Fizycy pracujący nad eksperymentem Borexino, detektorem cząstek w podziemnym laboratorium Gran Sasso,
Wyniki obserwacji wykazały, że metalicznośćjądro słoneczne jest wyższe niż przewiduje standardowy model słoneczny. Przypomnijmy, że w astrofizyce metaliczność to zawartość dowolnych pierwiastków chemicznych cięższych od wodoru i helu, a nie tylko metali.
Reakcje termojądrowe w słońcu
Jednym z nich jest energia wytwarzana przez gwiazdyprodukty nukleosyntezy, powstawanie różnych pierwiastków chemicznych w procesie syntezy jądrowej we wnętrzu gwiazdy. Uważa się, że gwiezdna nukleosynteza rozpoczęła się od powstania wodoru, helu i litu podczas Wielkiego Wybuchu. Głównym procesem chemicznym generującym większość energii w jądrach gwiazd ciągu głównego (główny etap ewolucji gwiazd) jest synteza wodoru.
Podczas tego procesu, tzwSpalając wodór (choć nie ma to nic wspólnego ze spalaniem gazowego wodoru w obecności tlenu), cztery protony łączą się, tworząc jądro helu. Istnieją dwa główne procesy syntezy wodoru gwiezdnego: łańcuch proton-proton i cykl węgiel-azot-tlen (CNO).
Około 99% energii słonecznej produkowane jest ww wyniku reakcji łańcuchowych proton-proton. Cykl składa się z trzech etapów. Najpierw dwa protony, które mają wystarczającą energię, aby pokonać barierę Coulomba, łączą się, tworząc deuteron, pozyton i neutrino elektronowe. W drugim etapie deuteron łączy się z protonem, tworząc jądro helu-3. Wreszcie dwa jądra atomu helu-3 łączą się, tworząc jądro atomu helu-4. To uwalnia dwa protony, które wywołują nowe reakcje.
Pozostała część energii słonecznej jest dostarczanaw wyniku reakcji cyklu CNO. Jest to seria reakcji termojądrowych (w tym spalania tlenu i węgla), w których węgiel, tlen i azot działają jako katalizatory, przyczyniając się do konwersji atomów wodoru (protonów) w atomy helu-4. Zarówno łańcuch proton-proton, jak i cykl CNO wytwarzają neutrina jako produkty uboczne.
Łańcuch proton-proton. Sarang, domena publiczna, za pośrednictwem Wikimedia Commons
Cykl CNO. Zdjęcie: Kirill Borisenko, CC BY-SA 4.0, za pośrednictwem Wikimedia Commons
Pomiar wewnętrznego składu Słońca
Do tej pory astrofizycy mieli dwa sposoby badania wewnętrznego składu gwiazdy znajdującej się najbliżej Ziemi. Są to spektroskopia i heliosejsmologia.
Spektroskopia Słońca. Zdjęcie: NASharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
Naukowcy stosując spektroskopięAnalizuj widmo światła słonecznego w poszukiwaniu „odcisków palców” różnych pierwiastków chemicznych. Każdy z nich pochłania światło o określonej długości fali, w efekcie w zależności od składu na widmie tworzą się ciemne linie – linie absorpcyjne.
Nawiasem mówiąc, to dzięki spektroskopiipo raz pierwszy odkryto hel. Tego pierwiastka nie odkryto wówczas na Ziemi, obserwując jego linię absorpcji na widmie światła słonecznego w chromosferze gwiazdy podczas zaćmienia Słońca, naukowcy odkryli, że istnieje jakiś dodatkowy pierwiastek, który (jak wówczas sądzono) nie występują na naszej planecie.
Ilustracja propagacji fal akustycznych wewnątrz Słońca. Zdjęcie: ESA, NASA
Drugie podejście do analizy składu gwiazdy to tzwheliosejsmologia. Naukowcy stosujący tę metodę mierzą fale dźwiękowe, które docierają do powierzchni Słońca po odbiciu od wnętrza gwiazdy. Co więcej, im cięższe pierwiastki na Słońcu, tym bardziej utrudniają przenikanie fal dźwiękowych na powierzchnię, co oznacza wyższą metaliczność gwiazdy.
W przeszłości proponowane metody dawały porównywalne wynikiszacunków, ale wraz ze wzrostem dokładności pomiaru dane się rozeszły. Aby pogodzić (lub skłócić) te dwie metody pomiaru, naukowcy opracowali nowe podejście.
W 2020 roku fizycy po raz pierwszy ogłosili, że takodkrył neutrina cyklu słonecznego CNO za pomocą detektorów eksperymentu Borexino. Zebrali dane między styczniem 2017 r. a październikiem 2021 r., obserwując średnio 4,8 neutrin CNO dziennie. W nowym artykule opublikowanym w czasopiśmie Physical Review Letters naukowcy donoszą, że udało im się zmniejszyć o połowę błąd poprzednich pomiarów i dokładniej określić zawartość węgla i azotu w jądrze Słońca.
Jaka jest metaliczność Słońca?
Od początku XXI wieku pomiary wykonywane za pomocąprzy użyciu spektroskopii i heliosejsmologii zaczęły się różnić. Pierwsza metoda pomiaru wykazała niższą zawartość pierwiastków ciężkich niż analiza fal dźwiękowych. Wyniki obserwacji neutrin potwierdzają teorię heliosejsmografów o wysokiej metaliczności: mówią one, że ilość ciężkich pierwiastków jest o 9-58% większa niż sugeruje teoria oparta na spektroskopii.
Jedno z możliwych wyjaśnień tych różnic wpomiarów może pojawić się różnica w stężeniu pierwiastków chemicznych na powierzchni i wewnątrz jądra gwiazdy. Hipotezę tę proponują astrofizycy, którzy opublikowali wyniki swojego modelowania w czasopiśmie Astronomy & Astrofizyka. Pokazali, że jeśli Słońce nierównomiernie zebrało materię z dysku protosłonecznego podczas jego formowania, to metaliczność jego jądra może być o 5% wyższa niż na powierzchni.
Na razie to tylko hipoteza, że mogąpotwierdzić lub obalić przyszłe pomiary. Hipoteza ta daje jednak nadzieję, że badaczom stosującym różne podejścia do swoich pomiarów uda się osiągnąć konsensus i stworzyć jednolity i spójny model Słońca, a co za tym idzie, lepiej zrozumieć, jak działają inne gwiazdy, do których odległość nie pozwala na wykorzystanie tak wiele alternatywnych instrumentów.
Fakt, że wewnątrz Słońca jest znacznie więcejwięcej węgla, tlenu i azotu „zmienia zrozumienie, w jaki sposób powstają pierwiastki chemiczne, jak rozwijają się gwiazdy, jak żyją i umierają” – zauważają naukowcy.
Czytaj więcej:
Nazwane pokarmy, które powodują raka. Podawane są na noworocznym stole
Chiński łazik odkrywa na Księżycu ślady nigdy wcześniej nie widzianego bazaltu
Najpiękniejsze zdjęcia „Webb” na 2022 rok: zobacz, co zrobił teleskop za 10 miliardów dolarów
Zdjęcie na okładce: NASA/GSFC/SDO