Nuevos modelos atómicos para modelos atmosféricos de estrellas con planetas - Peralta, Juan Ignacio (2024)
La escasa información que llega a la Tierra proveniente de los objetos celestes que estudiamos, ha llevado a la ciencia a desarrollar métodos de medición indirectos cada vez más precisos. La proximidad del Sol otorga una ventaja única, proporcionando una cantidad de información notablemente superior a la obtenida de otras estrellas. Esta proximidad nos ha permitido comprender en profundidad muchos de los procesos fundamentales que tienen lugar en la superficie estelar, simplemente analizando las consecuencias de los mismos en la luz que nos llega de ella. Los modelos físicos y semiempíricos desempeñan un papel crucial en la búsqueda de información en áreas donde la observación directa es limitada. Permiten cubrir el vacío de información sobre fenómenos inaccesibles, debido a limitaciones tecnológicas o físicas. Si los datos y aproximaciones implementados sobre los procesos que participan en una determinada atmósfera estelar, permiten obtener un espectro calculado que reproduce con gran precisión al espectro observado por telescopios, entonces parte de la radiación que no llega a los mismos puede ser estimada a través del modelo atmosférico. Esta tesis aborda la mejora de 14 modelos atómicos implementados en los modelos atmosféricos del Sol y de tres estrellas más frías, con el propósito de lograr una concordancia más precisa entre los espectros calculados y los observados. Para lograr este objetivo, en este trabajo se combinan dos campos de estudio fundamentales para comprender las atmósferas estelares: la física atómica y la física estelar. Los espectros fueron calculados a través de la solución simultánea de las ecuaciones de equilibrio estadístico y transporte radiativo para una atmósfera plano-paralela, asumiendo equilibrio hidrostático. Las mejoras más relevantes en los modelos atómicos fueron las siguientes: i) Mg I: se actualizaron los datos radiativos y colisionales del modelo preexistente, utilizando bases de datos atómicas ampliamente conocidas. Luego se expandió la estructura energética y se agregaron transiciones para reproducir ciertas líneas en el UV cercano y muchas líneas del infrarrojo medio. En este nuevo modelo, también se mejoró la distribución de poblaciones atómicas utilizando datos radiativos y de colisiones con electrones calculados por nosotros. ii) Mg II: también se expandió la cantidad de niveles energéticos para incluir una gran cantidad líneas nuevas y así ampliar notoriamente el rango espectral hasta las centenas de micrómetros. iii) En los elementos Ti, V, Cr, Mn, Co y Ni, (neutros y una vez ionizados) se reemplazaron los datos de fotoionización (y recombinación radiativa, como proceso inverso) basados en una aproximación que utiliza una función exponencial decreciente, con valores calculados por nosotros. Un modelo atómico realista también debe ser capaz de reproducir las observaciones en plasmas con distintas condiciones termodinámicas, por lo que los nuevos modelos atómicos se implementaron, en la primera mitad de esta tesis, en modelos atmosféricos generados previamente para las estrellas: HD 22049 dK2 (“ε Eridani”), GJ 832 dM2, y GJ 581 dM3. Por otro lado, en la segunda mitad, se utilizaron modelos para las tres primeras, solamente. Las actualizaciones en el nuevo modelo atómico del Mg I, además de abarcar un mayor rango espectral y lograr un mejor balance entre los procesos radiativos y colisionales, produjeron un mejor ajuste en las líneas del espectro solar y las estrellas en todo el rango estudiado (con algunas excepciones), respecto al modelo previo y a las observaciones encontradas. En cuanto a los cambios por los datos colisionales, radiativos y de fotoionización, el modelo de ε Eridani tuvo un comportamiento más similar al solar desde el rango visible en adelante, que en las estrellas dM. Aunque en las estrellas los cambios más notables se dieron en la región del UV cercano, también se notó una gran sensibilidad al cambio de datos colisionales en la región del infrarrojo. En todos los casos, el cambio en los datos de fotoionización produjo variaciones en la opacidad en la región del UV cercano, generando como consecuencia un aumento en el nivel de continuo, de distinta importancia según la estrella y región de la atmósfera. También se observaron cambios en la emisión/absorción de las líneas, principalmente en las pertenecientes a los elementos modificados. Con estos resultados, mejoramos el cálculo de espectro sintético el cual puede ser utilizado por la comunidad astronómica en una variedad de temas, como es el caso del cálculo de la irradiancia espectral solar (y su equivalente en el caso de otras estrellas), de utilidad en el estudio de las atmósferas de planetas orbitando a su alrededor y su clima espacial. También se mejora indirectamente el cálculo de los parámetros estelares como el radio, metalicidad, gravedad, y temperatura efectiva, así como su aplicación al estudio de la actividad magnética. Por otro lado, los nuevos datos atómicos para las colisiones de Mg I con electrones, y los de sección eficaz de fotoionización en 12 especies, pueden ser utilizados tanto en los modelos atómicos mejorados por nosotros, como en modelos personalizados según la necesidad.