Il Sole non è come pensavamo che fosse: Nuovi calcoli sullo spettro solare risolvono una controversia sulla sua composizione chimica


Cosa fare quando un metodo collaudato per determinare la composizione chimica del Sole sembra essere in contrasto con una tecnica innovativa e precisa per mappare la struttura interna del Sole?

Questa era la situazione in cui si trovavano gli astronomi che studiano il Sole, fino ai nuovi calcoli pubblicati da Ekaterina Magg, Maria Bergemann e colleghi, che risolvono l’apparente contraddizione.

La crisi decennale dell’abbondanza solare è il conflitto tra la struttura interna del sole determinata dalle oscillazioni solari (eliosismologia) e la struttura derivata dalla teoria fondamentale dell’evoluzione stellare, che a sua volta si basa sulle misure della composizione chimica del sole attuale. I nuovi calcoli della fisica dell’atmosfera solare forniscono risultati aggiornati per le abbondanze di diversi elementi chimici, che risolvono il conflitto. In particolare, il Sole contiene più ossigeno, silicio e neon di quanto si pensasse in precedenza. I metodi impiegati promettono anche stime molto più accurate delle composizioni chimiche delle stelle in generale.

Astrochimica con gli spettri

Il metodo collaudato in questione è l’analisi spettrale. Per determinare la composizione chimica del nostro Sole, o di qualsiasi altra stella, gli astronomi ricorrono abitualmente agli spettri: la scomposizione della luce in diverse lunghezze d’onda, simile a un arcobaleno. Gli spettri stellari contengono vistose e nette linee scure, notate per la prima volta da William Wollaston nel 1802, notoriamente riscoperte da Joseph von Fraunhofer nel 1814 e identificate come segni rivelatori della presenza di specifici elementi chimici da Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen negli anni ’60 del XIX secolo.

Il lavoro pionieristico dell’astrofisico indiano Meghnad Saha nel 1920 ha messo in relazione la forza di queste “linee di assorbimento” con la temperatura stellare e la composizione chimica, fornendo la base per i nostri modelli fisici delle stelle. Cecilia Payne-Gaposchkin ha capito che le stelle come il nostro Sole sono composte principalmente da idrogeno ed elio, con solo tracce di elementi chimici più pesanti.

Oscillazioni solari che raccontano una storia diversa

I calcoli sottostanti che mettono in relazione le caratteristiche spettrali con la composizione chimica e la fisica del plasma stellare sono da allora di importanza cruciale per l’astrofisica. Sono stati alla base di un secolo di progressi nella comprensione dell’evoluzione chimica dell’universo e della struttura fisica e dell’evoluzione di stelle ed esopianeti. Per questo motivo è stato un po’ uno shock quando, man mano che nuovi dati osservativi diventavano disponibili e fornivano una visione del funzionamento interno del nostro Sole, i diversi pezzi del puzzle apparentemente non si incastravano.

Spettro del Sole, ripreso con lo spettrografo ad altissima risoluzione NARVAL installato al Télescope Bernard Lyot, Observatoire Midi-Pyrénées. Spettri come questo, in particolare le proprietà delle linee di assorbimento scure che sono chiaramente visibili in questa immagine, permettono agli astronomi di dedurre la temperatura e la composizione chimica di una stella.

Il moderno modello standard dell’evoluzione solare è calibrato sulla base di una famosa (negli ambienti della fisica solare) serie di misurazioni della composizione chimica dell’atmosfera solare, pubblicata nel 2009. Ma in una serie di dettagli importanti, la ricostruzione della struttura interna della nostra stella basata su quel modello standard contraddice un’altra serie di misurazioni: i dati eliosismici, cioè le misurazioni che tracciano in modo molto preciso le minuscole oscillazioni del sole nel suo complesso – il modo in cui il sole si espande e si contrae ritmicamente secondo schemi caratteristici, su scale temporali comprese tra i secondi e le ore.

Proprio come le onde sismiche forniscono ai geologi informazioni cruciali sull’interno della Terra, o come il suono di una campana codifica informazioni sulla sua forma e sulle sue proprietà materiali, l’eliosismologia fornisce informazioni sull’interno del sole.

La crisi delle abbondanze solari

Misure eliosismiche molto accurate hanno fornito risultati sulla struttura interna del Sole in contrasto con i modelli solari standard. Secondo l’eliosismologia, la cosiddetta regione convettiva all’interno del nostro sole, dove la materia sale e scende di nuovo, come l’acqua in una pentola in ebollizione, era notevolmente più grande di quanto previsto dal modello standard. Anche la velocità delle onde sonore in prossimità del fondo di questa regione si è discostata dalle previsioni del modello standard, così come la quantità complessiva di elio nel sole. Come se non bastasse, anche alcune misurazioni dei neutrini solari – particelle elementari di difficile rilevazione che ci raggiungono direttamente dalle regioni del nucleo del Sole – erano leggermente sballate rispetto ai dati sperimentali.

Gli astronomi si trovarono di fronte a quella che venne presto chiamata “crisi delle abbondanze solari” e, alla ricerca di una via d’uscita, alcune proposte andavano dall’insolito all’esotico.

Forse il Sole ha accumulato gas povero di metalli durante la fase di formazione dei pianeti?

L’energia viene trasportata dalle particelle di materia oscura, notoriamente non interagenti?

Calcoli oltre l’equilibrio termico locale

Lo studio appena pubblicato di Ekaterina Magg, Maria Bergemann e colleghi è riuscito a risolvere questa crisi, rivedendo i modelli su cui si basano le stime spettrali della composizione chimica del Sole. I primi studi su come si producono gli spettri delle stelle si basavano su un fenomeno noto come equilibrio termico locale. Si ipotizzava che localmente l’energia in ogni regione dell’atmosfera di una stella avesse il tempo di distribuirsi e raggiungere una sorta di equilibrio. Ciò consentirebbe di assegnare a ciascuna regione una temperatura, con una notevole semplificazione dei calcoli.

Ma già negli anni ’50 gli astronomi si erano resi conto che questo quadro era eccessivamente semplificato. Da allora, sempre più studi hanno incorporato i cosiddetti calcoli Non-LTE, abbandonando l’ipotesi di equilibrio locale. I calcoli Non-LTE includono una descrizione dettagliata di come l’energia viene scambiata all’interno del sistema: gli atomi vengono eccitati dai fotoni o si scontrano, i fotoni vengono emessi, assorbiti o dispersi. Nelle atmosfere stellari, dove le densità sono troppo basse per consentire al sistema di raggiungere l’equilibrio termico, questo tipo di attenzione ai dettagli è molto utile. In questi casi, i calcoli Non-LTE danno risultati nettamente diversi dalle loro controparti all’equilibrio locale.

Applicazione del Non-LTE alla fotosfera solare

Il gruppo di Maria Bergemann del Max Planck Institute for Astronomy è uno dei leader mondiali nell’applicazione dei calcoli Non-LTE alle atmosfere stellari. Nell’ambito del suo dottorato di ricerca in questo gruppo, Ekaterina Magg ha cercato di calcolare in modo più dettagliato l’interazione della materia radiante nella fotosfera solare. La fotosfera è lo strato esterno dove ha origine la maggior parte della luce solare e dove le linee di assorbimento sono impresse nello spettro solare.

In questo studio sono stati analizzati tutti gli elementi chimici rilevanti per gli attuali modelli di evoluzione delle stelle nel tempo e sono stati applicati più metodi indipendenti per descrivere le interazioni tra gli atomi del Sole e il suo campo di radiazioni, al fine di garantire la coerenza dei risultati. Per descrivere le regioni convettive del nostro sole, hanno utilizzato simulazioni esistenti che tengono conto sia del moto del plasma sia della fisica della radiazione (“STAGGER” e “CO5BOLD”). Per il confronto con le misurazioni spettrali, hanno scelto il set di dati con la più alta qualità disponibile: lo spettro solare pubblicato dall’Istituto di Astro- e Geofisica dell’Università di Göttingen.

Ci siamo anche concentrati ampiamente sull’analisi degli effetti statistici e sistematici che potevano limitare l’accuratezza dei nostri risultati”, osserva Magg.

Un sole con più ossigeno ed elementi più pesanti

I nuovi calcoli hanno mostrato che la relazione tra le abbondanze di questi elementi chimici cruciali e la forza delle linee spettrali corrispondenti era significativamente diversa da quanto sostenuto dagli autori precedenti. Di conseguenza, le abbondanze chimiche che derivano dallo spettro solare osservato sono leggermente diverse da quelle indicate nelle analisi precedenti.

Abbiamo scoperto che, secondo la nostra analisi, il Sole contiene il 26% in più di elementi più pesanti dell’elio rispetto a quanto dedotto da studi precedenti“, spiega Magg. In astronomia, questi elementi più pesanti dell’elio sono chiamati “metalli“. Solo un millesimo di percento di tutti i nuclei atomici del Sole sono metalli; è questo numero molto piccolo che ora è cambiato del 26% rispetto al valore precedente. Magg aggiunge: “Il valore dell’abbondanza di ossigeno è quasi del 15% più alto rispetto agli studi precedenti“. I nuovi valori sono comunque in buon accordo con la composizione chimica dei meteoriti primitivi (“condriti CI”) che si pensa rappresentino la composizione chimica del primissimo sistema solare.

Crisi risolta

Quando questi nuovi valori vengono utilizzati come input per gli attuali modelli di struttura ed evoluzione solare, la sconcertante discrepanza tra i risultati di tali modelli e le misure eliosismiche scompare. L’analisi approfondita di Magg, Bergemann e dei loro colleghi sulle modalità di produzione delle linee spettrali, che si basa su modelli molto più completi della fisica sottostante, riesce a risolvere la crisi delle abbondanze solari.

Maria Bergemann ha affermato: “I nuovi modelli solari basati sulla nostra nuova composizione chimica sono più realistici che mai: producono un modello del sole che è coerente con tutte le informazioni che abbiamo sulla struttura attuale del sole – onde sonore, neutrini, luminosità e raggio del sole – senza la necessità di una fisica esotica non standard all’interno del sole“.

Inoltre, i nuovi modelli sono facilmente applicabili a stelle diverse dal Sole. In un momento in cui indagini su larga scala come SDSS-V e 4MOST stanno fornendo spettri di alta qualità per un numero sempre maggiore di stelle, questo tipo di progresso è davvero prezioso e pone le future analisi della chimica stellare, con le loro implicazioni più ampie per la ricostruzione dell’evoluzione chimica del nostro cosmo, su basi più solide che mai.

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