Nuevo cálculo del espectro solar resuelve controvertido problema de la década


Nuevo cálculo del espectro solar resuelve controvertido problema de la década

Informe de Mysterious Earth uux.cn Según cnBeta: Aunque nuestro sol está mucho más cerca que cualquier otra estrella en el universo, todavía tiene su misterio. Después de todo, todavía está a 93 millones de millas de distancia de la tierra 150 millones kilómetros, y solo tenemos una vista estrecha. Además, hace más calor en la superficie: su atmósfera es más caliente y constantemente arroja partículas a aproximadamente un millón de millas por hora. No es de extrañar que los humanos todavía estemos haciendo nuevos descubrimientos.

De hecho, los astrónomos acaban de resolver la crisis de abundancia solar de una década: el conflicto entre la estructura interna del sol determinada a partir de las oscilaciones solares heliometría y la estructura derivada de la teoría básica de la evolución estelar, y esta última de nuevo confiando en las mediciones de la composición química del sol actual. Los nuevos cálculos de la física de la atmósfera del sol han arrojado resultados actualizados sobre la abundancia de diferentes elementos químicos, resolviendo este conflicto. Sorprendentemente, el sol contiene más de lo que se pensaba anteriormente de oxígeno, silicio y neón El método empleado también garantiza una estimación más precisa de la composición química de las estrellas en general.

¿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 el interior del sol? Esa es la situación que enfrentan los astrónomos que estudian el sol. Ahora, nuevos cálculos publicados por Ekaterina Magg, Maria Bergemann y colegas resuelven esta aparente contradicción.

El método probado y verdadero para esto es el análisis espectroscópico. Para determinar la composición química del sol o de cualquier otra estrella, los astrónomos a menudo recurren a la espectroscopia: dividir la luz en arco iris de diferentes longitudes de onda. El espectro estelar contiene oscuridad distinta y nítida. líneas, que fueron notadas por primera vez por William Wollaston en 1802, redescubiertas por Joseph von Fraunhofer en 1814 e identificadas por Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen en la década de 1860 como una señal de la presencia de elementos químicos específicos.

El trabajo pionero de la astrofísica india Meghnad Saha en 1920 relacionó la fuerza de estas "líneas de absorción" con la temperatura y la composición química de las estrellas, lo que sentó las bases para nuestros modelos de física estelar. Cecilia Payne-Gaposchkin Con esta base se descubrió que las estrellas como nuestro sol están compuestas principalmente de hidrógeno y helio con solo pequeñas cantidades de los elementos químicos más pesados.

Desde entonces, los cálculos fundamentales que vinculan las firmas espectrales con la composición química y la física del plasma estelar han aportado una importancia vital a la astrofísica. Subyacen a un siglo de progreso en la comprensión de la estructura física y la evolución de los exoplanetas, lo cual es impactante.

El modelo estándar moderno de evolución solar está calibrado con un conocido conjunto de mediciones de la composición química de la atmósfera solar publicado en 2009. Pero en algunos detalles importantes, la reconstrucción de la estructura interna de las estrellas basada en este modelo estándar es diferente de otros Un conjunto de medidas contradictorias: datos sísmicos solares, medidas que rastrean con mucha precisión pequeñas oscilaciones a través del sol, la forma en que el sol se expande y contrae rítmicamente en patrones característicos, en escalas de tiempo entre segundos y horas.

Así como las ondas sísmicas brindan a los geólogos información vital sobre el interior de la Tierra o como las campanas codifican información sobre su forma y propiedades materiales, la heliosismología brinda información sobre el interior del Sol.

Las mediciones heliosísmicas de alta precisión dan resultados sobre la estructura interna del sol, lo que es contrario al modelo estándar del sol. Según la heliosismología, la llamada región convectiva dentro de nuestro sol donde el material sube y se hunde nuevamente como una olla hirviendo Al igual que el agua en el Sol, es mucho más grande de lo que predice el Modelo Estándar. La velocidad de las ondas de sonido cerca del fondo de la región también se desvía de las predicciones del Modelo Estándar, al igual que la cantidad total de helio en el Sol. Lo más importante es que para neutrinos solares Algunas mediciones de s, estas partículas elementales fugaces, que son difíciles de detectar y nos llegan directamente desde el núcleo del Sol, también difieren ligeramente de los datos experimentales.

Los astrónomos pronto tuvieron su "crisis de abundancia solar", y algunas sugerencias iban desde inusuales hasta francamente extrañas para encontrar una salida. ¿Agregó el sol algo de gas pobre en metales durante su fase de formación de planetas? La energía está dada por ¿Transportado por partículas de materia oscura que no interactúan?

La investigación recientemente publicada por Ekaterina Magg, Maria Bergemann y sus colegas aborda con éxito esta crisis revisando los modelos en los que se basan las estimaciones espectrales de la composición química del sol. Estudios anteriores sobre cómo surgen los espectros estelares El tema del balance térmico local. Suponen que en cada región de la atmósfera de una estrella, la energía tiene tiempo para dispersarse y alcanzar una especie de equilibrio. Esto nos permitiría asignar una temperatura a cada una de esas regiones, lo que conduciría al coacoplamiento computacional viene una simplificación considerable .

Pero ya en la década de 1950, los astrónomos se dieron cuenta de que la situación era una simplificación excesiva. Desde entonces, cada vez más estudios han incluido cálculos no LTE y han abandonado la suposición de equilibrio local. Cálculos no LTE Incluye una descripción detallada de cómo la energía se intercambia dentro del sistema: los fotones excitan los átomos, o chocan, y los fotones se emiten, absorben o dispersan. En las atmósferas estelares, donde la densidad es demasiado baja para que el sistema alcance el equilibrio térmico, esta comprensión de los detalles valdrá la pena. Allí, los cómputos que no son LTE producen resultados que son significativamente diferentes de sus cómputos equilibrados localmente.

El grupo de Maria Bergemann en el Instituto Max-Planck de Astronomía es uno de los líderes mundiales en la aplicación de cálculos no lineales a las atmósferas estelares. Como parte de su trabajo doctoral en el grupo, Ekaterina Magg comenzó a calcular el Sol con más detalle. La interacción de materia radiante en la fotosfera. La fotosfera es donde se origina la mayor parte de la luz solar y es la capa externa donde las líneas de absorción se imprimen en el espectro solar.

En este estudio, rastrearon todos los elementos químicos asociados con los modelos actuales de cómo las estrellas evolucionan con el tiempo y aplicaron múltiples métodos independientes para describir la interacción entre los átomos del sol y los campos de radiación para garantizar que los resultados fueran consistentes. Para describir el En la región convectiva del Sol, utilizaron simulaciones existentes que tenían en cuenta tanto el movimiento del plasma como la física de la radiación. Para comparar con las mediciones espectroscópicas, eligieron los datos de mayor calidad Episodio: Espectro solar publicado por el Instituto de Astronomía y Geofísica en la Universidad de Göttingen. "También analizamos exhaustivamente el análisis de los efectos estadísticos y sistemáticos que pueden limitar la precisión de los resultados", dijo Magg.

Los nuevos cálculos muestran que la relación entre las abundancias de estos elementos químicos clave y las intensidades de las líneas espectrales correspondientes es muy diferente de lo que han afirmado los investigadores anteriores. Por lo tanto, las abundancias químicas derivadas del espectro solar observado son El grado es algo diferente de lo que se dijo en el análisis anterior.

“Encontramos que, según nuestro análisis, el Sol contiene un 26 por ciento más de elementos más pesados ​​que el helio que los estudios previos deducidos”, explicó Magg. En astronomía, este elemento más pesado que el helio se llama 'Metálico'. De todos los núcleos de el Sol, solo 1 de cada 1000 es metálico; es este número muy pequeño el que ahora ha cambiado un 26 % de su valor anterior. Magg agrega: "La relación numérica de la abundancia de oxígeno en estudios anteriores fue casi un 15 por ciento más alta". los valores están en buen acuerdo con la química de los meteoritos primitivos, que se cree que representan la química del sistema solar muy primitivo.

Cuando estos nuevos valores se utilizan como entrada para los modelos actuales de la estructura y evolución del sol, desaparece la desconcertante discrepancia entre los resultados de estos modelos y las mediciones heliosísmicas. Magg, Bergemann y sus colegas tienen un análisis en profundidad y confiar en modelos bastante completos de física fundamental para abordar la crisis de abundancia solar.

Maria Bergemann dijo: "Los nuevos modelos del sol basados ​​en nuestra nueva composición química son más realistas que nunca: producen modelos del sol que coinciden con toda la información que tenemos sobre la estructura actual del sol: ondas de sonido, neutrinos, luminosidad consistente con el radio del sol, pero sin la física exótica y no estándar del interior del sol".

Como beneficio adicional, el nuevo modelo es fácil de aplicar a otras estrellas además del Sol. Este avance llega en un momento en que estudios a gran escala como SDSS-V y 4MOST brindan espectros de alta calidad para más y más estrellas Very verdaderamente valioso, dando a los futuros análisis químicos de las estrellas y su impacto más amplio en las reconstrucciones de la evolución química de nuestro universo una base más firme que nunca.




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