Me interesa entender cómo y donde se producen los elementos químicos y cómo es su viaje por el universo.

Las observaciones de estrellas y nebulosas (con un telescopio y un espectrógrafo) nos proporcionan sus espectros: descomposición de la luz de un objeto del cielo en varias longitudes de onda o colores. Los espectros son como las huellas dactilares, nos indican las propiedades físicas y químicas de los distintos cuerpos celestes. Podemos conocer qué y cuánto hay de cada cosa (elemento químico) en una estrella, en una galaxia o en una nube de gas; cuanto mejores son los espectros, más detalles podemos conocer. Por otro lado, los modelos teóricos nos dicen cómo se forman los elementos químicos en los diferentes procesos que ocurren en las estrellas y cómo éstos son eyectados al medio interestelar de las galaxias en distintas fases de la evolución estelar y van enriqueciéndolo. Al combinar observaciones y teoría es como vamos avanzando en nuestro entendimiento de la química del universo.

INVESTIGACIÓN

Ciclo de vida de las estrellas. Crédito: NASA.

NEBULOSAS PLANETARIAS

El universo está hecho mayoritariamente de hidrógeno y helio. El resto de elementos, a los que los astrónomos nos referimos como metales, constituyen tan sólo alrededor de un 2% de la composición química del universo. El hidrógeno y la mayoría del helio vienen del Big Bang, ¿y entonces los metales de dónde vienen? De las  estrellas, que son fábricas de elementos químicos.

En su interior (y también en las explosiones que ocurren al final de la vida de algunas de ellas) se producen la mayoría de los elementos químicos que encontramos en la tabla periódica. El material recién formado es transportado hacia la superficie de las estrellas por distintos procesos y al final de la vida de las estrellas, es regresado al medio interestelar, enriqueciéndolo. Eventualmente, en las regiones más densas del medio interestelar, las nubes moleculares, nacen nuevas estrellas y el ciclo continúa. Todo esto y otras muchas cosas se tienen en cuenta para estudiar cómo en las galaxias el gas se transforma en estrellas y éstas producen elementos químicos que son devueltos al medio interestelar, provocando el enriquecimiento químico de las galaxias

 

Las nebulosas planetarias son la fase final de muchas estrellas de masa baja e intermedia (aquellas que tienen menos de unas ocho veces la masa del Sol). Al final de su vida estas estrellas sufren intensos vientos en los que las caparas más externas son lanzadas hacia el medio interestelar (esa región de gas y polvo que hay entre las estrellas). Cuando la estrella es capaz de ionizar el gas (calentarlo lo suficiente como para arrancar electrones de los átomos), entonces se forma lo que conocemos como nebulosa planetaria. Pero, no todas las estrellas de masa baja e intermedia forman una nebulosa planetaria, que se forme o no, requiere que se den las condiciones correctas. Si la estrella no emite fotones capaces de ionizar el gas (la estrella no es suficientemente caliente) o si el gas está tan lejos de la estrella que ya no le llegan los fotones necesarios como para ionizarlo, entonces no se formará una nebulosa planetaria. En principio, nuestro Sol pasará por esta fase dentro de unos 4500 millones de años.

Nebulosa planetaria M2-9. Crédito de la imagen:  Bruce Balick (University of Washington), Vincent Icke (Leiden University, The Netherlands), Garrelt Mellema (Stockholm University), y NASA/ESA.

REGIONES H II

Las regiones H II son nubes del medio interestelar que están siendo ionizadas por estrellas masivas (unas decenas de veces la masa del Sol) recién formadas (hace unos pocos millones de años). Orión es la región H II más conocida, es tan brillante que se puede ver a simple vista en el cielo oscuro, cerca del cinturón de Orión.

Aunque las nebulosas planetarias y las regiones H II son muy distintas, ambas son nubes de gas y polvo que están siendo ionizadas por una o varias estrellas y los procesos físicos que ocurren en ellas son muy parecidos. Esto nos permite analizarlas de forma similar y obtener información complementaria. Ya vimos que las nebulosas planetarias corresponden a la fase final de estrellas de baja masa mientras que las regiones H II se forman alrededor de estrellas casi recién formadas. Las primeras nos informan de cómo era el medio interestelar hace cientos o miles de millones de años, cuando nació la estrella que ahora calienta la nebulosa planetaria. Las segundas nos informan sobre el medio interestelar más reciente. Estudiando la composición química de nebulosas planetarias y regiones H II podemos entender cómo las galaxias se van enriqueciendo con el tiempo. Esto es particularmente interesante en galaxias lejanas donde es difícil ver las estrellas pero sí podemos ver la emisión de estas nebulosas. 

Nebulosa Carina. Crédito: NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team.

PROYECTOS ACTUALES (en desarrollo)

1. FACTORES DE CORRECCIÓN POR IONIZACIÓN

 

La abundancia total de un elemento, por ejemplo oxígeno, se calcula (idealmente) sumando todos los diferentes estados de ionización presentes en una nebulosa, por ejemplo O+, O++, O+3, ... Pero, la realidad es más complicada, ya que no siempre podemos calcular las abundancias iónicas de todos los iones de todos los elementos que hay en una nebulosa. Por ejemplo, si tenemos un espectro de una nebulosa en el intervalo visible (como ocurre cuando observamos utilizando la mayoría de los telescopios que hay en la Tierra) sólo podremos medir líneas de O+ y O++. Para calcular la abundancia de O+3, necesitaríamos tener observaciones en el ultravioleta o en el infrarrojo, intervalos en los que este ión emite líneas. Otra opción es utilizar los llamados Factores de correción por ionización (FCI), que nos dicen cuál es la contribución de los iones que no podemos observar a la abundancia total de un elemento. Estos FCI se pueden obtener de diferentes formas, una de ellas es mediante conjuntos grandes de modelos de fotoionización. 

El cálculo de abundancias en las nebulosas ionizadas depende crucialmente de los FCI.

 

Actualmente estoy trabajando en:

  1. Obtener FCI adecuados para nebulosas planetarias para los elementos con número atómico hasta Z = 30.

  2. Obtener FCI adecuados para regiones H II usando distintos conjuntos de modelos de fotoioización. 

Factor de Corrección por Ionización para el oxígeno calculado a partir de un conjunto de moddelos de fotoionización específicos para NPs (Delgado-Inglada, Morisset, Stasinska 2014, MNRAS, 440, 536). 

Espectro de una nebulosas planetaria en el que se aprecian las líneas tan débiles de hierro en comparación con otras (Delgado-Inglada et al. 2009, ApJ, 694, 1335). 

2. ABUNDANCIA DE HIERRO EN NEBULOSAS

 

El hierro es uno de los diez elementos más abundantes en nuestra Galaxia y sin embargo es complicado calcular su abundancia en las nebulosas. Esto es así porque la mayor parte de los átomos de hierro tienden a estar en el polvo, y no en el gas, que es lo que estudiamos con los espectros de emisión nebulares. Este hecho nos permite precisamente estudiar qué ocurre con el polvo en las nebulosas: si los granos son destruidos o sobreviven a los fotones de las estrellas. 

En la Galaxia hemos encontrado que más del 90% de los átomos de hierro presentes en nebulosas planetarias y regiones H II están depositados en los granos de polvo. Además, no hemos encontrado evidencias de que ocurra una destrucción de los granos de polvo en las nebulosas estudiadas. Puedes encontrar los detalles del estudio en este artículo y en este otro.

El siguiente paso es realizar este tipo de estudios en nebulosas de otras galaxias para lo cual, necesitamos espectros profundos y de alta resolución.

3. PRODUCCIÓN DE OXÍGENO EN ESTRELLAS DE BAJA MASA

 

El hierro es uno de los diez elementos más abundantes en nuestra Galaxia y sin embargo es complicado calcular su abundancia en las nebulosas. Esto es así porque la mayor parte de los átomos de hierro tienden a estar en el polvo, y no en el gas, que es lo que estudiamos con los espectros de emisión nebulares. Este hecho nos permite precisamente estudiar qué ocurre con el polvo en las nebulosas: si los granos son destruidos o sobreviven a los fotones de las estrellas. 

En la Galaxia hemos encontrado que más del 90% de los átomos de hierro presentes en nebulosas planetarias y regiones H II están depositados en los granos de polvo. Además, no hemos encontrado evidencias de que ocurra una destrucción de los granos de polvo en las nebulosas estudiadas. Puedes encontrar los detalles del estudio en este artículo y en este otro.

El siguiente paso es realizar este tipo de estudios en nebulosas de otras galaxias para lo cual, necesitamos espectros profundos y de alta resolución.

Espectro de una nebulosas planetaria en el que se aprecian las líneas tan débiles de hierro en comparación con otras (Delgado-Inglada et al. 2009, ApJ, 694, 1335). 

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