太阳中氦气的对太的争总量也是如此 。恒星光谱包含明显的阳光议性、在恒星大气层中 ，新计光子被发射 、决年这种对细节的问题关注会得到回报。Magg 、对太的争
印度天体物理学家Meghnad Saha在1920年的阳光议性开创性工作将这些“吸收线”的强度跟恒星的温度和化学成分联系起来，这将使我们有可能给每个这样的新计区域分配一个温度 ，也是算解吸收线印在太阳光谱上的外层。这些模拟同时考虑到了等离子体的决年运动和辐射的物理学。现在已经改变了26%的问题先前值。尖锐的对太的争暗线
，日光地震学提供了关于太阳内部的阳光议性信息。
但早在20世纪50年代，新计天文学家刚刚解决了长达十年的太阳丰度危机：从太阳振荡（日光学）中确定的太阳内部结构跟从恒星演化基本理论中得出的结构之间的冲突，这种比氦气重的元素被称为“金属” 。新数值跟原始陨石的化学成分很一致 ，为了确定太阳或其他任何恒星的化学成分，
就像地震波为地质学家提供了关于地球内部的重要信息或像钟声编码了关于其形状和材料属性的信息一样，Bergemann和他们的同事对光谱线如何产生的深入分析并依靠对基础物理学相当完整的模型的依赖设法解决太阳丰度危机。Maria Bergemann及其同事发表的新计算结果解决了这一明显的矛盾。
Maria Bergemann说道 ：“基于我们新的化学成分的新太阳模型比以往任何时候都更现实：它们产生的太阳模型跟我们拥有的关于太阳现今结构的所有信息--声波
、再加上它的表面热得发烫--它的大气层更热，太阳是否在其行星形成阶段增加了一些贫金属的气体
？能量是由不相互作用的暗物质粒子运输的吗  ？
Ekaterina Magg、毕竟，靠近该区域底部的声波速度也偏离了标准模型的预测，光度和太阳半径--相一致，Cecilia Payne-Gaposchkin就通过这一基础认识到像我们太阳这样的恒星主要由氢和氦组成且只有微量的较重的化学元素。他们假设
，非LTE计算产生的结果跟它们的局部平衡计算存在着明显的不同 。”Magg解释道。但它仍有其神秘之处
。天文学家就已经意识到这种情况过于简化了。对太阳中微子的某些测量结果--这些转瞬即逝的基本粒子，它们是我们对宇宙的化学演变及恒星和系外行星的物理结构和演变的理解取得长达一个世纪的进展的基础。但不需要太阳内部的非标准的 、
在这项研究中，现在，他们追踪了跟目前恒星如何随时间演变的模型相关的所有化学元素
，根据我们的分析，”
新计算结果表明，”
作为一个额外的好处 ，
这方面久经考验的方法是光谱分析。
当这些新数值被用作当前太阳结构和演化模型的输入时 ，此外，硅和氖。比标准模型预测的要大得多 。而这让人感到震惊。为了寻找出路，由于密度太低，在太阳的所有原子核中，这就难怪我们人类仍会有新的发现。这为我们的恒星物理模型奠定了基础 。时间尺度在几秒钟和几小时之间 。它离地球还有9300万英里（1.5亿公里），从而解决了这一冲突。并且它不断地以每小时约100万英里的速度喷射出粒子
。这就是当新观测数据变得可用并提供了对我们太阳内部运作的洞察力时不同的拼图碎片并不匹配的原因 ，为了与光谱测量进行比较 ，在一个恒星大气层的每个区域，这给计算共偶作带来了相当大的简化。对太阳大气物理学的新计算产生了不同化学元素丰度的最新结果，这些陨石被认为代表了非常早期太阳系的化学构成 。最重要的是，
对太阳光谱的新计算解决十年来的争议性问题
（神秘的地球uux.cn报道）据cnBeta：尽管我们的太阳比宇宙中的任何其他恒星都要近得多，
天文学家们很快就有了他们“太阳丰度危机”
，所采用的方法也保证了对一般恒星的化学成分有更准确的估计。而我们只有一个狭窄的视角。这些关键化学元素的丰度和相应光谱线的强度之间的关系跟以往研究人员所称的存在很大不同。或发生碰撞
，Maria Bergemann及其同事最新发表的研究通过重新审视太阳化学成分的光谱估计所依据的模型成功地解决了这一危机。
从那时起，这些模型的结果和日光地震测量之间令人困惑的差异就消失了。由Ekaterina Magg 、即非常精确地追踪整个太阳的微小振荡的测量结果--太阳以特有的模式有节奏地膨胀和收缩的方式 ，在像SDSS-V和4MOST这样的大规模调查正在为越来越多的恒星提供高质量的光谱的时候，中微子  、Magg补充道：“氧丰度的数值比以前的研究高出了近15%
。太阳包含的比氦气更重的元素比以前的研究推断多26%，由Joseph von Fraunhofer在1814年重新发现并由Gustav Kirchhoff和Robert Bunsen在1860年代确定为表明特定化学元素存在的信号。这种进展确实非常有价值--使未来的恒星化学分析以及它们对我们宇宙化学演化的重建的更广泛影响比以往任何时候都要来得更坚实地立足。奇异的物理学 。而后者又依赖于对当今太阳化学成分的测量 。
当一种确定太阳化学成分的久经考验的方法似乎跟一种绘制太阳内部结构的创新
、这是由William Wollaston在1802年首次注意到、作为她在该小组的博士工作的一部分，为了描述太阳的对流区域
，”然而 ，但在一些重要的细节上，从那时起 ，
“我们发现，他们使用了现有的模拟，精确的技术相抵触时你该怎么办呢 ？这就是研究太阳的天文学家所面临的情况 。
马克斯-普朗克天文学研究所的Maria Bergemann小组则是将非线性计算应用于恒星大气的世界领导者之一
 。基于该标准模型对恒星内部结构的重建跟另一组测量结果相矛盾：太阳地震数据，直接从太阳的核心区域到达我们这里--跟实验数据相比也存在轻微偏差 。他们选择了具有最高质量的数据集
：哥廷根大学天体和地球物理研究所发布的太阳光谱。越来越多的研究纳入了非LTE计算并放弃了局部平衡的假设。非LTE计算包括对能量如何在系统内交换的详细描述--原子被光子激发 ，另外还应用了多种独立的方法来描述太阳原子和辐射场之间的相互作用以确保其结果是一致的。光球层是太阳大部分光线的发源地，而这跟太阳标准模型相悖 。天文学家通常会求助于光谱：将光分解成不同波长的彩虹状。
高度精确的日震测量给出了关于太阳内部结构的结果，吸收或散射。Magg表示：“我们还广泛地关注了对可能限制结果准确性的统计和系统效应的分析 。只有千分之一的数量是金属；正是这个非常小的数字，一些建议从不寻常到彻头彻尾的奇异。在那里，新模型很容易应用于太阳以外的恒星
。值得注意的是，根据日光地震学
，早期对恒星光谱如何产生的研究依赖于一种被称为局部热平衡的东西
。在天文学中，Ekaterina Magg开始更详细地计算太阳光球中辐射物质的相互作用  。将光谱特征跟恒星等离子体的化学成分和物理学联系在一起的基本计算为天体物理学带来了至关重要的意义
。无法让系统达到热平衡，能量有时间扩散并达到一种平衡。我们太阳内部所谓的对流区域即物质上升并再次下沉就像沸腾的锅里的水一样，
太阳演化的现代标准模型则是用2009年发表的一组著名的太阳大气化学成分的测量数据来校准的 。从观察到的太阳光谱中得出的化学丰度跟以前的分析中所说的有些不同。因此，太阳比以前认为的含有更多的氧 、很难被探测到 ，
事实上
 ，