O que você faz quando um método testado e comprovado para determinar a composição química do sol parece estar em desacordo com uma técnica inovadora e precisa para mapear a estrutura interna do sol? Essa era a situação enfrentada pelos astrônomos que estudam o sol – até novos cálculos que agora foram publicados por Ekaterina Magg, Maria Bergemann e colegas, e que resolvem a aparente contradição.
A crise de abundância solar de uma década é o conflito entre a estrutura interna do sol determinada a partir de oscilações solares (heliosismologia) e a estrutura derivada da teoria fundamental da evolução estelar, que por sua vez se baseia em medições da química do sol atual. composição. Os novos cálculos da física da atmosfera do Sol fornecem resultados atualizados para abundâncias de diferentes elementos químicos, que resolvem o conflito. Notavelmente, o sol contém mais oxigênio, silício e neon do que se pensava anteriormente. Os métodos empregados também prometem estimativas consideravelmente mais precisas das composições químicas das estrelas em geral.

Astroquímica usando espectros

O método testado e comprovado em questão é a análise espectral. A fim de determinar a composição química do nosso sol, ou de qualquer outra estrela lá fora, os astrônomos rotineiramente se voltam para espectros:a decomposição da luz semelhante a um arco-íris em seus diferentes comprimentos de onda. Os espectros estelares contêm linhas escuras nítidas e conspícuas, notadas pela primeira vez por William Wollaston em 1802, redescobertas por Joseph von Fraunhofer em 1814 e identificadas como sinais indicadores que indicam a presença de elementos químicos específicos por Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen na década de 1860.

O trabalho pioneiro do astrofísico indiano Meghnad Saha em 1920 relacionou a força dessas "linhas de absorção" à temperatura estelar e composição química, fornecendo a base para nossos modelos físicos de estrelas. A percepção de Cecilia Payne-Gaposchkin de que estrelas como o nosso Sol consistem principalmente de hidrogênio e hélio, com nada mais do que vestígios de elementos químicos mais pesados, baseia-se nesse trabalho.

Oscilações solares que contam uma história diferente

Os cálculos subjacentes relacionando características espectrais à composição química e física do plasma estelar têm sido de importância crucial para a astrofísica desde então. Eles foram a base de um progresso de um século em nossa compreensão da evolução química do universo, bem como da estrutura física e evolução de estrelas e exoplanetas. É por isso que foi um choque quando, à medida que novos dados observacionais se tornaram disponíveis e forneceram uma visão do funcionamento interno do nosso sol, as diferentes peças do quebra-cabeça aparentemente não se encaixavam.

O modelo padrão moderno da evolução solar é calibrado usando um famoso conjunto (nos círculos de física solar) de medições da composição química da atmosfera solar, publicado em 2009. Mas em vários detalhes importantes, uma reconstrução da estrutura interna de nossa estrela favorita baseada em esse modelo padrão contradiz outro conjunto de medidas:dados heliossísmicos, ou seja, medidas que rastreiam com muita precisão as oscilações diminutas do sol como um todo - a maneira como o sol se expande e se contrai ritmicamente em padrões característicos, em escalas de tempo entre segundos e horas .

Assim como as ondas sísmicas fornecem aos geólogos informações cruciais sobre o interior da Terra, ou como o som de um sino codifica informações sobre sua forma e propriedades materiais, a heliosismologia fornece informações sobre o interior do sol.

A crise da abundância solar

Medições heliossísmicas altamente precisas deram resultados sobre a estrutura interior do sol que estavam em desacordo com os modelos padrão solares. De acordo com a heliosismologia, a chamada região convectiva dentro do nosso sol, onde a matéria sobe e desce novamente, como água em uma panela fervente, era consideravelmente maior do que o modelo padrão previsto. A velocidade das ondas sonoras perto do fundo dessa região também se desviou das previsões do modelo padrão, assim como a quantidade total de hélio no sol. Para completar, certas medições de neutrinos solares – partículas elementares passageiras, difíceis de detectar, chegando diretamente das regiões centrais do sol – também estavam um pouco erradas em comparação com os dados experimentais.

Os astrônomos tiveram o que logo chamaram de "crise de abundância solar" e, em busca de uma saída, algumas propostas variaram do incomum ao totalmente exótico. O sol talvez tenha acumulado algum gás pobre em metal durante sua fase de formação de planetas? A energia está sendo transportada pelas partículas de matéria escura notoriamente não interativas?

Cálculos além do equilíbrio térmico local

O estudo recém-publicado de Ekaterina Magg, Maria Bergemann e colegas conseguiu resolver essa crise, revisitando os modelos em que se baseiam as estimativas espectrais da composição química do sol. Os primeiros estudos de como os espectros das estrelas são produzidos basearam-se em algo conhecido como equilíbrio térmico local. Eles haviam assumido que localmente, a energia em cada região da atmosfera de uma estrela tem tempo para se espalhar e atingir uma espécie de equilíbrio. Isso permitiria atribuir a cada uma dessas regiões uma temperatura, o que leva a uma considerável simplificação nos cálculos.

Mas já na década de 1950, os astrônomos perceberam que essa imagem era simplificada demais. Desde então, mais e mais estudos incorporaram os chamados cálculos Non-LTE, abandonando a suposição de equilíbrio local. Os cálculos não-LTE incluem uma descrição detalhada de como a energia é trocada dentro do sistema – átomos sendo excitados por fótons ou colidindo, fótons sendo emitidos, absorvidos ou espalhados. Em atmosferas estelares, onde as densidades são muito baixas para permitir que o sistema atinja o equilíbrio térmico, esse tipo de atenção aos detalhes compensa. Lá, os cálculos não-LTE produzem resultados marcadamente diferentes de seus equivalentes de equilíbrio local.

Aplicando não-LTE à fotosfera solar

O grupo de Maria Bergemann no Instituto Max Planck de Astronomia é um dos líderes mundiais quando se trata de aplicar cálculos não-LTE a atmosferas estelares. Como parte do trabalho em seu Ph.D. nesse grupo, Ekaterina Magg se propôs a calcular com mais detalhes a interação da matéria de radiação na fotosfera solar. A fotosfera é a camada externa de onde se origina a maior parte da luz do sol e também onde as linhas de absorção são impressas no espectro solar.

Neste estudo, eles rastrearam todos os elementos químicos relevantes para os modelos atuais de como as estrelas evoluíram ao longo do tempo e aplicaram vários métodos independentes para descrever as interações entre os átomos do sol e seu campo de radiação para garantir que seus resultados fossem consistentes. Para descrever as regiões convectivas do nosso sol, eles usaram simulações existentes que levam em conta tanto o movimento do plasma quanto a física da radiação ("STAGGER" e "CO5BOLD"). Para a comparação com medições espectrais, eles escolheram o conjunto de dados com a mais alta qualidade disponível:o espectro solar publicado pelo Instituto de Astrofísica e Geofísica da Universidade de Göttingen. "Nós também nos concentramos extensivamente na análise de efeitos estatísticos e sistemáticos que poderiam limitar a precisão de nossos resultados", observa Magg.

Um sol com mais oxigênio e elementos mais pesados

Os novos cálculos mostraram que a relação entre a abundância desses elementos químicos cruciais e a força das linhas espectrais correspondentes era significativamente diferente do que os autores anteriores haviam afirmado. Consequentemente, as abundâncias químicas que se seguem do espectro solar observado são um pouco diferentes das indicadas na análise anterior.

“Descobrimos que, de acordo com nossa análise, o sol contém 26% mais elementos mais pesados ​​que o hélio do que estudos anteriores haviam deduzido”, explica Magg. Em astronomia, esses elementos mais pesados ​​que o hélio são chamados de "metais". Apenas na ordem de um milésimo de um por cento de todos os núcleos atômicos do Sol são metais; é este número muito pequeno que agora mudou em 26% do seu valor anterior. Magg acrescenta:"O valor da abundância de oxigênio foi quase 15% maior do que em estudos anteriores". Os novos valores estão, no entanto, em boa concordância com a composição química dos meteoritos primitivos ("condritos CI") que se acredita representarem a composição química do sistema solar primitivo.

Crise resolvida

Quando esses novos valores são usados ​​como entrada para os modelos atuais de estrutura e evolução solar, a intrigante discrepância entre os resultados desses modelos e as medições heliossísmicas desaparece. A análise aprofundada de Magg, Bergemann e seus colegas de como as linhas espectrais são produzidas, com sua dependência de modelos consideravelmente mais completos da física subjacente, consegue resolver a crise de abundância solar.

Maria Bergemann diz:"Os novos modelos solares baseados em nossa nova composição química são mais realistas do que nunca:eles produzem um modelo do sol que é consistente com todas as informações que temos sobre a estrutura atual do sol - ondas sonoras, neutrinos , luminosidade e raio do sol - sem a necessidade de física exótica e não padronizada no interior solar."

Como um bônus adicional, os novos modelos são fáceis de aplicar a outras estrelas além do sol. Em uma época em que pesquisas em larga escala como SDSS-V e 4MOST estão fornecendo espectros de alta qualidade para um número cada vez maior de estrelas, esse tipo de progresso é realmente valioso - colocar análises futuras da química estelar, com suas implicações mais amplas para reconstruções de a evolução química do nosso cosmos, em uma base mais firme do que nunca.

O estudo, "Restrições observacionais sobre a origem dos elementos. IV:A composição padrão do sol", foi publicado na revista Astronomy &Astrophysics . + Explorar mais

Excesso de núcleo limitado pela ausência de um núcleo convectivo solar e algumas estrelas semelhantes ao sol