tarafından yeni yayınlanan çalışma, Güneş’in kimyasal bileşiminin spektral tahminlerinin dayandığı modelleri yeniden gözden geçirerek bu krizi çözmeyi başardı. Yıldızların tayflarının nasıl üretildiğine ilişkin ilk araştırmalar, yıldızların tayfı olarak bilinen bir şeye dayanıyordu. yerel termal denge. Yerel olarak, bir yıldızın atmosferinin her bölgesindeki enerjinin yayılmak ve bir tür dengeye ulaşmak için zamana sahip olduğunu varsaymışlardı. Bu, bu tür her bir bölgeye bir sıcaklık atamayı mümkün kılacak ve bu da hesaplamalarda önemli bir basitleştirmeye yol açacaktır.

Ancak 1950’ler kadar erken bir tarihte, gökbilimciler bu resmin aşırı basitleştirilmiş olduğunu fark etmişlerdi. O zamandan beri, giderek daha fazla çalışma LTE olmayan hesaplamaları dahil ederek yerel denge varsayımını düşürdü. LTE olmayan hesaplamalar, sistem içinde enerjinin nasıl değiş tokuş edildiğinin ayrıntılı bir açıklamasını içerir – atomlar fotonlar tarafından uyarılır veya çarpışır, fotonlar yayılır, emilir veya saçılır. Yoğunlukların sistemin termal dengeye ulaşmasına izin vermeyecek kadar düşük olduğu yıldız atmosferlerinde, bu tür ayrıntılara gösterilen özen işe yarar. Orada, LTE olmayan hesaplamalar, yerel denge karşılıklarından önemli ölçüde farklı sonuçlar verir.

Maria Bergemann’ın Max Planck Astronomi Enstitüsü’ndeki grubu, yıldız atmosferlerine LTE olmayan hesaplamaları uygulama konusunda dünya liderlerinden biridir. Bu gruptaki doktora çalışmasının bir parçası olarak Ekaterina Magg, güneş fotosferindeki radyasyon maddesinin etkileşimini daha ayrıntılı olarak hesaplamaya başladı. Fotosfer, Güneş ışığının çoğunun kaynaklandığı ve ayrıca soğurma çizgilerinin güneş tayfına basıldığı dış katmandır.

Bu çalışmada, yıldızların zaman içinde nasıl evrimleştiğine dair mevcut modellerle ilgili tüm kimyasal elementleri izlediler ve sonuçlarının tutarlı olduğundan emin olmak için Güneş’in atomları ve radyasyon alanı arasındaki etkileşimleri tanımlamak için birden fazla bağımsız yöntem uyguladılar. Güneşimizin konvektif bölgelerini tanımlamak için hem plazmanın hareketini hem de radyasyon fiziğini dikkate alan mevcut simülasyonları kullandılar (“STAGGER” ve “CO5BOLD”). Spektral ölçümlerle karşılaştırma için, mevcut en yüksek kaliteye sahip veri setini seçtiler: Göttingen Üniversitesi Astro- ve Jeofizik Enstitüsü tarafından yayınlanan güneş spektrumu. “Ayrıca kapsamlı bir şekilde istatistiksel ve sistematik etkilerin analizine odaklandık. kesinlik sonuçların dışında,” diyor Magg.

Yeni hesaplamalar, bu önemli kimyasal elementlerin bolluğu ile karşılık gelen spektral çizgilerin gücü arasındaki ilişkinin, önceki yazarların iddia ettiğinden önemli ölçüde farklı olduğunu gösterdi. Sonuç olarak, gözlemlenen güneş spektrumundan gelen kimyasal bolluklar, önceki analizde belirtilenden biraz farklıdır.

Magg, “Analizimize göre Güneş’in önceki çalışmaların ortaya çıkardığından %26 daha fazla helyumdan daha ağır elementler içerdiğini bulduk” diye açıklıyor. Astronomide, helyumdan daha ağır olan bu tür elementlere “metaller” denir. Güneş’teki tüm atom çekirdeklerinin yalnızca yüzde binde biri oranında metaldir; şimdi önceki değerinin %26’sı kadar değişen bu çok küçük sayıdır. Magg şunları ekliyor: “Oksijen bolluğu değeri, önceki çalışmalara göre neredeyse %15 daha yüksekti.” Bununla birlikte, yeni değerler, çok erken güneş sisteminin kimyasal yapısını temsil ettiği düşünülen ilkel meteoritlerin (“CI kondritleri”) kimyasal bileşimi ile iyi bir uyum içindedir.

Bu yeni değerler, mevcut güneş yapısı ve evrim modelleri için girdi olarak kullanıldığında, bu modellerin sonuçları ile heliosismik ölçümler arasındaki şaşırtıcı farklılık ortadan kalkar. Magg, Bergemann ve meslektaşlarının spektral çizgilerin nasıl üretildiğine dair derinlemesine analizi, temeldeki fiziğin önemli ölçüde daha eksiksiz modellerine güvenerek, güneş bolluğu krizini çözmeyi başarır.

Maria Bergemann şöyle diyor: “Yeni kimyasal bileşimimize dayanan yeni güneş modelleri her zamankinden daha gerçekçi: Güneş’in bugünkü yapısı hakkında sahip olduğumuz tüm bilgilerle tutarlı bir Güneş modeli üretiyorlar – ses dalgaları, nötrinolar , parlaklık ve Güneş’in yarıçapı – güneş enerjisinin iç kısmında standart dışı, egzotik fiziğe ihtiyaç duymadan.”

Ek bir avantaj olarak, yeni modellerin Güneş dışındaki yıldızlara uygulanması kolaydır. SDSS-V ve 4MOST gibi büyük ölçekli araştırmaların giderek daha fazla sayıda yıldız için yüksek kaliteli tayflar sağladığı bir zamanda, bu tür bir ilerleme gerçekten değerlidir – yıldız kimyasının gelecekteki analizlerini, yıldızların yeniden inşası için daha geniş etkileriyle birlikte ortaya koyar. kozmosumuzun kimyasal evrimi, her zamankinden daha sağlam bir temel üzerinde.

Referans: “Elementlerin kökenine ilişkin gözlemsel kısıtlamalar: IV. Standard kompozisyon of the Sun” Ekaterina Magg, Maria Bergemann, Aldo Serenelli, Manuel Bautista, Bertrand Plez, Ulrike Heiter, Jeffrey M. Gerber, Hans-Günter Ludwig, Sarbani Basu, Jason W. Ferguson, Helena Carvajal Gallego, Sébastien Gamrath, Patrick Palmeri ve Pascal Quinet, 20 Mayıs 2022, Astronomi ve Astrofizik.
DOI: 10.1051/0004-6361/202142971