Resuelta una década de controversia sobre la composición química del Sol

Nuevos cálculos del espectro solar, realizados por un equipo internacional de astrónomos, resuelven toda una década de controversia sobre la composición química del Sol.

Espectro del Sol, tomado con el espectrógrafo de muy alta resolución NARVAL instalado en el Télescope Bernard Lyot, Observatoire Midi Pyrénées.
Espectro del Sol, tomado con el espectrógrafo de muy alta resolución NARVAL instalado en el Télescope Bernard Lyot, Observatoire Midi Pyrénées.

Un equipo internacional de astrónomos, en el que participa el investigador Aldo Serenelli del Instituto de Ciencias del Espacio (ICE-CSIC) y del Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC), ha resuelto la crisis de abundancia solar existente desde hace una década: el conflicto entre la estructura interna del Sol derivada del análisis de las oscilaciones solares (heliosismología) y la estructura consecuencia 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 interacción entre la materia y la luz en la atmósfera del astro presentan resultados actualizados sobre la abundancia de diferentes elementos químicos. En particular, el Sol contiene más oxígeno, silicio y neón de lo que se pensaba hasta ahora. Además, los métodos empleados prometen estimaciones considerablemente más exactas de las composiciones químicas de las estrellas en general.

En concreto, el estudio, publicado en Astronomy & Astrophysics, resuelve la aparente contradicción entre los métodos contrastados hasta ahora para determinar la composición química del Sol y una técnica más innovadora y precisa para cartografiar la estructura interna de éste.

Astroquímica a través del análisis espectral

El método contrastado y utilizado en cuestión es el análisis espectral. Para determinar la composición química de nuestro Sol o de cualquier otra estrella, en astronomía se recurre rutinariamente al espectro de la luz: la descomposición de la luz en forma de arco iris en sus diferentes longitudes de onda. Los espectros estelares contienen líneas oscuras nítidas y visibles, avistadas por primera vez por William Wollaston en 1802. En 1814, Joseph von Fraunhofer las redescubrió; y, en la década de 1860, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen las identificaron como signos reveladores que indican la presencia de elementos químicos específicos.

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, sentando la base para los actuales modelos físicos de estrellas. La aportación de Cecilia Payne-Gaposchkin de que las estrellas como nuestro Sol se componen principalmente de hidrógeno y helio, además de pequeñas cantidades de elementos químicos más pesados, se basa en ese trabajo.

Los espectros estelares contienen líneas oscuras nítidas y visibles, que fueron avistadas por primera vez por William Wollaston en 1802.
Los espectros estelares contienen líneas oscuras nítidas y visibles, que fueron avistadas por primera vez por William Wollaston en 1802.

Oscilaciones solares con una historia diferente

Los cálculos 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 del avance en la comprensión de la evolución química del universo, así como de la estructura física y la evolución de las estrellas y los exoplanetas a lo largo de un siglo.

Sin embargo, a medida que se disponía de nuevos datos sobre el funcionamiento interno de nuestro Sol, las diferentes piezas del rompecabezas parecían no encajar.

El modelo estándar moderno de evolución solar suele calibrarse utilizando un conjunto de mediciones de la composición química de la atmósfera solar, publicado en 2009. No obstante, una reconstrucción de la estructura interna del Sol basada en este modelo estándar contradice otro conjunto de medidas a partir de datos heliosísmicos. Estas medidas rastrean de manera muy precisa las oscilaciones del astro como un todo, es decir, la forma en que el Sol se expande y contrae rítmicamente con unos patrones característicos, en escalas de tiempo en minutos.

La heliosismología brinda información sobre el interior del Sol

Del mismo modo que las ondas sísmicas aportan información de gran relevancia sobre el interior de la Tierra y que el sonido de una campana codifica información sobre su forma y propiedades materiales, la heliosismología brinda información sobre el interior del Sol.

La crisis sobre la abundancia solar

Las mediciones heliosísmicas de alta precisión ofrecían resultados sobre la estructura interior del Sol que contradecían los modelos solares estándar. Según la heliosismología, la llamada región convectiva dentro de nuestro Sol, donde la materia sube y se hunde de nuevo, era considerablemente más grande de lo predicho por 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. Además, ciertas mediciones de neutrinos solares también estaban ligeramente desviadas, en comparación con los datos experimentales.

La llamada región convectiva dentro de nuestro Sol era considerablemente más grande de lo predicho por el modelo estándar.
La llamada región convectiva dentro de nuestro Sol era considerablemente más grande de lo predicho por el modelo estándar.

En el campo de la astronomía tuvo lugar una llamada "crisis de la abundancia solar", dando lugar a diversas propuestas, como que quizá el Sol acumuló algún gas pobre en metales durante su fase de formación de planetas o que la energía estaba siendo transportada por las partículas de materia oscura, que casi no interactúan con la materia ordinaria.

Cálculos más allá del equilibrio térmico local

Este estudio ha resuelto la crisis de la abundancia solar, al revisar los modelos en los que se basan las estimaciones espectrales de la composición química del Sol. Los tempranos sobre cómo se forma el espectro de una estrella se habían basado en algo conocido como equilibrio térmico local. Asumían que, localmente, la energía en cada región de la atmósfera de una estrella se disipaba hasta alcanzar un equilibrio. Esto permitiría asignar a cada región una temperatura, simplificando de forma considerable los cálculos.

Los cálculos no LTE ofrecían resultados notablemente diferentes a los que tenían en cuenta el equilibrio local

En la década de 1950, los astrónomos y astrónomas se dieron cuenta de que esta perspectiva era demasiado simplista. Desde entonces, cada vez más estudios han tenido en cuenta los llamados cálculos no LTE (Equilibrio Térmico Local, por su sigla en inglés), que no asumían un equilibrio local. Éstos 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 la atmósfera de una estrella, donde la densidad es demasiado baja para que el sistema alcance un equilibrio térmico, esa atención al detalle resulta reveladora. Así, los cálculos no LTE ofrecían resultados notablemente diferentes a los que tenían en cuenta el equilibrio local.

Aplicación de cálculos sin LTE en la fotosfera solar

El grupo de Maria Bergemann, en el Instituto Max Planck de Astronomía, es uno de los líderes mundiales en la aplicación de cálculos sin LTE a atmósferas estelares. Como parte del trabajo de su tesis doctoral en ese grupo, Ekaterina Magg se dispuso a calcular con más detalle la interacción de la radiación con los elementos clave de la fotosfera solar: la capa exterior donde se origina la mayor parte de la luz solar y también donde las líneas de absorción se imprimen en el espectro solar.

La fotosfera solar es la capa exterior donde se origina la mayor parte de la luz solar y donde las líneas de absorción se imprimen en el espectro solar.
La fotosfera solar es la capa exterior donde se origina la mayor parte de la luz solar y donde las líneas de absorción se imprimen en el espectro solar.

En este estudio, se han rastreado todos los elementos químicos relevantes para los modelos actuales sobre la evolución de las estrellas con el tiempo y se han aplicado múltiples métodos independientes para describir las interacciones entre los átomos del Sol y su campo de radiación para garantizar unos resultados consistentes. Para describir las regiones convectivas de nuestro Sol, el equipo utilizó simulaciones existentes que tienen en cuenta tanto el movimiento del plasma como la física de la radiación (por ejemplo, los códigos "STAGGER" y "CO5BOLD"). Para la comparación con las mediciones espectrales, el equipo eligió el conjunto de datos con la más alta calidad disponible: el espectro solar publicado por el Instituto de Astrofísica y Geofísica de Göttingen.

Un Sol con más oxígeno y elementos más pesados

Los nuevos cálculos mostraron que la relación entre la abundancia de estos elementos químicos tan relevantes y la fuerza de las líneas espectrales correspondientes era significativamente diferente de lo que habían afirmado autores anteriores. Como consecuencia, las abundancias químicas que se derivan del espectro solar observado son un tanto 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 (“metales”) de lo que habían deducido estudios anteriores”

“Descubrimos que, según nuestro análisis, el Sol contiene un 26% más de elementos más pesados que el helio (“metales”) de lo que habían deducido estudios anteriores”, explica Magg.

"El valor de la abundancia de oxígeno fue casi un 15% más alto que en estudios anteriores", afirma Magg. Sin embargo, los nuevos valores concuerdan bien con la composición química de los meteoritos primitivos ("condritas CI") que, según se cree, 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 discrepancia entre los resultados de esos modelos y las mediciones heliosísmicas. El análisis en profundidad de cómo se producen las líneas espectrales, apoyándose en modelos considerablemente más completos de la física subyacente, logra resolver la crisis de abundancia solar. "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 éste: ondas de sonido, neutrinos, luminosidad y el radio del Sol, sin necesidad de física exótica no estándar en el interior solar”, dice Bergemann.

Se produce un modelo del Sol que es consistente con toda la información que tenemos sobre la estructura actual de éste.
Se produce un modelo del Sol que es consistente con toda la información que tenemos sobre la estructura actual de éste.

“Los resultados de este trabajo vuelven a colocar al Sol como referencia fundamental en estudios de física estelar. Esto tiene una importancia central para diversas áreas de la astrofísica y, en especial, para la caracterización detallada de la estructura interna de otras estrellas, objetivo fundamental de PLATO, la misión M3 de la Agencia Espacial Europea”, añade Aldo Serenelli.

Los nuevos modelos son fáciles de aplicar a otras estrellas aparte del Sol

Además, los nuevos modelos son fáciles de aplicar a otras estrellas aparte del Sol. En un momento en el que estudios a gran escala, presentes y en desarrollo, como SDSS-V y 4MOST están proporcionando espectros de alta calidad para un número cada vez mayor de estrellas, este avance es realmente útil: pone los futuros análisis de la química estelar, con implicaciones más amplias para las reconstrucciones de la evolución química de nuestro cosmos, sobre una base más firme que nunca.

Fuente: CSIC.

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El fenómeno meteorológico del halo solar.

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Imagen del Sol tomada por la NASA en 2006. Foto: Nasa.

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