O que vocêfaz quando um manãtodo 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 osaténovos ca¡lculos que agora foram publicados por Ekaterina Magg, Maria Bergemann e colegas, e que resolvem a aparente contradição.

A crise de abunda¢ncia solar de uma década éo 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 ca¡lculos da física da atmosfera do Sol fornecem resultados atualizados para abunda¢ncias de diferentes elementos qua­micos, que resolvem o conflito. Notavelmente, o sol contanãm mais oxigaªnio, sila­cio e neon do que se pensava anteriormente. Os manãtodos empregados também prometem estimativas consideravelmente mais precisas das composições químicas das estrelas em geral.

O manãtodo testado e comprovado em questãoéa análise espectral . A fim de determinar a composição química do nosso sol, ou de qualquer outra estrela la¡ fora, os astrônomos rotineiramente se voltam para espectros: a decomposição da luz semelhante a um arco-a­ris em seus diferentes comprimentos de onda. Os espectros estelares contem linhas escuras na­tidas e conspa­cuas, 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 astrofisico indiano Meghnad Saha em 1920 relacionou a força dessas "linhas de absorção" a  temperatura estelar e composição química, fornecendo a base para nossos modelos fa­sicos de estrelas. A percepção de Cecilia Payne-Gaposchkin de que estrelas como o nosso Sol consistem principalmente de hidrogaªnio e hanãlio, com nada mais do que vesta­gios de elementos químicos mais pesados, baseia-se nesse trabalho.

Os ca¡lculos subjacentes relacionando caracteri­sticas espectrais a  composição química e física do plasma estelar tem sido de importa¢ncia crucial para a astrofa­sica 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. a‰ por isso que foi um choque quando, a  medida que novos dados observacionais se tornaram disponí­veis e forneceram uma visão do funcionamento interno do nosso sol, as diferentes pea§as do quebra-cabea§a aparentemente não se encaixavam.

O modelo padrãomoderno da evolução solar écalibrado usando um famoso conjunto (nos ca­rculos 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 padrãocontradiz outro conjunto de medidas: dados heliossa­smicos, 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 padraµes caractera­sticos, em escalas de tempo entre segundos e horas .

Assim como as ondas sa­smicas fornecem aos gea³logos informações cruciais sobre o interior da Terra, ou como o som de um sino codifica informações sobre sua forma e propriedades do material, a heliosismologia fornece informações sobre o interior do sol.

Medições heliossa­smicas altamente precisas deram resultados sobre a estrutura interior do sol que estavam em desacordo com os modelos padrãosolares. De acordo com a heliosismologia, a chamada regia£o convectiva dentro do nosso sol, onde a matéria sobe e desce novamente, como águaem uma panela fervente, era consideravelmente maior do que o modelo padrãoprevisto. A velocidade das ondas sonoras perto do fundo dessa regia£o também se desviou das previsaµes do modelo padra£o, assim como a quantidade total de hanãlio no sol. Para completar, certas medições de neutrinos solares osparta­culas elementares passageiras, difa­ceis de detectar, chegando diretamente das regiaµes centrais do sol ostambém estavam um pouco erradas em comparação com os dados experimentais.

Os astrônomos tiveram o que logo chamaram de "crise de abunda¢ncia solar" e, em busca de uma saa­da, algumas propostas variaram do incomum ao totalmente exa³tico. O sol talvez tenha acumulado algum gás pobre em metal durante sua fase de formação de planetas? A energia estãosendo transportada pelaspartículas de matéria escura notoriamente não interativas?

O estudo recanãm-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 equila­brio tanãrmico local. Eles haviam assumido que localmente, a energia em cada regia£o da atmosfera de uma estrela tem tempo para se espalhar e atingir uma espanãcie de equila­brio. Isso permitiria atribuir a cada uma dessas regiaµes uma temperatura, o que leva a uma considera¡vel simplificação nos ca¡lculos.

Mas já na década de 1950, os astrônomos perceberam que essa imagem era simplificada demais. Desde então, mais e mais estudos incorporaram os chamados ca¡lculos Non-LTE, abandonando a suposição de equila­brio local. Os ca¡lculos não-LTE incluem uma descrição detalhada de como a energia étrocada dentro do sistema osa¡tomos sendo excitados por fa³tons ou colidindo, fa³tons sendo emitidos, absorvidos ou espalhados. Em atmosferas estelares, onde as densidades são muito baixas para permitir que o sistema atinja o equila­brio tanãrmico, esse tipo de atenção aos detalhes compensa. La¡, os ca¡lculos não-LTE produzem resultados marcadamente diferentes de seus equivalentes de equila­brio local.

O grupo de Maria Bergemann no Instituto Max Planck de Astronomia éum dos lideres mundiais quando se trata de aplicar ca¡lculos não-LTE a atmosferas estelares. Como parte do trabalho em seu Ph.D. nesse grupo, Ekaterina Magg se propa´s a calcular com mais detalhes a interação da matéria de radiação na fotosfera solar. A fotosfera éa 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 evolua­ram ao longo do tempo e aplicaram vários manãtodos independentes para descrever as interações entre os a¡tomos do sol e seu campo de radiação para garantir que seus resultados fossem consistentes. Para descrever as regiaµes 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 dispona­vel: o espectro solar publicado pelo Instituto de Astrofísica e Geofa­sica da Universidade de Ga¶ttingen. "Tambanãm nos concentramos extensivamente na análise de efeitos estata­sticos e sistema¡ticos que podem limitar a precisão de nossos resultados",

Os novos ca¡lculos mostraram que a relação entre as abunda¢ncias desses elementos químicos cruciais e a força das linhas espectrais correspondentes era significativamente diferente do que os autores anteriores haviam afirmado. Consequentemente, as abunda¢ncias 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 contanãm 26% mais elementos mais pesados ​​que o hanãlio do que estudos anteriores haviam deduzido", explica Magg. Em astronomia, esses elementos mais pesados ​​que o hanãlio são chamados de "metais". Apenas na ordem de um milanãsimo de um por cento de todos os núcleos ata´micos do Sol são metais; éeste número muito pequeno que agora mudou em 26% do seu valor anterior. Magg acrescenta: "O valor da abunda¢ncia de oxigaªnio foi quase 15% maior do que em estudos anteriores". Os novos valores estão, no entanto, em boa concorda¢ncia com a composição química dos meteoritos primitivos ("condritos CI") que se acredita representarem a composição química do sistema solar primitivo.

Quando esses novos valores são usados ​​como entrada para os modelos atuais de estrutura e evolução solar, a intrigante discrepa¢ncia entre os resultados desses modelos e as medições heliossa­smicas desaparece. A análise aprofundada de Magg, Bergemann e seus colegas de como as linhas espectrais são produzidas, com sua dependaªncia de modelos consideravelmente mais completos da física subjacente, consegue resolver a crise de abunda¢ncia 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 éconsistente 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 exa³tica e não padronizada no interior solar."

Como um ba´nus adicional, os novos modelos são fa¡ceis de aplicar a outras estrelas além do sol. Em uma anãpoca em que pesquisas em larga escala como SDSS-V e 4MOST estãofornecendo espectros de alta qualidade para um número cada vez maior de estrelas, esse tipo de progresso érealmente 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 padrãodo sol", foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics .