¡El azufre entra al juego! En busca de la abundancia de helio primordial

• Título: Primordial helium abundance determination using sulphur as metallicity trace
• Autores:  Vital Fernández, Elena Terlevich, Angeles I. Díaz, Roberto Terlevich, F. F. Rosales-Ortega.
• Institución del primer autor: Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, (INAOE), Tonantzintla, Puebla, México
• Estado: Aceptado para publicación en MNRAS

Los primeros tres minutos del Universo después de la gran explosión (Big Bang) abarca el periodo conocido como nucleosíntesis primordial. En este tiempo tan corto se crearon los primeros elementos que darían origen a lo poco o mucho que conocemos del Universo, esto es, nubes moleculares, estrellas, galaxias, planetas, el medio interestelar, etc. Los primeros elementos formados fueron el hidrógeno (H), helio (He) y en menor cantidad los isótopos de deuterio, litio 3He (elementos primordiales). Después de este periodo, la temperatura del universo decreció rápidamente impidiendo que elementos más pesados se formaran. Millones de años más tarde se crearon las primeras estrellas compuestas de H y He. En el núcleo de estas estrellas se dió la suficiente temperatura para iniciar la combustión del H y crear nuevamente He y nuevos elementos más pesados, que posteriormente fueron lanzados al medio interestelar vía explosiones de supernova o vientos estelares, enriqueciéndolo. El helio formado en los primeros minutos es conocido como He primordial (Yp), pero cuando los astrónomos estudian la abundancia química de los astros, el valor de helio observado incluye esta cantidad inicial más el helio (Y) producido en los últimos 14 billones de años.

¿Por qué es importante la determinación del helio primordial (Yp)? La nucleosíntesis primordial predice un 75% de la masa en hidrógeno, un 25% de helio. Si estos valores están de acuerdo con lo que observamos actualmente, se estaría verificando la teoría de la gran explosión. Es por ello que los astrofísicos se han esforzado por obtener con mayor precisión el valor de Yp (te recomiendo esta nota acerca del He primordial para profundizar más).

Una forma de determinar la abundancia de He primordial es por medio del estudio observacional de nebulosas ionizadas, con bajo contenido en metales (como dato curioso los astrónomos llamamos metales a todos elementos diferentes al H y He). Las nebulosas ionizadas son regiones de formación estelar en las cuales los fotones de estrellas muy calientes tienen la suficiente energía para ionizar completamente el hidrógeno y otros elementos. Estas nebulosas, también llamadas regiones H II muestran un espectro característico en emisión de líneas de diferentes elementos: hidrógeno, helio, azufre, oxígeno, entre otros elementos. A partir del espectro de las regiones H II se pueden calcular las condiciones físicas y abundancias químicas del He, azufre, oxígeno y demás elementos, y por tanto es posible estimar la cantidad de He producido por las estrellas en estos objetos (ver este astrobito  para saber más  acerca de la interpretación del espectro de una región H II y la información que podemos obtener de este). Sin embargo, la determinación de Yp puede estar afectado por diferentes incertidumbres, por tal motivo el uso de espectros de buena calidad es de vital importancia para este tipo de estudios, para así poder reducir errores sistemáticos debido a problemas observacionales.

Figura 1.-Imagen del telescopio espacias Hubble (HST, por sus siglas en inglés) de la galaxia H II enana Izw18. Crédito: NASA, ESA, y A. Aloisi.

Observando y analizando el espectro de las galaxias H II

En el astrobito de hoy, Fernández et al., utilizan galaxias H II, galaxias enanas experimentando un brote de formación estelar (ejemplo en figura 1) con un espectro dominado por intensas líneas en emisión (figura 2) para determinar un nuevo valor para la abundancia de He primordial. Los autores, proponen por primera vez el uso de la abundancia total de azufre respecto a la de hidrógeno (S/H) como trazador de la abundancia relativa de metales, comúnmente llamada metalicidad. El azufre se produce en estrellas masivas y es un metal menos abundante que el oxígeno (clásico trazador de la metalicidad del gas ya que es muy fácil medirlo y sus líneas de emisión se encuentran en el rango óptico), sin embargo, se espera que la abundancia de azufre siga en evolución a la abundancia de oxígeno.

Para determinar la abundancia del He primordial es necesario contar con una muestra de objetos ionizados jóvenes con poco contenido en metales. Los autores utilizaron una muestra de 27 galaxias H II observadas con el telescopio de 4.2 m del observatorio del Roque de los Muchachos ubicado en La Palma, España. Estas observaciones cubren la parte óptica e infrarroja cercana del espectro electromagnético. Esto permite tener una gran cantidad de líneas de emisión que favorecen este análisis. En la figura 2, se muestra un ejemplo del espectro en emisión de una galaxia H II (SHOC579). Como se observa en la parte azul del espectro y un poco hacia el rojo (~3700 Å – 7000 Å) se muestra la detección de las líneas de He que se usaron para determinar la abundancia total. En la parte más roja del espectro (~7000 Å – 10000 Å) se destacan las líneas intensas de azufre, [S III] λλ9069,9532, las cuales serán las protagonistas en este análisis junto con aquellas en la parte azul del espectro. Otras líneas importantes visibles son las líneas de oxígeno y nitrógeno (ver etiquetas en la parte superior de la figura 2). La proporción de una línea de emisión, como las mencionadas anteriormente, respecto a otra da información acerca de las condiciones físicas y abundancias químicas en nebulosas ionizadas.

Figura 2: Espectro en emisión de la galaxia H II SHOC579. La identificación de cada uno de las líneas es etiquetada en la parte superior. (Figura 2 del artículo original).

Los astrónomos llevaron a cabo un análisis de las diferentes componentes espectrales presentes en los espectros de estas galaxias, de las que destaca la substracción de la población estelar subyacente (líneas de absorción). Las líneas de emisión de hidrógeno y helio pueden estar afectadas por líneas de absorción producidas en la atmósfera de estrellas ionizantes. Por tal motivo, fue importante substraer la contribución de estas líneas en absorción y obtener un espectro libre de esta componente. Para esto se utilizaron herramientas computacionales como Python, Starlight, Cloudy y IRAF (ver este astrobito). Para las dos últimas herramientas el autor ha subido una serie de videos que se pueden encontrar en youtube (aquí y aquí).

Posteriormente, los autores determinaron las abundancias totales de He, S y otros elementos (oxígeno y nitrógeno) respecto al hidrógeno (He/H, S/H…). Es importante mencionar que la forma de determinar la abundancia de cada uno de los elementos es diferente y para alguno de ellos puede llegar a tenerse altas incertidumbres. Para el He basta con solo sumar la contribución de la abundancia de cada uno de sus iones en las diferentes etapas de ionización, la cual es calculada a partir de la intensidad medida de las líneas de emisión (ver figura 2). En cambio, para el nitrógeno y azufre, es otra historia. Por ejemplo, las abundancias de átomos altamente ionizados de azufre se calculan con líneas de emisión que no están dentro del rango de los espectros en la mayoría de las observaciones. Para corregir esto, se usan los llamados “factores de corrección por ionización” (ICF por sus siglas en inglés) para tener en cuenta la contribución de iones cuyas líneas no se han podido medir. Otros efectos importantes que se deben corregir son los debidos a las líneas de emisión de la atmósfera terrestre que suelen contaminar la parte roja del espectro.

¿Puede el azufre ayurdarnos a determinar la abundancia de helio primordial?

La composición química del medio interestelar puede escribirse como: X+Y+Z=1, siendo X la abundancia por unidad de masa del hidrógeno, Y la del helio y Z la del resto de los elementos (metales), todos juntos. Para este análisis se tomó el valor de Z como la metalicidad trazada por la abundancia total de azufre. Los resultados de la abundancia de Helio primordial (Yp) por unidad de masa se muestran en la figura 3 utilizando la nueva propuesta.

Figura 3.- Ajuste de la abundancia He primordial (Yp) utilizando como trazador de la metalicidad la abundancia total de azufre (S/H). Los objetos punteados han sido excluidos por indicios de contaminación por estrellas Wolf-Rayet. (Extracto de la figura 9 del artículo original).

El resultado que se obtiene de la abundancia He promordial utilizando el azufre es un ajuste lineal con un valor de Yp = 0.244±0.006. Este valor está de acuerdo con uno de los últimos valores reportados en la literatura, el cual utilizó una muestra de 5 regiones H II y como trazador el oxígeno (Peimbert et al. 2016). Por otra parte, dos determinaciones independientes al uso de nebulosas ionizadas es el reportado por la colaboración de Planck basado en observaciones del fondo cósmico de microondas (CMB, por sus siglas en inglés, ver este astrobitos), los cuales están de acuerdo con el resultado obtenido por Fernández et al. Además, los astrónomos obtuvieron tres resultados más, dos de ellos utilizando como trazador de la metalicidad el oxígeno y nitrógeno calculando valores muy similares a los presentados para el azufre. Otro de los resultados fue realizar, por primera vez, un ajuste multivariable de los resultados de oxígeno, nitrógeno y azufre, del cual se obtuvo un valor de Yp(O-N-S) = 0.245±0.007 consistente con resultados previos

Finalmente, el uso de las intensidades de las líneas de azufre como trazador de la metalicidad, para derivar la abundancia de He primordial, fue probado y validado con los resultados anteriores usando el oxígeno, mostrando un acuerdo exitoso. Los autores proponen campañas de observación de la línea de He I λ10830 (como ya se esta haciendo en la literatura) ubicada más hacia el rojo del espectro, con el fin de continuar con esta investigación y mejorar el resultado obtenido de la abundancia de He primordial. Además, los autores están desarrollando una nueva metodología para ajustar estas componentes espectrales simultáneamente. Esto sin duda ayudará a tener un mejor entendimiento del evolución química de los elementos y por supuesto fungirá como una pieza clave para comprobar detalles de la teoría de la gran explosión.