La composición del Sol a partir de su espectro visible

La imagen astronómica del día, hoy, nos presenta el espectro solar (obtenido en el Observatorio Solar McMath-Pierce) y nos indica que la mayoría de las líneas espectrales de absorción han sido identificadas, pero no todas. ¿Por qué no han sido identificadas todas las líneas espectrales de absorción? Porque no han sido calculadas aún y además la mayoría de los cálculos asumen un estado de equilibrio termodinámico local lo que falsea la comparación entre teoría y observación. La mecánica cuántica permite calcular, a priori, las líneas espectrales de los átomos y moléculas que componen la atmósfera solar a cualquier temperatura, pero el cálculo no es fácil. Estos cálculos cuánticos son muy complicados y requieren el uso de aproximaciones semiclásicas que pueden falsear ciertos resultados (líneas hiperfinas, por ejemplo). Por ello hay varios elementos atómicos pesados con líneas espectrales que tienen probabilidades de transición todavía inciertas. Aunque se han registrado mejoras notables en este sentido en los últimos años, el espectro de absorción del sol contiene muchas líneas que corresponden a elementos atómicos y pequeñas moléculas en un estado fuera del equilibrio termodinámico local para el que todavía no se han obtenido los cálculos correspondientes utilizando la mecánica cuántica. No quiero que nadie se lleve a engaño, aún así, hoy en día conocemos muy bien la composición del sol (ver figura y tabla más abajo). Si alguno sigue el último enlace en la imagen astronómica del día al artículo de S.O. Kastner, “New and Alternative Line Identifications in Solar Chromospheric and Photospheric Spectra,” Astrophysical Journal Supplement 100: 473-486, oct. 1995, se puede llevar una falsa imagen de la situación. Sus tablas llenas de puntitos (lugares vacíos) y sus interrogaciones (?) en muchos elementos no significan que dichas líneas de absorción no sean conocidas (o lo fueran en 1995). No os equivoquéis. Significa que la identificación alternativa del autor no es aplicable a dichas líneas. Hay muchas líneas no identificadas, pero no son todas las que aparecen en dicho artículo. Un artículo mucho más reciente sobre estos lares es el estupendo artículo de los grandes especialistas Martin Asplund, Nicolas Grevesse, A. Jacques Sauval y Pat Scott, “The Chemical Composition of the Sun,” Annual Review of Astronomy and Astrophysics 47: 481-522, September 2009 (de donde he extraído la tabla y la figura de más abajo). Por cierto, para los que no lo sepan, Nicolas Grevesse es autor de un artículo en 1989 sobre la composición química solar citado en el ISI WOS nada menos que 5730 veces y otro de 1998 citado 1314 veces. Para los aficionados a convertir a un autor en un número, el índice-h de Nicolas es 32 (sólo el ISI WOS).

PS (29 jun 2010): Como nuestro lector Iñigo ha notado, las unidades en esta tabla no están nada claras y requieren una aclaración (son unidades estándares en este campo pero fuera del campo pocos las conocen). Así que os incluyo la aclaración (en inglés) de los propios autores. Gracias, Iñigo.

9 Comentarios

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Qfwfq

Pues que alivio, porque justo lo que cuentas de seguir el artículo de Kastner me pasó a mi, me llevé una impresión de que algo gordo se me había pasado todos estos años. Gracias por la aclaración.

emulenewsemulenews

Iñigo, son porcentajes (%) luego son adimensionales, es decir, 12.00 H significa 12’00 % de Hidrógeno, etc.

Iñigo

Bueno parece que la tabla recoge los datos del grafico cosa que no me habia fijado, que es una representacion logaritmica de concentraciones, vamos que sabiendo en que base se encuentra este logaritmo se podrian terminar sabiendo el %. Entiendo que la tabla tendria que ofrecer esta informacion o similar de forma directa, a pesar de que la representacion grafica del logaritmo pueda ser elocuente de alguna pauta.

emulenewsemulenews

Muchas gracias, Iñigo, tienes toda la razón, es muy difícil interpretar correctamente la tabla y la figura. He incluido en el artículo la explicación detallada de las unidades (copiada del artículo original). Espero que así quede más claro. Gracias de nuevo.

Iñigo

No hay de que. Ya estariamos prevenidos para cuando se desvele la composion de sus capas internas, si se consige.

jjavierfernandezjjavierfernandez

En el gráfico la “tendencia” de pares consecutivos es muy repetitiva, salvo para, a la vista, 3 zonas (según el número atómico, Z): la zona 0-10, la 15-30 y la 75-95. ¿Existe alguna relación entre estas zonas, que supongo críticas (por llamarlas así), y las fases de evolución de una estrella? En la última zona, estaría el plomo. Y tengo entendido que la presencia de elementos más allá del plomo… Quizás sólo tiene que ver con las probabilidades de que las distintas reacciones para dar esos elementos ocurra…

Enhorabuena por el post. Me ha gustado mucho. Un astro-ignorante

SwardSward

El diagrama es analogo al de composicion estimada del universo. La forma en sierra se debe a que los nucleos con Z par son mas estables que los impares. El minimo de berilio, boro y litio se debe a que sus nucleos son menos estables que otros que los rodean ademas de que se consumen como combustible en muchas reacciones de fusion. El maximo del hierro se debe a que es nucleo mas estable y es al que tienden todos los nucleos.

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