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


¿Qué haces 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 los nuevos cálculos que ahora han sido publicados por Ekaterina Magg, Maria Bergemann y sus colegas, y que resuelven la aparente contradicción.

La crisis de abundancia solar de una década es 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 las mediciones de la composición química del sol actual. composición. Los nuevos cálculos de la física de la atmósfera solar 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.

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. Crédito: M. Bergemann / MPIA / NARVAL@TBL

Astroquímica usando espectros

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 nítidas y conspicuas, notadas por primera vez por William Wollaston en 1802, famosamente 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 constatación de Cecilia Payne-Gaposchkin de que las estrellas como nuestro sol se componen principalmente de hidrógeno y helio, sin más que pequeñas cantidades 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 un poco impactante cuando, a medida que se disponía de nuevos datos de observación que proporcionaban una idea del funcionamiento interno de nuestro sol, las diferentes piezas del rompecabezas aparentemente no encajaban.

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

Al igual que las olas sísmicas, proporcionan a los geólogos información crucial sobre el interior de la Tierra, o al igual que el sonido de una campana codifica información sobre su forma y propiedades de material, la heliedad proporciona información sobre el interior del sol. La crisis de abundancia solar, las mediciones de heliosísmo altamente precisas dieron resultados sobre la estructura interior del Sol que estaban en desacuerdo con los modelos estándar de Solar. Según la HelioSismology, la llamada región convectiva dentro de nuestro sol donde la materia se eleva y se hunde nuevamente, como el agua en una olla de ebullición, fue considerablemente mayor que el modelo estándar.

La velocidad de las ondas de sonido 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 rematar, ciertas medidas de partículas elementales flotantes de neutrinos solares, difíciles de detectar, llegar a nosotros directamente de las regiones básicas del Sol, estaban ligeramente fuera en comparación con los datos experimentales, también. Los astrónomos tenían lo que pronto llegaron a llamar a una «crisis de abundancia solar», y en busca de una salida, algunas propuestas oscilaron desde lo inusual hasta el franco exótico. ¿El sol tal vez acumuló un gas de metal pobre durante su fase formadora de planetas? ¿La energía es transportada por las notoriamente que no están interactivas de partículas de materia oscura? Cálculos más allá del equilibrio térmico local El estudio recién publicado por Ekaterina MAGG, Maria Bergemann y sus colegas ha logrado resolver esa crisis, al revisar 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 estrellas se habían confiado 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 un tipo de equilibrio. Esto permitiría asignar a cada región una temperatura de la región, que conduce a una simplificación considerable en los cálculos. Pero tan pronto como la década de 1950, los astrónomos se habían dado cuenta de que esta foto estaba simplificada en exceso. Desde entonces, cada vez más estudios incorporan los llamados cálculos no LTE, cayendo el supuesto de equilibrio local. Los cálculos que no LTE incluyen una descripción detallada de cómo se intercambia energía dentro de los átomos del sistema que se entusiasman con fotones, o chocar, fotones emitidos, absorbidos o dispersos. 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 se apaga. Allí, los cálculos de LTE generan resultados que son notablemente diferentes de sus contrapartes locales de equilibrio.

Aplicar no LTE a la Photosphere Solar María Bergemann’s Group en el Instituto Max Planck para Astronomy es uno de los líderes mundiales cuando se trata de aplicar cálculos de no LTE a atmósferas estelares. Como parte del trabajo en su Ph.D. En ese grupo, Ekaterina MAGG se propuso calcular en más detalle la interacción de la radiación en la Photosphere Solar. La fotospero es la capa exterior 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 las estrellas evolucionaron 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 la moción del plasma como la física de la radiación («STOBER» y «co5bold»). Para la comparación con las mediciones espectrales, eligieron los datos establecidos con la calidad más alta disponible: el espectro solar publicado por el Instituto de Astro y Geofísica, Universidad de Göttingen. «También nos enfocamos ampliamente en el análisis de los 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 resistencia de las líneas espectrales correspondientes fue significativamente diferente de lo que había reclamado los autores anteriores. En consecuencia, las abundancia química que se siguen desde el espectro solar observado son algo diferentes a las declaradas en el análisis anterior. «Encontramos, que de acuerdo con nuestro análisis, el sol contiene un 26% más de elementos más pesados que el helio que los estudios anteriores, habían deducido», explica Magg. En la astronomía, tales elementos más pesados que el helio se llaman «metales». Solo en el orden de una milésima parte de un porcentaje de todos los núcleos atómicos en el sol son metales; Es este número muy pequeño que ahora ha cambiado en un 26% de su valor anterior. MAGG agrega: «El valor para la abundancia de oxígeno fue casi un 15% más alto que en estudios anteriores». Sin embargo, los nuevos valores son, en buen acuerdo, con la composición química de los meteoritos primitivos («CI condritas») que se cree que representa la composición química del sistema solar muy temprano.

La crisis se resolvió cuando se utilizan los nuevos valores como la entrada para los modelos actuales de la estructura solar y la evolución, la discrepancia desconcertante entre los resultados de esos modelos y las mediciones de heliosísmo desaparece. 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, se las arregla para resolver la crisis de la 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 las ondas de sonido, neutrinos, luminosidad y sol. Radio: sin la necesidad de física no estándar, exótica en el interior solar». Como una ventaja adicional, los nuevos modelos son fáciles de aplicar a las estrellas distintas al sol.

En un momento en que las encuestas a gran escala como SDSSS-V y las 4 más están proporcionando espectros de alta calidad para un número cada vez mayor de estrellas, este tipo de progreso es valioso de hecho, que ponen los análisis futuros de la química estelar, con sus implicaciones más amplias para las reconstrucciones del producto químico. Evolución de nuestro cosmos, en una base más firme que nunca antes. El estudio, «Restricciones de observación en el origen de los elementos. IV: la composición estándar del sol», se publica en la revista Astronomy & AstroPhysics.

Deja una respuesta

Introduce tus datos o haz clic en un icono para iniciar sesión:

Logo de WordPress.com

Estás comentando usando tu cuenta de WordPress.com. Salir /  Cambiar )

Imagen de Twitter

Estás comentando usando tu cuenta de Twitter. Salir /  Cambiar )

Foto de Facebook

Estás comentando usando tu cuenta de Facebook. Salir /  Cambiar )

Conectando a %s

Este sitio usa Akismet para reducir el spam. Aprende cómo se procesan los datos de tus comentarios.