Una investigació inernacional amb participació de l’Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC) i de l’Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC), ha resolt la crisi d’abundància solar existent des de fa una dècada: el conflicte entre l’estructura interna del Sol derivada de l’anàlisi de les oscil·lacions solars (heliosismologia) i l’estructura derivada de la teoria fonamental de l’evolució estel·lar, que alhora es basa en mesuraments de la composició química del Sol actual.

Els nous càlculs de la interacció entre la matèria i la llum a l’atmosfera del Sol presenten resultats actualitzats sobre l’abundància de diferents elements químics. En particular, el Sol conté més oxigen, silici i neó del que es pensava fins ara. A més, els mètodes emprats prometen estimacions considerablement més exactes de les composicions químiques de les estrelles en general.

L’estudi publicat a Astronomy & Astrophysics, on participa l’investigador Aldo Serenelli de l’Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC) i de l’Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC), resol l’aparent contradicció entre els mètodes contrastats fins ara per determinar la composició química del Sol i una tècnica més innovadora i precisa per cartografiar l’estructura interna del Sol.

Astroquímica a través de l’anàlisi espectral

El mètode contrastat i utilitzat en qüestió és l’anàlisi espectral. Per determinar la composició química del nostre Sol o de qualsevol altra estrella, en astronomia es recorre rutinàriament a l’espectre de la llum: la descomposició de la llum en forma d’arc de Sant Martí en les diferents longituds d’ona. Els espectres estel·lars contenen línies fosques nítides i visibles, albirades per primera vegada per William Wollaston el 1802. El 1814, Joseph von Fraunhofer les va redescobrir; i, a la dècada de 1860, Gustav Kirchhoff i Robert Bunsen les van identificar com a signes reveladors que indiquen la presència d’elements químics específics.

El treball pioner de l’astrofísic indi Meghnad Saha el 1920 va relacionar la força d’aquestes “línies d’absorció” amb la temperatura estel·lar i la composició química, asseient la base per als models físics d’estrelles actuals. L’aportació de Cecilia Payne-Gaposchkin que les estrelles com el nostre Sol es componen principalment d’hidrogen i heli, a més de petites quantitats d’elements químics més pesants, es basa en aquest treball.

Oscil·lacions solars amb una història diferent

Els càlculs que relacionen les característiques espectrals amb la composició química i la física del plasma estel·lar han estat de crucial importància per a l’astrofísica des de llavors. Han estat la base de l’avenç en la comprensió de l’evolució química de l’univers, així com de l’estructura física i l’evolució de les estrelles i exoplanetes al llarg d’un segle. Tot i això, a mesura que es disposava de noves dades sobre el funcionament intern del nostre Sol, les diferents peces del trencaclosques semblaven no encaixar.

El model estàndard modern d’evolució solar sol calibrar-se utilitzant un conjunt de mesuraments de la composició química de l’atmosfera solar, publicat el 2009. No obstant això, una reconstrucció de l’estructura interna del Sol basada en aquest model estàndard contradiu un altre conjunt de mesures a partir de dades heliosísmiques. Aquestes mesures rastregen de manera molt precisa les oscil·lacions del Sol com un tot, és a dir, la manera com el Sol s’expandeix i contrau rítmicament amb uns patrons característics, en escales de temps de minuts.

De la mateixa manera que les ones sísmiques aporten informació de gran rellevància sobre l’interior de la Terra i que el so d’una campana codifica informació sobre la forma i les propietats materials, l’heliosismologia ofereix informació sobre l’interior del Sol.

La crisi sobre l’abundància solar

Els mesuraments heliosísmics d’alta precisió oferien resultats sobre l’estructura interior del Sol que contradeien els models solars estàndard. Segons l’heliosismologia, l’anomenada regió convectiva dins del nostre Sol, on la matèria puja i torna a enfonsar-se, era considerablement més gran del que predia el model estàndard.

La velocitat de les ones de so a prop del fons d’aquesta regió també es va desviar de les prediccions del model estàndard, igual que la quantitat total d’heli al Sol. A més, certs mesuraments de neutrins solars (partícules elementals fugaces, difícils de detectar, que ens arriben directament des de les regions centrals del Sol) també estaven lleugerament desviades en comparació amb les dades experimentals.

Al camp de l’astronomia va tenir lloc una anomenada “crisi de l’abundància solar”, donant lloc a diverses propostes, com que potser el Sol va acumular algun gas pobre en metalls durant la seva fase de formació de planetes o que l’energia estava sent transportada per les partícules de matèria fosca que gairebé no interactuen amb la matèria ordinària.

Càlculs més enllà de l’equilibri tèrmic local

Aquest estudi ha resolt la crisi de l’abundància solar en revisar els models en què es basen les estimacions espectrals de la composició química del Sol. Els estudis primerencs sobre com es forma l’espectre d’una estrella s’havien basat en una cosa coneguda com a equilibri tèrmic local. Aquests estudis assumien que, localment, l’energia a cada regió de l’atmosfera d’una estrella es dissipava fins a assolir un equilibri. Això permetria assignar a cada regió una temperatura, simplificant de manera considerable els càlculs.

A la dècada de 1950, els astrònoms i astrònomes es van adonar que aquesta perspectiva era massa simplista. Des de llavors, cada cop més estudis han tingut en compte els anomenats càlculs no LTE (Equilibri Tèrmic Local, per la seva sigla en anglès), que no assumien un equilibri local. Els càlculs no LTE inclouen una descripció detallada de com s’intercanvia l’energia dins del sistema: àtoms que s’exciten amb fotons o col·lisionen; fotons que s’emeten, absorbeixen o dispersen… A l’atmosfera d’una estrella, on la densitat és massa baixa perquè el sistema assoleixi un equilibri tèrmic, aquesta atenció al detall és reveladora. Així, els càlculs no LTE oferien resultats notablement diferents dels que tenien en compte l’equilibri local.

Aplicació de càlculs sense LTE a la fotosfera solar

El grup de Maria Bergemann a l’Institut Max Planck d’Astronomia és un dels líders mundials a l’aplicació de càlculs sense LTE a atmosferes estel·lars. Com a part del treball de la seva tesi doctoral en aquest grup, Ekaterina Magg es va disposar a calcular més detalladament la interacció de la radiació amb els elements clau de la fotosfera solar: la capa exterior on s’origina la major part de la llum solar i també on les línies d’absorció s’imprimeixen a l’espectre solar.

En aquest estudi, s’han rastrejat tots els elements químics rellevants per als models actuals sobre l’evolució de les estrelles amb el temps i s’han aplicat múltiples mètodes independents per descriure les interaccions entre els àtoms del Sol i el camp de radiació per garantir uns resultats consistents. Per descriure les regions convectives del nostre Sol, l’equip va utilitzar simulacions existents que tenen en compte tant el moviment del plasma com la física de la radiació (per exemple, els codis “STAGGER” i “CO5BOLD”). Per a la comparació amb els mesuraments espectrals, l’equip va triar el conjunt de dades amb la qualitat més alta disponible: l’espectre solar publicat per l’Institut d’Astrofísica i Geofísica de Göttingen.

Un Sol amb més oxigen i elements més pesats

Els càlculs nous van mostrar que la relació entre l’abundància d’aquests elements químics tan rellevants i la força de les línies espectrals corresponents era significativament diferent del que havien afirmat autors anteriors. Com a conseqüència, les abundàncies químiques que es deriven de l’espectre solar observat són una mica diferents de les establertes en anàlisis anteriors.

“Descobrim que, segons la nostra anàlisi, el Sol conté un 26% més d’elements més pesats que l’heli (metalls) del que havien deduït estudis anteriors”, explica Magg.

“El valor de l’abundància d’oxigen va ser gairebé un 15% més alt que a estudis anteriors”, afirma Magg. Tot i això, els nous valors concorden bé amb la composició química dels meteorits primitius (“condrites CI”) que, segons es creu, representen la composició química del sistema solar primitiu.

Crisi resolta

Quan aquests valors nous s’utilitzen com a entrada per als models actuals d’estructura i evolució solar, desapareix la discrepància entre els resultats d’aquests models i els mesuraments heliosísmics. L’anàlisi en profunditat de com es produeixen les línies espectrals, recolzant-se en models considerablement més complets de la física subjacent, aconsegueix resoldre la crisi d’abundància solar. “Els nous models solars basats en la nostra nova composició química són més realistes que mai: produeixen un model del Sol que és consistent amb tota la informació que tenim sobre l’estructura actual del Sol: ones de so, neutrins, lluminositat i el radi del Sol, sense necessitat de física exòtica no estàndard a l’interior solar”, diu Bergemann.

“Els resultats d’aquest treball tornen a col·locar el Sol com a referència fonamental en estudis de física estel·lar. Això té una importància central per a diverses àrees de l’astrofísica i, en especial, per a la caracterització detallada de l’estructura interna d’altres estrelles, objectiu fonamental de PLATO, la missió M3 de l’Agència Espacial Europea”, afegeix Serenelli.

A més, els nous models són fàcils d’aplicar a altres estrelles a part del Sol. En un moment en què estudis a gran escala, presents i en desenvolupament, com SDSS-V i 4MOST estan proporcionant espectres d’alta qualitat per a un nombre cada vegada més gran d’estrelles, aquest avenç és realment útil: posa les futures anàlisis de la química estel·lar, amb implicacions més àmplies per a les reconstruccions de l’evolució química del nostre cosmos, sobre una base més ferma que mai.

Article de referència:

Observational constraints on the origin of the elements. IV: The standard composition of the Sun, E. Magg et al., a la revista Astronomy & Astrophysics. Disponible en aquesta URL: https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202142971

Comunicació ICE-CSIC

Las olas de calor marinas provocan cambios permanentes en la expresión génica de los peces

Espectre del Sol, pres amb l’espectrògraf d’alta resolució NARVAL instal·lat al Télescope Bernard Lyot, Observatoire Midi-Pyrénées. Espectres com aquest, en particular les propietats de les línies d’absorció fosques que són clarament visibles en aquesta imatge, permeten als astrònoms deduir la temperatura i la composició química d’una estrella.
Crèdit: M. Bergemann / MPIA / NARVAL@TBL