¿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.

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, 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 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 algo impactante cuando, a medida que nuevos datos de observación estaban disponibles y proporcionaban una idea del funcionamiento interno de nuestro sol, las diferentes piezas del rompecabezas aparentemente no encajaban.

El modelo estándar moderno de evolución solar se calibra utilizando un famoso (en los círculos de física solar) conjunto de medidas 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 medidas:datos heliosísmicos, es decir, medidas que rastrean con mucha precisión las diminutas oscilaciones del sol como un todo, la forma en que el sol se expande y contrae rítmicamente en patrones característicos, en escalas de tiempo entre segundos y horas .

Al igual que las ondas sísmicas brindan 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 brinda información sobre el interior del sol.

La crisis de la abundancia solar

Las mediciones heliosísmicas de alta precisión dieron resultados sobre la estructura interior del sol que estaban en desacuerdo con los modelos solares estándar. Según la heliosismología, la llamada región convectiva dentro de nuestro sol donde la materia sube y se hunde nuevamente, como el agua en una olla hirviendo, era considerablemente más grande de lo que predijo 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 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 desviadas en comparación con los datos experimentales.

Los astrónomos tuvieron lo que pronto llamaron una "crisis de abundancia solar", y en busca de una salida, algunas propuestas iban desde lo inusual hasta lo francamente exótico. ¿El sol tal vez acumuló algún gas pobre en metales durante su fase de formación de planetas? ¿Las partículas de materia oscura que notoriamente no interactúan transportan energía?

Cálculos más allá del equilibrio térmico local

El estudio recientemente 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 sobre 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 expandirse y alcanzar una especie de equilibrio. Esto permitiría asignar a cada región una temperatura, lo que conduce a una simplificación considerable en los cálculos.

Pero ya en la década de 1950, los astrónomos se dieron cuenta de que esta imagen estaba demasiado simplificada. Desde entonces, cada vez más estudios incorporaron los llamados cálculos Non-LTE, abandonando la suposición de equilibrio local. Los cálculos no LTE incluyen una descripción detallada de cómo se intercambia la energía dentro del sistema:los átomos se excitan con los fotones o colisionan, los fotones se emiten, absorben o dispersan. En 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 sin LTE arrojan resultados que son marcadamente diferentes de sus contrapartes de equilibrio local.

Aplicando 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 Non-LTE a atmósferas estelares. Como parte del trabajo de su Ph.D. en ese grupo, Ekaterina Magg se propuso calcular con más detalle la interacción de la materia de radiación en la fotosfera solar. La fotosfera es la capa exterior donde se origina la mayor parte de la luz solar y también donde se imprimen las líneas de absorción 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 mayor calidad disponible:el espectro solar publicado por el Instituto de Astrofísica y Geofísica de la Universidad de Göttingen. "También nos enfocamos ampliamente en el análisis de los efectos estadísticos y sistemáticos que podrían limitar la precisión de nuestros resultados", señala Magg.

Un sol con más oxígeno y elementos más pesados

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

"Descubrimos 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, los elementos más pesados ​​que el helio se denominan "metales". Sólo del orden de una milésima parte de un por ciento de todos los núcleos atómicos del 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 concuerdan bien con la composición química de los meteoritos primitivos ("condritas CI") que se cree que representan la composición química del sistema solar primitivo.

Crisis resuelta

Cuando esos nuevos valores se utilizan como entrada para los modelos actuales de estructura y evolución solar, desaparece la desconcertante discrepancia entre los resultados de esos modelos y las mediciones heliosísmicas. El análisis en profundidad de Magg, Bergemann y sus colegas sobre cómo se producen las líneas espectrales, con su confianza en 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 de sonido, neutrinos , la luminosidad y el radio del sol, sin necesidad de una física exótica no estándar en el interior solar".

Como beneficio adicional, los nuevos modelos son fáciles de aplicar a otras estrellas además del sol. En un momento en el que 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:poner los análisis futuros de la química estelar, con sus implicaciones más amplias para las reconstrucciones de la evolución química de nuestro cosmos, sobre una base más firme que nunca.

El estudio, "Restricciones observacionales sobre el origen de los elementos. IV:La composición estándar del sol", se publica en la revista Astronomy &Astrophysics . + Explora más

Rebasamiento del núcleo limitado por la ausencia de un núcleo convectivo solar y algunas estrellas de tipo solar