El Sol y su Puño de Hierro

• Título: A higher-than-predicted measurement of iron opacity at solar interior temperatures
• Autores: J. E. Bailey et al
• Institución del primer autor: Sandia National Laboratories
• Astrobite original: The Sun and its Iron Fist

El Sol y las Discrepancias Solares

El interior del Sol está compuesto por tres regiones, dependiendo del tipo de mecanismo de transporte de energía que domine. La capa interior es el núcleo (r=0.25 radios solares), donde toda la energía del Sol es generada a través de la fusión del hidrógeno. Esta región es seguida por una zona radiativa que tiene una extensión desde el núcleo hasta ~75% del radio solar, y donde el transporte de energía es a través de fotones, esto es, radiación. La zona convectiva representa la capa exterior del Sol y se extiende desde donde acaba la región radiativa hasta la fotósfera solar (de donde proviene toda la luz del Sol que observamos); la energía es principalmente transportada a través del movimiento de un fluido/plasma en la zona convectiva. Entre la zona radiativa y la convectiva está el límite radiación/convección (tambien conocido en la vieja escuela como la capa de “overshoot” o tacoclina), donde la transición entre la radiación y la convección tienen lugar.

Fig. 1: Interior Solar (Wikipedia)

El cambio de temperatura como función de la profundidad (conocido también como perfil de temperatura) de una estrella es afectado por la absorción de la radiación por la materia que interviene en el proceso. El grado en el cual la radiación es atenuada es medida por una cantidad conocida como opacidad (tamién conocida como coeficiente de absorción). Mientras la estrella tenga mayor opacidad, será más opaca y podremos ver menos hacia su interior. La composición química afecta la opacidad de la estrella, ya que diferentes elementos absorben y dispersan de diferente forma la luz. Una estrella con un alto contenido de elementos absorsores/dispersores de la luz tendrá una opacidad mayor y viceversa. La opacidad del Sol es por lo tanto determinada por su composición química.

El Modelo Estándar Solar (SSM por sus siglas en inglés) es un modelo matemático que trata de encapsular varias facetas del Sol, como cuál es su transporte de energía, composición química, perfil de temperatura, entre otras cosas. Un preciso tratamiento del Sol es crucial debido a que el SSM es usado para evaluar la teoría de evolución estelar, por ejemplo, una corrección substancial al SSM podría implicar una revisión significativa de nuesto entendimiento actual de cómo funcionan las estrellas. Los modeladores solares se enfrentaron a un gran reto cuando los reanálisis del espectro solar los forzaron a reducir los valores inferidos de carbono, nitrógeno y oxígeno por un 30-50%. Como sea, las predicciones de los modelos solares usando las abundacias revisadas de los elementos están en desacuerdo con las observaciones de la heliosismología, la cual es una técnica que estudia la estructura interna del Sol usando ondas acústicas. Si los análisis espectrales y las observaciones heliosismológicas son correctas, entonces debe haber un error en nuestro entendimiento actual del Sol. ¿Cómo resolver esta discrepancia? Una pista: opacidad.

Otros investigadores han encontrado que cuanto mayor es la verdadera opacidad del interior solar, arriba de un ~15% más alta que la predicha en los modelos solares, la discrepancia puede resolverse, ya que el incremento en la opacidad reducirá las abundancias químicas. Esto significa que tenemos que evaluar la opacidad del Sol de una forma independiente: usando una medida directa de las condiciones que imiten el interior del Sol, donde las temperaturas corresponden a millones de Kelvins. Pero se estarán preguntando… millones de Kelvins, ¿no es eso extremadamente difícil de reproducir? Aquí es donde el presente artículo sale en nuestra ayuda.

Este artículo

El autor de este artículo usa un acelerador conocido como “Z-machine” para simular el interior solar. El Z-machine es el más poderoso emisor de pulsos de rayos X construido en el mundo, localizado en los “Sandia National Laboratories” (Albuquerque, Estados Unidos; llamado Z-machine debido a que las partículas disparadas por el acelerador colisionan unas con otras a lo largo del eje z). Usando el Z-machine, los autores miden la opacidad del hierro en condiciones similares a las que se encuentran en la frontera radiativa/convectiva del Sol. Esta frontera es donde la discrepancia descrita arriba debe ser más significativa. El hierro es elegido ya que es el principal causante de la opacidad en la frontera, contribuyendo con más del 25% de la opacidad total. Esto es debido a que el hierro tiene el mayor número de electrones de valencia estables y los electornes son la principal fuente de opacidad del interior solar.

Para de tener un mejor entendimiento de los procesos físicos que afectan la opacidad, los autores desarrollaron un rango de valores T_e/n_e, donde T_e es la temperatura electrónica (la temperatura a la cuál la velocidad de los electrones produce una cierta distribución conocida como distribución de Maxwell-Boltzmann) y n_e es la densidad numérica de los electrones. La figura 2 compara sus medidas (líneas rojas) con cálculos de las opacidades del modelo solar (líneas azules). Vemos que cuando T_e/n_e incrementa, la opacidad incrementa, y las curvas caen y se ensanchan. Aunque los modelos también varian como T_e/n_e lo hacen, el cambio es pequeño comparado con la medición directa. El modelo y la medición tienen un mejor acuerdo a bajos T_e/n_e, pero divergen en la medida que T_e/n_e incrementa. Los autores comparan su opacidad con espectros a una condición específica para T_e/n_e (2.11×10⁶ K / 3.1×10²² cm^-3) que se considera que representa la zona radiativa/convectiva de forma más precisa a través de cálculos que vienen de más modelos en la figura 3. Ninguno de los modelos reproduce la opacidad del espectro y como hecho curioso, la medida de la opacidad es entre 30 y 400% más alta que las predicciones.

Fig. 2: Medida de la opacidad espectral versus longitud de onda para cuatro valroes de T_e/n_e comparados con los modelos calculados. Las mediciones son las líneas rojas mientras que los cálculos de los modelos son las líneas azules. Te/ne incrementa hacia arriba en los paneles. (Tomado de la figura 2 del artículo)

Si regresamos a la discusión acerca del desacuerdo entre observaciones espectrales y heliosísmicas, recordaremos que necesitamos que la opacidad solar promedio sea ~15% más alta que la predicha. La opacidad del hierro medida dependiente de la longitud de onda es entre 30-400% más alta que la predicha, lo que se traduce a un valor de ~7 (+/-3)% más alto que el predicho para la opacidad promedio, esto es aproximadamente la mitad de lo necesario para resolver la discrepancia solar. Teniendo en mente que el hierro es solo uno de los elementos que contribuye a la opacidad (aunque tenemos que admitir que es el principal), la opacidad promedio esperada debe ser más alta cuando todos los elementos presentes en el interior solar son considerados.

Para concluir, las predicciones del modelo solar actual estan en desacuerdo con los resultados de las obervaciones heliosísmicas. Esta discrepancia puede ser potencialmente resuelta si la verdadera opacidad promedio del Sol es ~15% más alta que las que estiman las predicciones de los modelos. Los autores del presente artículo midieron la opacidad del hierro en las condiciones de la frontera radiativa/convectiva del Sol y encontraron que la opacidad era 30-400% más alta que los modelos, lo que se traduce en una opacidad promedio de aproximadamente 7% más alta. Esto imlica que existen ingredientes que no estan siendo considerados en los actuales modelos solares y que se necesita realizar correcciones. Es aleccionador (y también algo humillante) reflexionar cuanto aún no entendemos de cómo el Sol funciona, dado que es nuestra estrella más cercana y la gran mayoría de nuestro entendimiento de otras estrellas está basado en lo que entendemos acerca del Sol.

Fig. 3: Comparación de las medidas de la opacidad espectral del hierro con multiples modelos a T_e = 2.11×10⁶ K y n_e = 3.1×10²² cm^-3, el cual se considera el más representativo de las condiciones de la región radiativa/convectiva. Los daots estan en líneas negras mientras los coloreados son de los modelos. Puede verse claramente que los modelos no encajan con los datos. (Tomado de la figura 3 del artículo)