Fyysikot työskentelevät Borexino-kokeessa, hiukkasdetektorissa Gran Sasson maanalaisessa laboratoriossa,
Havaintojen tulokset osoittivat, että metallisuusaurinkoydin on korkeampi kuin standardi aurinkomalli ennustaa. Muista, että astrofysiikassa metallisuus tarkoittaa mitä tahansa vetyä ja heliumia raskaampia kemiallisia alkuaineita, ei vain metalleja.
Termoydinreaktiot auringossa
Tähtien tuottama energia on yksinukleosynteesin tuotteet, erilaisten kemiallisten alkuaineiden muodostuminen ydinfuusion prosessissa tähden sisällä. Uskotaan, että tähtien nukleosynteesi alkoi vedyn, heliumin ja litiumin muodostumisesta alkuräjähdyksen aikana. Pääasiallinen kemiallinen prosessi, joka tuottaa suurimman osan energiasta pääsarjan tähtien ytimissä (tähtien evoluution päävaihe), on vetyfuusio.
Tämän prosessin aikana kutsutaan myösPolttamalla vetyä (vaikka sillä ei ole mitään yhteistä vetykaasun palamisen kanssa hapen läsnä ollessa), neljä protonia yhdistyy muodostaen heliumytimen. Tähtien vetyä syntetisoidaan kahdella vallitsevalla prosessilla: protoni-protoniketju ja hiili-typpi-happi (CNO) -kierto.
Noin 99 % aurinkoenergiasta tuotetaanprotoni-protoni-ketjureaktioiden tulos. Sykli sisältää kolme vaihetta. Ensinnäkin kaksi protonia, joilla on tarpeeksi energiaa voittamaan Coulombin esteen sulake muodostamaan deuteronin, positroni ja elektronineutrinon. Toisessa vaiheessa deuteroni sulautuu protonin kanssa muodostaen helium-3-ytimen. Lopuksi helium-3-atomin kaksi ydintä yhdistyvät muodostaen helium-4-atomin ytimen. Tämä vapauttaa kaksi protonia, jotka laukaisevat uusia reaktioita.
Loput aurinkoenergiasta toimitetaanCNO-syklin reaktioiden seurauksena. Tämä on sarja lämpöydinreaktioita (mukaan lukien hapen ja hiilen palaminen), joissa hiili, happi ja typpi toimivat katalyytteinä ja myötävaikuttavat vetyatomien (protonien) muuntamiseen helium-4-atomeiksi. Sekä protoni-protoni-ketju että CNO-sykli tuottavat neutriinoja sivutuotteina.
Protoni-protoni ketju. Sarang, Public domain, Wikimedia Commonsin kautta
CNO-sykli. Kuva: Kirill Borisenko, CC BY-SA 4.0, Wikimedia Commonsin kautta
Auringon sisäisen koostumuksen mittaaminen
Tähän asti astrofyysikoilla on ollut kaksi tapaa tutkia Maata lähinnä olevan tähden sisäistä koostumusta. Näitä ovat spektroskopia ja helioseismologia.
Auringon spektroskopia. Kuva: N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
Spektroskopiaa käytettäessä tutkijatAnalysoi auringonvalon spektri löytääksesi "sormenjälkiä" eri kemiallisista alkuaineista. Jokainen niistä absorboi valoa tietyllä aallonpituudella, minkä seurauksena spektriin muodostuu koostumuksesta riippuen tummia viivoja - absorptioviivoja.
Muuten, se johtui spektroskopiastahelium löydettiin ensimmäisenä. Tätä elementtiä ei löydetty maapallolta tuolloin. Tarkkaillessaan sen absorptioviivaa auringonvalon spektrissä tähden kromosfäärissä auringonpimennyksen aikana tutkijat havaitsivat, että siellä on jokin lisäelementti, joka (kuten silloin uskottiin) ei esiintyä planeetallamme.
Esimerkki akustisten aaltojen etenemisestä Auringon sisällä. Kuva: ESA, NASA
Toista lähestymistapaa tähden koostumuksen analysointiin kutsutaanhelioseismologia. Tätä menetelmää käyttävät tutkijat mittaavat ääniaaltoja, jotka saavuttavat Auringon pinnan heijastuttuaan tähden sisään. Lisäksi mitä enemmän raskaita elementtejä Auringossa on, sitä enemmän ne estävät ääniaaltojen tunkeutumisen pintaan, mikä tarkoittaa, mitä korkeampi on tähden metallisuus.
Aiemmin ehdotetut menetelmät ovat antaneet vertailukelpoisiaarvioita, mutta mittaustarkkuuden parantuessa tiedot erosivat toisistaan. Kahden mittausmenetelmän sovittamiseksi yhteen (tai riitaan) tutkijat keksivät uuden lähestymistavan.
Vuonna 2020 fyysikot ilmoittivat, että he ensimmäistä kertaalöysi CNO-auringon syklin neutriinot käyttämällä Borexino-kokeen ilmaisimia. He keräsivät tietoja tammikuun 2017 ja lokakuun 2021 välisenä aikana ja havaitsivat keskimäärin 4,8 CNO-neutrinoa päivässä. Physical Review Letters -lehdessä julkaistussa uudessa artikkelissa tutkijat raportoivat, että he ovat puolittaneet aikaisempien mittausten virheen ja määrittäneet tarkemmin hiilen ja typen pitoisuuden Auringon ytimessä.
Mikä on Auringon metallisuus?
2000-luvun alusta lähtien mittaukset tehtyspektroskopia ja helioseismologia alkoivat erota toisistaan. Ensimmäinen mittausmenetelmä osoitti pienemmän raskaiden alkuaineiden pitoisuuden kuin ääniaaltojen analyysi. Neutriinohavaintojen tulokset vahvistavat helioseismografien korkean metallisuuden teorian: niiden mukaan raskaiden alkuaineiden määrä on 9-58 % enemmän kuin spektroskopiaan perustuva teoria antaa ymmärtää.
Yksi mahdollinen selitys näille eroillemittauksissa voi olla eroa kemiallisten alkuaineiden pitoisuuksissa tähden pinnalla ja ytimen sisällä. Tämän hypoteesin ovat esittäneet astrofyysikot, jotka julkaisivat mallinnuksensa tulokset Astronomy & Astrofysiikka. He osoittivat, että jos aurinko kerää materiaalia protosolaarilevystä epätasaisesti muodostumisen aikana, sen ytimen metallisuus voi olla 5 % korkeampi kuin pinnalla.
Toistaiseksi tämä on vain hypoteesi, että he voivatvahvistaa tai kumota tulevat mittaukset. Mutta tämä hypoteesi antaa toivoa, että tutkijat, jotka käyttävät erilaisia lähestymistapoja mittauksiinsa, pystyvät pääsemään yhteisymmärrykseen ja luomaan yhtenäisen ja johdonmukaisen mallin Auringosta ja ymmärtämään siten paremmin, miten muut tähdet toimivat, joiden etäisyys ei salli tähtien käyttöä. niin monia vaihtoehtoisia soittimia.
Se, että Auringon sisällä on paljon enemmänenemmän hiiltä, happea ja typpeä "muuttaa käsitystä siitä, kuinka kemiallisia alkuaineita muodostuu, kuinka tähdet kehittyvät, kuinka ne elävät ja kuolevat", tutkijat huomauttavat.
Lue lisää:
Nimetyt elintarvikkeet, jotka aiheuttavat syöpää. Ne tarjoillaan uudenvuoden pöydälle
Kiinalainen mönkijä löytää jälkiä ennennäkemättömästä basaltista Kuusta
Kauneimmat kuvat "Webistä" vuodelle 2022: katso mitä 10 miljardin dollarin kaukoputki teki
Kansikuva: NASA/GSFC/SDO