Nuevos cálculos del espectro solar resuelven la controversia de una década sobre la composición química del Sol

30. Mayo 2022

Astrónomos han resuelto la crisis de abundancia solar de una década: el conflicto entre la estructura interna del Sol determinada a partir de las oscilaciones solares (heliosismología) y la estructura derivada de la teoría fundamental de la evolución estelar, que a su vez se basa en mediciones de la composición química del Sol actual. Los nuevos cálculos de la física de la atmósfera del Sol arrojan resultados actualizados para la abundancia de diferentes elementos químicos, que resuelven el conflicto. En particular, el Sol contiene más oxígeno, silicio y neón de lo que se pensaba. Los métodos empleados también prometen estimaciones considerablemente más precisas de las composiciones químicas de las estrellas en general.

¿Qué se hace cuando un método probado y verdadero para determinar la composición química del Sol parece estar en desacuerdo con una técnica innovadora y precisa para mapear la estructura interna del Sol? Esa era la situación a la que se enfrentaban los astrónomos que estudiaban el Sol, hasta nuevos cálculos que ahora han sido publicados por Ekaterina Magg, Maria Bergemann y sus colegas, y que resuelven la aparente contradicción.

Astroquímica usando espectros



Espectro del Sol, tomado con el espectrógrafo de muy alta resolución NARVAL instalado en el Télescope Bernard Lyot, Observatoire Midi-Pyrénées. Espectros como este, en particular las propiedades de las líneas de absorción oscuras que son claramente visibles en esta imagen, permiten a los astrónomos deducir la temperatura y la composición química de una estrella.


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Espectro del Sol, tomado con el espectrógrafo de muy alta resolución NARVAL instalado en el Télescope Bernard Lyot, Observatoire Midi-Pyrénées. Espectros como este, en particular las propiedades de las líneas de absorción oscuras que son claramente visibles en esta imagen, permiten a los astrónomos deducir la temperatura y la composición química de una estrella.


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El método probado y verdadero en cuestión es el análisis espectral. Para determinar la composición química de nuestro Sol, o de cualquier otra estrella, los astrónomos recurren rutinariamente a los espectros: la descomposición de la luz en forma de arco iris en sus diferentes longitudes de onda. Los espectros estelares contienen líneas oscuras conspicuas y agudas, notadas por primera vez por William Wollaston en 1802, redescubiertas por Joseph von Fraunhofer en 1814, e identificadas como signos reveladores que indican la presencia de elementos químicos específicos por Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen en la década de 1860.

El trabajo pionero del astrofísico indio Meghnad Saha en 1920 relacionó la fuerza de esas "líneas de absorción" con la temperatura estelar y la composición química, proporcionando la base para nuestros modelos físicos de estrellas. La comprensión de Cecilia Payne-Gaposchkin de que las estrellas como nuestro Sol consisten principalmente en hidrógeno y helio, con no más que trazas de elementos químicos más pesados, se basa en ese trabajo.

Oscilaciones solares que cuentan una historia diferente

Los cálculos subyacentes que relacionan las características espectrales con la composición química y la física del plasma estelar han sido de crucial importancia para la astrofísica desde entonces. Han sido la base de un progreso de un siglo en nuestra comprensión de la evolución química del universo, así como de la estructura física y la evolución de las estrellas y los exoplanetas. Es por eso que fue una especie de shock cuando, a medida que nuevos datos de observación estuvieron disponibles y proporcionaron una idea del funcionamiento interno de nuestro Sol, las diferentes piezas del rompecabezas aparentemente no encajaron.

El modelo estándar moderno de la evolución solar se calibra utilizando un famoso (en círculos de física solar) conjunto de mediciones de la composición química de la atmósfera solar, publicado en 2009. Pero en una serie de detalles importantes, una reconstrucción de la estructura interna de nuestra estrella favorita basada en ese modelo estándar contradice otro conjunto de mediciones: datos heliosísmicos, es decir, mediciones que rastrean con mucha precisión las oscilaciones diminutas del Sol en su conjunto, la forma en que el Sol se expande y se contrae rítmicamente en patrones característicos, en escalas de tiempo entre segundos y horas.

Al igual que las ondas sísmicas proporcionan a los geólogos información crucial sobre el interior de la Tierra, o como el sonido de una campana codifica información sobre su forma y propiedades materiales, la heliosismología proporciona información sobre el interior del Sol.

La crisis de las abundancias solares

Las mediciones heliosísmicas altamente precisas dieron resultados sobre la estructura interior del Sol que estaban en desacuerdo con los modelos estándar solares. Según la heliosismología, la llamada región convectiva dentro de nuestro Sol donde la materia sube y se hunde de nuevo, como el agua en una olla hirviendo, era considerablemente más grande de lo que predijo el modelo estándar. La velocidad de las ondas sonoras cerca del fondo de esa región también se desvió de las predicciones del modelo estándar, al igual que la cantidad total de helio en el Sol. Para colmo, ciertas mediciones de neutrinos solares (partículas elementales fugaces, difíciles de detectar, que nos llegan directamente desde las regiones centrales del Sol) también estaban ligeramente desactivadas en comparación con los datos experimentales.

Los astrónomos tuvieron lo que pronto llegaron a llamar una "crisis de abundancias solares", y en busca de una salida, algunas propuestas iban desde lo inusual hasta lo francamente exótico. ¿Pudo el Sol acumular algo de gas pobre en metales durante su fase de formación de planetas? ¿La energía está siendo transportada por las partículas de materia oscura notoriamente no interactuantes?

Cálculos más allá del equilibrio térmico local

El estudio recientemente publicado por Ekaterina Magg, Maria Bergemann y sus colegas ha logrado resolver esa crisis, revisando los modelos en los que se basan las estimaciones espectrales de la composición química del Sol. Los primeros estudios de cómo se producen los espectros de las estrellas se habían basado en algo conocido como equilibrio térmico local. Habían asumido que localmente, la energía en cada región de la atmósfera de una estrella tiene tiempo para extenderse y alcanzar una especie de equilibrio. Esto permitiría asignar a cada una de estas regiones una temperatura, lo que conduce a una simplificación considerable en los cálculos.

Pero ya en la década de 1950, los astrónomos se habían dado cuenta de que esta imagen estaba demasiado simplificada. Desde entonces, más y más estudios incorporaron los llamados cálculos no LTE, abandonando la suposición de equilibrio local. Los cálculos no LTE incluyen una descripción detallada de cómo se intercambia la energía dentro del sistema: átomos que se excitan con fotones o colisionan, fotones que se emiten, absorben o dispersan. En las atmósferas estelares, donde las densidades son demasiado bajas para permitir que el sistema alcance el equilibrio térmico, ese tipo de atención al detalle vale la pena. Allí, los cálculos no LTE producen resultados que son marcadamente diferentes de sus contrapartes de equilibrio local.

Aplicación de Non-LTE a la fotosfera solar

El grupo de Maria Bergemann en el Instituto Max Planck de Astronomía es uno de los líderes mundiales cuando se trata de aplicar cálculos no LTE a atmósferas estelares. Como parte del trabajo en su doctorado en ese grupo, Ekaterina Magg se propuso calcular con más detalle la interacción de la materia radiada en la fotosfera solar. La fotosfera es la capa externa donde se origina la mayor parte de la luz del Sol, y también donde las líneas de absorción están impresas en el espectro solar.

En este estudio rastrearon todos los elementos químicos que son relevantes para los modelos actuales de cómo evolucionaron las estrellas con el tiempo, y aplicaron múltiples métodos independientes para describir las interacciones entre los átomos del Sol y su campo de radiación para asegurarse de que sus resultados fueran consistentes. Para describir las regiones convectivas de nuestro Sol, utilizaron simulaciones existentes que tienen en cuenta tanto el movimiento del plasma como la física de la radiación ("STAGGER" y "CO5BOLD"). Para la comparación con las mediciones espectrales, eligieron el conjunto de datos con la más alta calidad disponible: el espectro solar publicado por el Instituto de Astro y Geofísica de la Universidad de Göttingen. "También nos centramos ampliamente en el análisis de efectos estadísticos y sistemáticos que podrían limitar la precisión de los resultados", señala Magg.

Un Sol con más oxígeno y elementos más pesados

Los nuevos cálculos mostraron que la relación entre las abundancias de estos elementos químicos cruciales y la fuerza de las líneas espectrales correspondientes era significativamente diferente de lo que los autores anteriores habían afirmado. En consecuencia, las abundancias químicas que se derivan del espectro solar observado son algo diferentes de lo indicado en análisis anteriores.

"Encontramos que, según nuestro análisis, el Sol contiene un 26% más de elementos más pesados que el helio de lo que habían deducido estudios anteriores", explica Magg. En astronomía, tales elementos más pesados que el helio se llaman "metales". Sólo en el orden de una milésima parte de un por ciento de todos los núcleos atómicos en el Sol son metales; es este número muy pequeño el que ahora ha cambiado en un 26% de su valor anterior. Magg agrega: "El valor de la abundancia de oxígeno fue casi un 15% más alto que en estudios anteriores". Sin embargo, los nuevos valores están en buen acuerdo con la composición química de los meteoritos primitivos ("condritas CI") que se cree que representan la composición química del sistema solar muy temprano.

Crisis resuelta

Cuando esos nuevos valores se utilizan como entrada para los modelos actuales de estructura solar y evolución, desaparece la desconcertante discrepancia entre los resultados de esos modelos y las mediciones heliosísmicas. El análisis en profundidad de Magg, Bergemann y sus colegas de cómo se producen las líneas espectrales, con su dependencia de modelos considerablemente más completos de la física subyacente, logra resolver la crisis de abundancia solar.

Maria Bergemann dice: "Los nuevos modelos solares basados en nuestra nueva composición química son más realistas que nunca: producen un modelo del Sol que es consistente con toda la información que tenemos sobre la estructura actual del Sol (ondas sonoras, neutrinos, luminosidad y radio del Sol) sin la necesidad de una física exótica no estándar en el interior solar".

Como una ventaja adicional, los nuevos modelos son fáciles de aplicar a estrellas que no sean el Sol. En un momento en que los estudios a gran escala como SDSS-V y 4MOST están proporcionando espectros de alta calidad para un número cada vez mayor de estrellas, este tipo de progreso es realmente valioso, poniendo los futuros análisis de la química estelar, con sus implicaciones más amplias para las reconstrucciones de la evolución química de nuestro cosmos, en una base más firme que nunca.

Antecedentes

Los resultados descritos aquí han sido publicados como E. Magg et al., "Observational constraints on the origin of the elements. IV: La composición estándar del Sol" en la revista Astronomy & Astrophysics.

Los investigadores del MPIA involucrados son Ekaterina Magg, Maria Bergemann (también Instituto Niels Bohr, Copenhague), Aldo Serenelli (también Instituto de Ciencias espaciales e Instituto d'Estudis Espacials de Catalunya, España) y Jeffrey M. Gerber en colaboración con Bertrand Plez (Université de Montpellier), Hans-Günter Ludwig (Universität Heidelberg), Manuel Bautista (Western Michigan University), así como los Grupos de Física Atómica y Astrofísica. en la Université de Mons.

 

 
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