儘管我們的太陽比宇宙中的任何其他恆星都要近得多，但它仍有其神秘之處。畢竟，它離地球還有9300萬英里（1.5億公里），而我們只有一個狹窄的視角。此外，再加上它的表面熱得發燙–它的大氣層更熱，並且它不斷地以每小時約100萬英里的速度噴射出粒子。這就難怪我們人類仍會有新的發現。

事實上，天文學家剛剛解決了長達十年的太陽豐度危機：從太陽振盪（日光學）中確定的太陽內部結構跟從恆星演化基本理論中得出的結構之間的衝突，而後者又依賴於對當今太陽化學成分的測量。對太陽大氣物理學的新計算產生了不同化學元素豐度的最新結果，從而解決了這一沖突。值得注意的是，太陽比以前認為的含有更多的氧、矽和氖。所採用的方法也保證了對一般恆星的化學成分有更準確的估計。

當一種確定太陽化學成分的久經考驗的方法似乎跟一種繪製太陽內部結構的創新、精確的技術相抵觸時你該怎麼辦呢？這就是研究太陽的天文學家所面臨的情況。現在，由Ekaterina Magg、Maria Bergemann及其同事發表的新計算結果解決了這一明顯的矛盾。

這方面久經考驗的方法是光譜分析。為了確定太陽或其他任何恆星的化學成分，天文學家通常會求助於光譜：將光分解成不同波長的彩虹狀。恆星光譜包含明顯的、尖銳的暗線，這是由William Wollaston在1802年首次注意到、由Joseph von Fraunhofer在1814年重新發現並由Gustav Kirchhoff和Robert Bunsen在1860年代確定為表明特定化學元素存在的信號。

印度天體物理學家Meghnad Saha在1920年的開創性工作將這些“吸收線”的強度跟恆星的溫度和化學成分聯繫起來，這為我們的恆星物理模型奠定了基礎。Cecilia Payne-Gaposchkin就通過這一基礎認識到像我們太陽這樣的恆星主要由氫和氦組成且只有微量的較重的化學元素。

從那時起，將光譜特徵跟恆星等離子體的化學成分和物理學聯繫在一起的基本計算為天體物理學帶來了至關重要的意義。它們是我們對宇宙的化學演變及恆星和系外行星的物理結構和演變的理解取得長達一個世紀的進展的基礎。這就是當新觀測數據變得可用並提供了對我們太陽內部運作的洞察力時不同的拼圖碎片並不匹配的原因，而這讓人感到震驚。

太陽演化的現代標準模型則是用2009年發表的一組著名的太陽大氣化學成分的測量數據來校準的。但在一些重要的細節上，基於該標準模型對恆星內部結構的重建跟另一組測量結果相矛盾：太陽地震數據，即非常精確地追踪整個太陽的微小振蕩的測量結果–太陽以特有的模式有節奏地膨脹和收縮的方式，時間尺度在幾秒鐘和幾小時之間。

就像地震波為地質學家提供了關於地球內部的重要信息或像鐘聲編碼了關於其形狀和材料屬性的信息一樣，日光地震學提供了關於太陽內部的信息。

高度精確的日震測量給出了關於太陽內部結構的結果，而這跟太陽標準模型相悖。根據日光地震學，我們太陽內部所謂的對流區域即物質上升並再次下沉就像沸騰的鍋裡的水一樣，比標準模型預測的要大得多。靠近該區域底部的聲波速度也偏離了標準模型的預測，太陽中氦氣的總量也是如此。最重要的是，對太陽中微子的某些測量結果–這些轉瞬即逝的基本粒子，很難被探測到，直接從太陽的核心區域到達我們這裡–跟實驗數據相比也存在輕微偏差。

天文學家們很快就有了他們“太陽豐度危機”，為了尋找出路，一些建議從不尋常到徹頭徹尾的奇異。太陽是否在其行星形成階段增加了一些貧金屬的氣體？能量是由不相互作用的暗物質粒子運輸的嗎？

Ekaterina Magg、Maria Bergemann及其同事最新發表的研究通過重新審視太陽化學成分的光譜估計所依據的模型成功地解決了這一危機。早期對恆星光譜如何產生的研究依賴於一種被稱為局部熱平衡的東西。他們假設，在一個恆星大氣層的每個區域，能量有時間擴散並達到一種平衡。這將使我們有可能給每個這樣的區域分配一個溫度，這給計算共偶作帶來了相當大的簡化。

但早在20世紀50年代，天文學家就已經意識到這種情況過於簡化了。從那時起，越來越多的研究納入了非LTE計算並放棄了局部平衡的假設。非LTE計算包括對能量如何在系統內交換的詳細描述–原子被光子激發，或發生碰撞，光子被發射、吸收或散射。在恆星大氣層中，由於密度太低，無法讓系統達到熱平衡，這種對細節的關注會得到回報。在那裡，非LTE計算產生的結果跟它們的局部平衡計算存在著明顯的不同。

馬克斯-普朗克天文學研究所的Maria Bergemann小組則是將非線性計算應用於恆星大氣的世界領導者之一。作為她在該小組的博士工作的一部分，Ekaterina Magg開始更詳細地計算太陽光球中輻射物質的相互作用。光球層是太陽大部分光線的發源地，也是吸收線印在太陽光譜上的外層。

在這項研究中，他們追踪了跟目前恆星如何隨時間演變的模型相關的所有化學元素，另外還應用了多種獨立的方法來描述太陽原子和輻射場之間的相互作用以確保其結果是一致的。為了描述太陽的對流區域，他們使用了現有的模擬，這些模擬同時考慮到了等離子體的運動和輻射的物理學。為了與光譜測量進行比較，他們選擇了具有最高質量的數據集：哥廷根大學天體和地球物理研究所發布的太陽光譜。Magg表示：“我們還廣泛地關注了對可能限制結果準確性的統計和系統效應的分析。”

新計算結果表明，這些關鍵化學元素的豐度和相應光譜線的強度之間的關係跟以往研究人員所稱的存在很大不同。因此，從觀察到的太陽光譜中得出的化學豐度跟以前的分析中所說的有些不同。

“我們發現，根據我們的分析，太陽包含的比氦氣更重的元素比以前的研究推斷多26%，”Magg解釋道。在天文學中，這種比氦氣重的元素被稱為“金屬”。在太陽的所有原子核中，只有千分之一的數量是金屬；正是這個非常小的數字，現在已經改變了26%的先前值。Magg補充道：“氧豐度的數值比以前的研究高出了近15%。”然而，新數值跟原始隕石的化學成分很一致，這些隕石被認為代表了非常早期太陽系的化學構成。

當這些新數值被用作當前太陽結構和演化模型的輸入時，這些模型的結果和日光地震測量之間令人困惑的差異就消失了。Magg、Bergemann和他們的同事對光譜線如何產生的深入分析並依靠對基礎物理學相當完整的模型的依賴設法解決太陽豐度危機。

Maria Bergemann說道：“基於我們新的化學成分的新太陽模型比以往任何時候都更現實：它們產生的太陽模型跟我們擁有的關於太陽現今結構的所有信息–聲波、中微子、光度和太陽半徑–相一致，但不需要太陽內部的非標準的、奇異的物理學。”

作為一個額外的好處，新模型很容易應用於太陽以外的恆星。在像SDSS-V和4MOST這樣的大規模調查正在為越來越多的恆星提供高質量的光譜的時候，這種進展確實非常有價值–使未來的恆星化學分析以及它們對我們宇宙化學演化的重建的更廣泛影響比以往任何時候都要來得更堅實地立足。