¿Cómo se mide la química de las galaxias?

Título del artículo original: “Carbon and oxygen in H II regions of the Magellanic Clouds: abundance discrepancy and chemical evolution [arXiv:1702.01120]”
Autor: L. Toribio San Cipriano, G. Domínguez-Guzmán, C. Esteban, J. García-Rojas, A. Mesa-Delgado, F. Bresolin, M. Rodríguez, S. Simón-Díaz
Institución del primer autor: Instituto de Astrofı́sica de Canarias, Tenerife, España
Estado de la publicación: Aceptado para su publicación en MNRAS

¿Cómo se crearon los elementos químicos del Universo?

Para entender nuestra historia hay que conocer la historia del Universo, y un aspecto importante de éste es su evolución química. Sabemos que los elementos químicos que se crearon junto con el Universo en la “Gran Explosión” fueron sólo tres: Hidrógeno, Helio y Litio. Y con sólo estos tres elementos el Universo ha evolucionado químicamente hasta tener 118 elementos diferentes al día de hoy, aunque solamente 92 de éstos son estables, 98  han sido observados en la naturaleza, y el resto sólo se ha observado a través de experimentos en el laboratorio realizados por el hombre.

Figura 1. Tabla periódica indicando el origen de los elementos: Big Bang (azul), Fisión de rayos cósmicos (magenta), Estrellas de Neutrones en colisión (naranja), Uĺtimas etapas de vida de estrellas que nacieron con baja masa (amarillo), Explosión de estrellas masivas (verde), Explosión de estrellas enanas blancas (azul claro). Crédito: SDSS, Jennifer Johnson, ESA, NASA, AASNova.

Como muestra la Figura 1, prácticamente 90 de los elementos químicos del Universo se formaron en las estrellas, ya sea en su interior, en sus capas externas o en explosiones de éstas. Las estrellas inyectan estos elementos complejos en el material gaseoso y polvo que las rodea (conocido como medio interestelar) a partir de dos mecanismos diferentes: 1) en forma de vientos estelares, en los que la estrella expulsa sus capas externas (p.e. Nebulosas planetarias o estrellas Wolf-Rayet) o 2) a partir de explosiones (supernovas). Estos elementos químicos complejos se van dispersando en el medio interestelar, haciendo el Universo más rico químicamente.

Para poder crear modelos que reproduzcan la evolución química de las galaxias lo largo de la historia del Universo es necesario conocer la composición química de las galaxias a nuestro alrededor.

¿Cómo se mide la química de las galaxias?

Ya que las estrellas se forman del gas de la galaxia, se espera que la composición química del gas y el de las estrellas jóvenes sea la misma o muy similar. Por lo que para conocer la abundancia de los diferentes elementos químicos de una galaxia se calcula composición química de las estrellas o de las regiones H II (gas a temperatura de 10,000 K que es ionizado por estrellas jóvenes y masivas).

Figura 1. Imagen de las Nubes Mayor y Menor de Magallanes con la Región H II 30 Dorados superpuesta. Crédito de la imagen de las Nubes de Magallanes: ESO/S. Brunier. Crédito de la imagen de 30 Dorados: ESO/IDA/Danish 1.5 m/R. Gendler, C. C. Thöne, C. Féron, and J.-E. Ovaldsen.

El espectro de las regiones H II se caracteriza por tener líneas en emisión que son generadas por distintos mecanismos físicos.
La composición química de una región H II puede calcularse utilizando dos métodos diferentes: 1) con las líneas originadas por recombinación o 2) con las líneas originadas por excitación colisional. Como se muestra en la Figura 2, las líneas de recombinación se generan cuando un electrón libre es capturado por un ión (por ejemplo, de oxígeno o el carbón), siendo la energía cinética del electrón capturado transformada en un fotón, el cual es responsable de la línea observada. En cambio, las líneas por colisión se generan cuando un el electrón unido a un átomo colisiona con un electrón libre y le roba un poco de energía al último. El electrón unido al átomo usa esta energía para subir a un nivel energético más alto, pero no es capaz de mantenerse en este nivel inestable y vuelve a caer al nivel en el que se encontraba originalmente. Cuando el electrón vuelve a su nivel original, este exceso de energía que había robado al electrón libre se libera del átomo en forma de un fotón.

Figura2. Representación del proceso que genera las líneas de recombinación (izquierda) y las de colisión (derecha).

Sin embargo existe el grave problema de que al calcular las abundancias químicas utilizando líneas de recombinación, se obtienen valores mayores que cuando se calculan usando las líneas de excitación colisional. A la diferencia entre los valores calculados se le conoce como “Factor de Discrepancia de Abundancias” o “ADF” (por sus siglas en inglés). Por lo que en este artículo se estudia la discrepancia de abundancias utilizando iones de oxígeno y carbón (dos de los elementos “pesados” más abundantes en el Universo), y se analiza la evolución química de nuestras galaxias vecinas, las Nubes de Magallanes.

Se tomaron observaciones espectrales de 9 regiones H II en la galaxia Nube Mayor de Magallanes (LMC, por sus siglas en inglés) 4 regiones H II la galaxia Nube Menor de Magallanes (SMC, por sus siglas en inglés) con el espectrógrafo UVES (Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph) que se encuentra en el Very Large Telescope (VLT). Las regiones observadas se presentan en la Figura 3. Los espectros que tomaron son tan buenos que pudieron medir las líneas espectrales necesarias para determinar de forma directa la densidad del gas y la temperatura de las regiones H II. Y utilizaron las líneas de recombinación y colisión del Carbón y el Oxígeno para calcular sus abundancias y determinar el Factor de Discrepancia de Abundancias. Además utilizaron imágenes de trabajos previos por Peimbert (2003) and Peña-Guerrero et al. (2012).

Figura 3. Distribución de las regiones H II observadas en las Nubes de Magallanes. Figura 1 del artículo original de Toribio San Cipriano et al., 2017 (arXiv:1702.01120v1).

La química de las estrellas y las de sus regiones H II (gas caliente)

Los autores compararon los valores de las abundancias de oxígeno encontradas para las regiones

Figura 4. Comparación de la abundancia del Oxígeno medida en las H II con la de estrellas jóvenes cercanas a estas regiones. Los símbolos representan regiones H II en diferentes galaxias: Orión en la Vía Láctea (Cuadros), N11 en LMC (círculos), N66 en la SMC (estrellas), Hubble V en NGC 6822 (triángulos hacia abajo), regiones H II en M33 (triángulos) y en NGC 300 (diamantes). El color de los símbolos representa los cocientes Oxígeno/Hidrógeno calculados con las líneas colisionales (rojos) y de recombinación (azules) de las regiones H II. La línea punteda representa la relación 1:1 de los valores. Figura 8 del artículo original de Toribio San Cipriano et al. (arXiv:1702.01120)

H II con los de estrellas jóvenes de tipo espectal B que se encuentran en la zona estudiada, estos últimos obtenidos de la literatura. La Figura 4 presenta la relación de la abundancia de oxígeno medida para las estrellas (eje horizontal) y para las regiones H II (eje vertical) a través de las líneas de recombinación (símbolos azules) y las líneas de colisión (símbolos rojos); y se encuentra que:

1) Las líneas de colisión reproducen mejor las abundancias estelares.
2) En regiones H II de baja metalicidad (SMC, LMC NGC 300) las abundancias estelares son mejor reproducidas por las abundancias determinadas por las líneas colisionales, mientras que en las regiones de alta metalicidad (Orión) la abundancia medida con las líneas de recombinación dan un mejor ajuste.

Además, encontraron que en ambas galaxias la distribución de Carbón y de Oxígeno a lo largo de la galaxia es bastante uniforme. En cambio en galaxias masivas, como la Vía Láctea o Andrómeda, el Carbón pareciera concentrarse en el centro de la galaxia mientras que el Oxígeno se distribuye de forma más uniforme. Esta distribución observada en las galaxias masivas favorece la idea de que las galaxias se forman de adentro hacia afuera, es decir, que la formación de estrellas comenzó en el centro de la galaxia y se ha ido moviendo hacia las zonas externas de la misma. Por esto, las estrellas observadas en el centro son más viejas y han sido capaces de crear y expulsar carbón y oxígeno de sus capas externas, mientras que las estrellas observadas en las zonas más externas son jóvenes y se encuentran enriqueciendo el medio sólo con Oxígeno.

Conclusiones:

Pareciera que el “Factor de Discrepancia de Abundancias” es dependiente de la metalicidad, ya que la dispersión de los valores calculados es menor para las regiones H II menos metálicas.

Las abundancias de Oxígeno y Carbón derivadas de las estrellas jóvenes son mejor reproducidas por las abundancias calculadas con las líneas de colisión en galaxias de baja metalicidad, y por las líneas de recombinación en galaxias de alta metalicidad.

La distribución de la concentración de Carbón y Oxígeno en las Nubes de Magallanes refuerza la idea de que la formación de estrellas en las galaxias se desarrolla de adentro hacia afuera.

Finalmente, es necesario observar con el mismo detalle un mayor número de regiones H II en galaxias con diferente metalicidad para poder aclarar si el Factor de Discrepancia de Abundancias es realmente dependiente de la metalicidad o no. Aclarar este valor ayudará a conocer mejor la distribución química en galaxias poco evolucionadas químicamente así como lo fueron las primeras galaxias que se formaron en el Universo. También es necesario seguir comparando los valores de metalicidad calculados de las regiones H II con el de las estrellas, ya que esto nos brinda mayor entendimiento sobre el ciclo de vida de las estrellas y por lo tanto, la evolución de las galaxias.

Si quieres conocer más sobre la evolución de las galaxias o la química de las estrellas te recomiendo los astrobitos: El origen y destino de la Galaxia más distante y ¿Dónde se encuentran los abuelos del Sol?