Después de brillar durante muchos millones de años, las estrellas terminan sus vidas, principalmente, de dos maneras: las estrellas de masa muy alta mueren muy violentamente como supernovas, mientras que las estrellas de baja masa terminan como nebulosas planetarias. En ambos casos se arrojan al medio interestelarlos elementos químicos sintetizados en el interior de las estrellas. Por eso, conocer la composición de este gas nos proporciona información que es vital para comprender la evolución química de nuestra galaxia y, por extensión, del universo.en imágenes obtenidas por el Instituto de Astrofísica de Canarias y tomadas gracias al filtro azul sintonizable del instrumento OSIRIS en el Gran Telescopio CANARIAS GTC en el Observatorio Roque de los Muchachos Garafía, La Palma.
"El gas que forma la mayor parte del medio interestelar", explica Jorge García Rojas, investigador del IAC que es el primer autor del artículo "se puede observar porque sus átomos son ionizados por los fotones emitidos por el calorestrellas incrustadas en su interior que pueden ser estrellas muy masivas o enanas blancas, que también están muy calientes. Esto hace que el gas emita luz en un rango de longitudes de onda, incluidas las visibles, y dependiendo de los átomos que lo componen,ver diferentes colores en la nebulosa.
Históricamente, las fracciones que llamamos las abundancias de los diferentes átomos en el gas interestelar se han medido utilizando la "huella" espectral distinta de cada ion en el espectro, que es un conjunto característico de líneas espectrales. Básicamente existendos tipos de líneas, las producidas por colisiones entre los átomos o iones y los electrones en el gas circundante, que se llaman líneas de colisión, y que son muy brillantes para elementos como oxígeno, nitrógeno y neón, y líneas que se producen cuando los ionescapturan electrones libres, que se llaman líneas de recombinación, y que son brillantes solo para aquellos gases con las mayores abundancias en el medio interestelar: hidrógeno y helio.
"Durante más de 70 años", explica García Rojas, "hemos sabido que las líneas de recombinación débiles de los iones de los elementos, como el oxígeno y el carbono, nos dan valores para sus abundancias que son mucho más grandes que los obtenidos usando líneas de colisión, a pesar de que las líneas de colisión son de 1,000 a 100,000 veces más brillantes que las líneas de recombinación. Esta discrepancia ha generado dudas constantes sobre uno de los métodos más utilizados para medir las abundancias químicas en el universo ".
La causa de esta discrepancia no está clara, y desde los años 60 del siglo pasado se han propuesto varias hipótesis diferentes para intentar resolver el problema, pero ninguna ha sido capaz de explicar los datos de observación de manera satisfactoria ".De los escenarios propuestos, "comenta Romano Corradi, director del GTC y otro de los autores" es la presencia de un componente en el gas que es diferente del que normalmente encontramos, pobre en hidrógeno y rico en elementos más pesados como el oxígenoy carbono. Esta idea se ha utilizado para explicar las observaciones de varios objetos, pero el origen de este componente del gas sigue siendo un misterio ".
"Durante los últimos años, nuestro grupo", dice David Jones, astrofísico del IAC y otro de los autores del artículo, "descubrió que las nebulosas planetarias con las mayores discrepancias en sus abundancias generalmente están asociadas con el sistema central binarioestrellas que han pasado por una fase con una envoltura común, es decir, el proceso de expansión de la más masiva de las dos estrellas ha significado que la otra estrella esté orbitando dentro de su atmósfera exterior, y la viscosidad ha acercado mucho las estrellasuno al otro. Nuestro estudio sugiere que, al menos para este tipo de estrellas, la evolución del objeto central binario ha provocado la expulsión de un componente de gas que es diferente del componente principal ".
Para tratar de corroborar esta teoría, se ha obtenido una imagen de la emisión de una nebulosa planetaria en las líneas de recombinación de oxígeno con el GTC. Estas emisiones son muy débiles y para aislarlas se necesitan instrumentos especializados en telescopios grandes. La combinaciónde un gran telescopio como el GTC y un instrumento con un filtro sintonizable, como el OSIRIS, ha demostrado ser una combinación ideal. "Para hacer esto", explica Antonio Cabrera Lavers, jefe de astronomía del GTC y uno de los autores deel documento, "hemos utilizado por primera vez el filtro sintonizable azul de OSIRIS para tomar una imagen profunda centrada en la emisión de las líneas de recombinación de uno de los iones de oxígeno en la nebulosa planetaria 6778".
"NGC6778", agrega otro de los autores, Hektor Monteiro, de la Universidad de Itajubá, Brasil, "es una de las nebulosas planetarias con las líneas de recombinación más brillantes. Hemos encontrado que la distribución espacial de esta emisión no coincide conLa distribución espacial de las líneas de colisión brillantes. Este resultado es muy importante porque es la primera vez que dos componentes diferentes de las líneas de emisión de gas debido al mismo ion se distinguen por imágenes directas. La diferente dependencia de la temperatura y la densidad de las líneas de recombinacióny las líneas de colisión nos permiten inferir que el componente rico en metal es un gas mucho más frío y denso que la fracción principal del gas en la nebulosa.
"Este resultado", concluye Pablo Rodríguez Gil del IAC y la Universidad de La Laguna, quien es otro autor del artículo "es una prueba más de la importancia de la evolución y la interacción de las estrellas binarias para la comprensión de muchos aspectosde astrofísica, incluidos temas que aparentemente no están relacionados, como la evolución química del universo ".
Fuente de la historia :
Materiales proporcionado por Instituto de Astrofísica de Canarias IAC . Nota: El contenido puede ser editado por estilo y longitud.
Referencia del diario :
Cita esta página :