Being so close and so bright with respect to other stars, one could expect that the Sun has no more secrets for us. Naively, one could think that the solar chemical composition is well known, at least for elements that leave a trace in solar spectrum or are enclosed in meteorites. But this is not the case ; for many elements there is still a debate on which is the solar abundance. Among these debated elements, oxygen is the most important example, and as a consequence one of the most studied elements.

After hydrogen and helium, oxygen is the most abundant element in the Universe, and its abundance has been extensively studied in the Galaxy and beyond. In such studies, the solar oxygen abundance serves as natural reference. The solar oxygen abundance has repercussions on solar and stellar physics. For instance, oxygen is a major contributor to the opacity in the convective envelope of the Sun. As such, the solar oxygen abundance has a direct impact on the internal structure and evolution of the Sun and solar-like stars. However, the spectroscopic determination of the solar oxygen abundance is not an easy task : very few atomic lines are available in the solar photospheric spectrum, and most of them are blended with lines of other elements. Unfortunately, the meteoritic oxygen abundance cannot be used for guidance either, since oxygen — as rather volatile element — was only incompletely condensed during the cooling of the proto-solar nebula. Much effort has been devoted to spectroscopic determination of the photospheric oxygen abundance without having led to a convergence on a definite value.

The solar oxygen abundance determinations of the last 40 years are shown in Figure 1. After a phase of ``concordance’’, the oxygen abundance experienced a severe downward trend over the last ten years. This prompted Ayres et al. (2006) to remark jokingly that in view of this trend the Sun could be expected to have no more oxygen left around 2015. Joking aside, a low photospheric oxygen abundance is incompatible with the structure of the solar interior inferred from helioseismology.

In an effort to contribute to the dispute of whether the solar oxygen abundance is ``high’’ or ``low’’, a team of researchers at Paris Observatory in collaboration with others re-derived the solar photospheric oxygen abundance independently of previous analyses. For this purpose, they used the best solar spectra available and employed a realistic 3D hydrodynamical model of the solar atmosphere, computed with the CO5BOLD code. In contrast to a traditional 1D model atmosphere, a 3D simulation provides an ab initio physical description of the convective energy transport and, as a consequence, a self-consistent model of the 3D temperature structure and velocity field in the solar surface layers where the spectral lines are formed. In Figure 2 the (horizontally averaged) CO5BOLD model (solid line) is compared to the Asplund et al. (2004) 3D model (dashed line), and to the semi-empirical Holweger-Müller model.

Figure 1 : Déterminations de l’ abondance de l’oxygène en fonction du temps. L’ordonnée est la quantité A(O)= log(N(O)/N(H)+12. L’étoile rouge représente le résultat du présent travail. Cliquer sur l’ image pour l’agrandir

As a result of their analysis, the authors find an oxygen abundance in the range A(O) = 8.73 — 8.79, encompassing the value obtained by Holweger (2001), and being somewhat higher than the result obtained by Asplund et al. (2004). In Figure 1, the green asterisk represents the measurement of Holweger (2001), the blue one the value of Asplund et al. (2004), and the anti-trend red point shows the present oxygen abundance determination.

The present detailed analysis reveals that the decrease in the derived solar oxygen abundance from the value of about A(O)=8.9 to the one of Holweger (2001), A(O) = 8.73, is due to an improvement in the atomic data and a result of taking into account deviations from local thermodynamic equilibrium (NLTE effects). The further lowering of A(O) due to Asplund et al. (2004) was attributed to the use of a 3D hydrodynamical solar model. In the present work we could not confirm this result : according to this analysis, the oxygen abundance from the 3D model is slightly higher than the one obtained from a reference 1D model. The main differences found in comparing the present analysis to the one by Asplund et al. (2004) are : the measurement of the equivalent widths of the spectral lines, which are larger in the present analysis, implying a larger oxygen abundance ; the assumptions in the calculations of the NLTE-corrections, which come out smaller now ; differences in the 3D model atmosphere (see Fig. 2).

The recommended solar oxygen abundance is A(O)=8.76, implying a solar metallicity in the range Z=0.014 - 0.016, depending on the choice for the abundance of the other elements, mainly carbon and nitrogen. The authors consider Z=0.015 to be the most likely value, to be compared to the Asplund et al. (2004) value of Z=0.012. These solar metallicity values obtained from spectroscopic abundance determinations must be confronted with the results obtained from helioseismology, such as Z=0.0172 of Antia & Basu (2006) or Z=0.016 of Basu & Antia (2008). We conclude that the new result happens to be in much better agreement with helioseismology than the one by Asplund et al. (2004), but the oxygen abundance is still a bit too low to put the solar `oxygen crisis’ to an end.

Figure 2 : Comparaison des structures en température ( moyennées horizontalement) du modèle CO5BOLD employé dans ce travail, et de celle d’ Asplund et al. (2004) , également 3D, et du modèle semi-empirique (1D) d’Holweger-Müller. Pour les modèles 3D, les lignes fines de part et d’autre de la courbe moyenne (trait épais) indiquent l’excursion en température autour de la valeur moyenne. Cliquer sur l’ image pour l’agrandir

Reference

The photospheric solar oxygen project : I. Abundance analysis of atomic lines and influence of atmospheric models Elisabetta Caffau (GEPI), Hans-G. Ludwig (GEPI, CIFIST), Matthias Steffen (AIP), Thomas R. Ayres (CASA), Piercarlo Bonifacio (GEPI, CIFIST, INAF-OAT), Roger Cayrel (GEPI), Bernd Freytag (CRAL), Bertrand Plez (GRAAL), Astronomy & Astrophysics, in press

Contact

Elisabetta Caffau (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013

Etant si proche et si brillant par rapport aux autres étoiles, on pourrait penser que le Soleil n’a plus de secrets por nous. Naïvement, on pourrait croire que la composition chimique du Soleil est bien connue, au moins pour les éléments présents dans le spectre solaire, ou dans les météorites. Mais ce n’est pas le cas : pour plusieurs éléments il y a encore débat sur leur abondance solaire. Parmi eux, l’oxygène est l’exemple le plus important, et en conséquence un des éléments les plus étudiés.

Après l’hydrogène et l’hélium, l’oxygène est l’élément le plus abondant dans l’univers, et son abondance a été très étudiée, dand la Galaxie et bien au delà. Dans ces travaux, l’abondance de l’oxygène solaire est un étalon naturel. Cette abondance a de plus des répercussions importantes en physique solaire et stellaire. Par exemple, l’oxygène est l’élément qui contribue le plus à l’opacité de l’enveloppe convective du Soleil. L’oxygène a ainsi un impact direct sur la structure interne et l’évolution du Soleil, et des étoiles semblables. Pour autant, la détermination spectroscopique de l’abondance de l’oxygène dans la photosphère solaire n’est pas une tâche aisée : peu de raies atomiques sont disponibles dans le spectre solaire, et la plupart d’entre-elles sont mélangées à des raies d’autres éléments. Par ailleurs, l’abondance météoritique de l’oxygène ne peut pas être utilisée, car l’oxygène est un élément trop volatil, qui s’est condensé incomplètement dans le refroidissement de la proto-nébuleuse solaire. Beaucoup d’effort a été consacré à la détermination spectroscopique de l’abondance photosphérique de l’oxygène, sans que l’on ait atteint une convergence sur une valeur définitive.

Les déterminations de l’abondance solaire de l’oxygène sont montrées en Figure 1. Après une phase de « concordance » , l’abondance de l’oxygène a subi une chute sévère dans le dix dernières années. Cela a conduit Ayres et al. (2006) à remarquer, en plaisantant, que cette tendance aboutirait à ce que le Soleil n’ait plus d’oxgène vers 2015. Plaisanterie mise à part, une basse abondance de l’oxygène es incompatible avec la structure interne du Soleil déduite des observations d’héliosismologie.

Dans un effort pour contribuer à la controverse entre un abondance « haute » ou « basse » de l’oxygène , une équipe de chercheurs de l’Observatoire de Paris en collaboration avec d’autres ont redéterminé l’abondance photosphérique de l’oxygène solaire, indépendamment des déterminations antérieures. Pour ce faire, ils ont utilisé les meilleurs spectres solaires actuellement disponibles et employé un modèle hydrodynamique 3D de l’atmosphère solaire , calculé avec le code CO5BOLD. En contraste avec un modèle d’atmosphère traditionnel 1D, une simulation 3D, donne une description physique ab initio du transport convectif, et en conséquence, un modèle cohérent de la structure 3D en température et en champ de vitesses des couches superficielles solaires dans lesquelles les raies spectrales sont formées. Dans la Figure 2, le modèle CO5BOLD (moyenné horizontalement), ligne continue, est comparé à celui (3D) d’Asplund et al. (2004) , tirés, et au modèle semi-empirique (1D) d’Holweger-Müller (cercles). Le résultat de la présente analyse est une abondance de l’oxygène entre 8.73 et 8.79, encadrant la la valeur obtenue par Holweger (2001), et un peu supérieure à la valeur d’Asplund et al. (2004). Dans la Fig. 1, l’astérisque verte est la valeur de Holweger (2001), La bleue la valeur d’ Asplund et al. (2004) et le point rouge, à contre-courant, la présente détermination.

Figure 1 : Déterminations de l’ abondance de l’oxygène en fonction du temps. L’ordonnée est la quantité A(O)= log(N(O)/N(H)+12. L’étoile rouge représente le résultat du présent travail. Cliquer sur l’ image pour l’agrandir

L’analyse détaillée révèle que la baisse de l’abondance de de l’oxygène solaire d’environ 8.9 à celle d Holweger 8.73 est due à l’amélioration des données atomiques et la prise en compte des écarts à l’équilibre thermodynamique local. La décroissance supplémentaire donnée par Asplund et al. (2004) était attribuée à l’emploi d’un modèle hydrodynamiqe 3D du modèle solaire. Le présent travail ne confirme pas cette assertion. Pour les auteurs, l’abondance 3D est légèrement supérieure à celle obtenue par le modèle 1D correspondant. Les principales différences entre la présente analyse et celle d’Asplund et al. (2004) sont :

les mesures de largeurs équivalentes des raies, qui sont supérieures dans la présente analyse les hypothèses dans le calcul des écarts àl’ETL, qui sont plus faibles ici une différence entre les deux modèles 3D (voir Fig. 2).

L’abondance solaire recommandée pour l’oxygène solaire est 8.76 , impliquant une métallicité dans l’intervalle Z = 0.014 - 0.016, dépendant du choix de l’abondance pour d’autre éléments comme le carbone et l’azote. Les auteurs considérent Z = 0.015 comme la valeur la plus probable, à comparer à celle d’Asplund et al. (2004) Z = 0.012 . Ces métallicités solaires obtenues par spectroscopie sont à confronter avec celles obtenues à partir de l’héliosismologie, telle que Z = 0.172 d’Antia & Basu (2006), ou Z = 0.016 de Basu & Antia (2008). La conclusion est que le présent résultat est en meilleur accord avec ceux de l’héliosismologie que ceux d’ Asplund et al. (2004), mais que l’abondance solaire est encore un peu trop basse pour résoudre entièrement la « crise de l’oxygène ».

Figure 2 : Comparaison des structures en température ( moyennées horizontalement) du modèle CO5BOLD employé dans ce travail, et de celle d’ Asplund et al. (2004) , également 3D, et du modèle semi-empirique (1D) d’Holweger-Müller. Pour les modèles 3D, les lignes fines de part et d’autre de la courbe moyenne (trait épais) indiquent l’excursion en température autour de la valeur moyenne. Cliquer sur l’ image pour l’agrandir

Référence

The photospheric solar oxygen project : I. Abundance analysis of atomic lines and influence of atmospheric models Elisabetta Caffau (GEPI), Hans-G. Ludwig (GEPI, CIFIST), Matthias Steffen (AIP), Thomas R. Ayres (CASA), Piercarlo Bonifacio (GEPI, CIFIST, INAF-OAT), Roger Cayrel (GEPI), Bernd Freytag (CRAL), Bertrand Plez (GRAAL), Astronomy & Astrophysics, in press

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Elisabetta Caffau (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013