Para entender la química del Universo

Uno de los métodos más usados para medir la composición química del Universo es el estudio de las nebulosas donde las estrellas nacen (regiones HII) o mueren (nebulosas planetarias, remanentes de supernovas, etc.). Cada elemento químico en el gas caliente que compone estas nebulosas emite una radiación muy característica, como una huella dactilar, formada por líneas espectrales a determinadas frecuencias, cuyas leyes físicas son bien conocidas. Por tanto, estudiando el espectro que emiten estas nebulosas es posible determinar con precisión su composición química. Sin embargo, hay un problema fundamental en la aplicación de este método: la composición que se deriva es diferente dependiendo del mecanismo que ha producido la emisión de las líneas espectrales, lo que sigue siendo uno de los problemas sin resolver de la astrofísica actual.

Un grupo de investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y de la Universidad de La Laguna (ULL), entre los que se encuentra el investigador postdoctoral SO Jorge García-Rojas, ha realizado un estudio espectroscópico detallado de tres nebulosas planetarias, confirmando que uno de los factores que está detrás de este problema es la existencia de dos (o más) fases gaseosas en las nebulosas, con diferentes temperaturas, densidades y composiciones químicas. El estudio acaba de ser publicado en la revista especializada “The Astrophysical Journal” .

El problema de la discrepancia de abundancias

Las nebulosas de emisión se forman cerca de estrellas que emiten radiación muy energética (como las estrellas masivas jóvenes o las enanas blancas) capaz de ionizar el gas que las compone. Las líneas que se observan en el espectro de estas nebulosas son fundamentalmente de dos tipos: las producidas como consecuencia de colisiones entre átomos o iones (átomos que han perdido uno o más electrones al recibir radiación energética de la estrella cercana) y electrones libres, que son las llamadas líneas excitadas colisionalmente, y las que se producen cuando los iones capturan electrones libres, que reciben el nombre de líneas de recombinación.

El ‘problema de la discrepancia de abundancias químicas’ que se observa en este tipo de nebulosas se remonta a los años 40 y consiste en que la composición que se deriva usando las líneas excitadas colisionalmente de elementos como el oxígeno, carbono, nitrógeno o neón, que son las más intensas, es diferente (entre 2 y 3 veces menor) a la composición que se obtiene considerando las líneas de recombinación de los mismos elementos, que son más débiles. Este efecto se observa tanto en las regiones HII como en las nebulosas planetarias, algunas de las últimas mostrando una discrepancia mucho mayor.

Casos extremos

El equipo ha obtenido con el telescopio William Herschel en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, espectros de tres nebulosas planetarias que sospechaban podrían presentar valores muy diferentes de sus abundancias químicas obtenidas con los dos métodos. “Y, efectivamente -comenta Jorge García-Rojas – encontramos una discrepancia mayor de un factor cincuenta en dos de los objetos, que aumenta hasta un factor 300 en las zonas internas de la nebulosa Abell 46, el más extremo encontrado en las nebulosas planetarias estudiadas hasta la fecha”. Las observaciones indicarían la presencia, además del gas caliente, típico de estas nebulosas, de una segunda componente de gas más frío y denso, con mayor abundancia de oxígeno, desde donde nos llegaría el grueso de la emisión de las líneas de recombinación. Sin embargo, el origen de dicha componente es desconocido.

Las tres nebulosas tienen otra característica en común, que a priori no tendría que estar relacionada con el problema de la discrepancia de abundancias. Romano Corradi, el investigador que lidera el trabajo, explica que “la estrella central en estas nebulosas, que es lo que queda de la estrella progenitora después de haber perdido su envoltura gaseosa que ahora forma la nebulosa, es en realidad una pareja de estrellas que están orbitando a gran velocidad una alrededor de la otra, realizando un giro completo en menos de diez horas”. Esta cercanía extrema implica que estas parejas de estrellas tuvieron un pasado muy dramático, en el cual hubo algún momento en el que orbitaron una dentro de la envoltura de la otra, y escaparon ‘por los pelos’ de una posible colisión y fusión. “La evolución de estos sistemas binarios es muy incierta”, nos cuenta otro de los investigadores del grupo, David Jones, “y ahora hemos añadido el ‘agravante’ de que sus nebulosas muestran las discrepancias de abundancia más altas jamás observadas”.

“Estas nuevas observaciones añaden una información valiosa al problema de la discrepancia de abundancias- añade Pablo Rodríguez-Gil, otro de los co-autores del estudio- demostrando que hay una clara relación entre las altas discrepancias encontradas en algunas nebulosas planetarias y la naturaleza binaria de sus estrellas”. Una posible explicación sería la eyección de material rico en oxígeno, nitrógeno, etc., en una explosión de tipo nova, un fenómeno que ocurre naturalmente en sistemas binarios de corto periodo. Otra posible alternativa que se propone en este trabajo es que la componente de la nebulosa rica en estos elementos se haya originado a partir de la captura y desintegración de planetas de tipo Júpiter por una de las dos estrellas. Esto podría explicar la presencia de las dos componentes de las nebulosas: una debida a la envoltura del planeta (rica en hidrógeno y con abundancias “normales”) y otra debida al núcleo del planeta, que es muy rico en elementos más pesados. En caso de que esto último fuera así, el nombre “nebulosa planetaria” que Sir William Herschel le dio a este tipo de objetos por tener una apariencia similar a la de un planeta en los telescopios de la época, no sería tan equivocado como hemos pensado hasta ahora.

	Referencia bibliográfica
	Romano L. M. Corradi, Jorge García-Rojas, David Jones y Pablo Rodríguez-Gil.»BINARITY AND THE ABUNDANCE DISCREPANCY PROBLEM IN PLANETARY NEBULAE”. The Astrophysical Journal, 2015, 803, 99. doi:10.1088/0004-637X/803/2/99

IAC/DICYT