RESEARCH

I am interested in understanding how and where are produced the chemical elements and also how is their journey through the universe. The observations of stars and nebulae (using a telescope and a spectrograph) give us their spectra: the separation of light in different wavelengths or colors. The spectra are like the fingerprints of atoms anf molecules. Spectra tell us the physical and chemical properties of different celestial bodies. We can know the composition of a star and how much of each chemical element is there in a star, galaxy or cloud of gas; the better the spectra, the more details we can know. On the other hand, theoretical models tell us how chemical elements are formed in different processes occurring inside stars and how they are ejected into the interstellar medium of galaxies in different stages of stellar evolution, enriching galaxies. The combination of observations and theory allow us to gain understanding of the chemistry of the universe.

Lifecycle of stars. Credit: NASA.

The universe is mostly made of hydrogen and helium. The remaining elements, which astronomers refer to as metals, constitute only about 2% of the chemical composition of the universe. Hydrogen and helium mainly come from the Big Bang. Where do metals come from? From stars, they are efficient factories of chemical elements.

Inside them (but also during the explosions that occur at the end of the life of some stars) most of the chemical elements found in the periodic table are produces. The newly formed material is transported to the stellar surface by different processes and at the life end of the stars, it is returned to the interstellar medium, enriching it. Eventually, in the densest regions of interstellar medium, the molecular clouds, new stars are born and this cycle continues.

We can study how the gas in galaxies is transformed into stars and then, these stars produce chemical elements that are returned to the interstellar medium, causing the chemical enrichment of galaxies.

PLANETARY NEBULAE

Planetary nebulae represent the final phase of many low and intermediate mass stars (those with less than eight times the mass of the Sun). At the end of their life these stars undergo intense winds in which the external layers are thrown into the interstellar medium (the region of gas and dust between the stars). When the star is able to ionize the gas (to heat it up enough to remove electrons from atoms), the planetary nebula is formed. Not all stars of low and intermediate mass form a planetary nebula, it requires some specific conditions. If the star does not emit photons that are able to ionize the gas (the star is not hot enough) or if the gas is far away from the star and the photons do not reach the gas, then we will not see a planetary nebula. It is not clear if our sun will go through this phase (in about 4500 million years) or not.

PLanetary nebula M2-9. Credit:  Bruce Balick (University of Washington), Vincent Icke (Leiden University, The Netherlands), Garrelt Mellema (Stockholm University), y NASA/ESA.

H II REGIONS

H II regions are clouds of gas that are being ionized by massive stars (some tens of times the mass of the Sun) newly formed (a few million years ago). Orion is the closests and best known H II region, is so bright that you can see with the naked eye in the night sky, near Orion's belt. Although planetary nebulae and H II regions are very different, both are clouds of gas and dust ionized by one or more stars and the physical processes occurring in them are very similar. This allows us to analyze similarly and obtain complementary information.

Planetary nebulae are the final stage of low-mass stars while H II regions formed around newly formed stars. The first tell us about the interstellar medium hundreds or billions of years ago, when the star, that now ionizes the planetary nebula, was born. The second ones inform us about the present interstellar medium.

By studying the chemical composition of planetary nebulae and H II regions we can understand how galaxies are enriched over time. This is particularly interesting in distant galaxies where it is difficult to see the stars but we can see these nebulae.

Carina nebula. Credit: 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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