Mayor, la cantidad de algunos elementos químicos en nebulosas

Un grupo internacional de astrónomos descubrió, a partir de una idea propuesta en 1967 por Manuel Peimbert Sierra, investigador emérito del Instituto de Astronomía (IA) de la UNAM, que la cantidad de algunos elementos químicos que conforman las nebulosas de regiones HII en el universo es de dos a cuatro veces mayor que lo aceptado hasta ahora.

Mientras que las cantidades de los elementos químicos mayoritarios en el cosmos, el hidrógeno y el helio, no son tan relevantes, las diferencias de elementos presentes en menor cantidad, como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno y el neón, son de dos a cuatro veces mayores que lo conocido con otro método, afirmó Peimbert Sierra.

Este resultado fue posible utilizando un método que antes no se consideraba por tener señales 10,000 veces más débiles que las utilizadas hasta ahora con uno convencional. Pero empleando un conjunto de observaciones públicas de gran precisión, varias de ellas obtenidas con el Gran Telescopio Canarias (GTC), que tiene un espejo primario de 10.4 metros de diámetro, fue posible estudiar 2,900 líneas de emisión de 190 espectros de un conjunto de nebulosas que muestran una discrepancia de dos a cuatro veces mayor que lo conocido hasta ahora.

“Este hallazgo logra mayor precisión sobre el conocimiento de la composición química del universo y permite hacer modelos más exactos, afirmó el doctor honoris causa por la UNAM y miembro de El Colegio Nacional.

El equipo, encabezado por el mexicano José Eduardo Méndez Delgado, egresado de la Facultad de Ciencias (FC) de la UNAM y actual investigador en la Universidad de Heidelberg, Alemania, contó con la colaboración de Kathryn Kreckel, de la misma institución germana; Manuel Peimbert Sierra, del IA de la UNAM; y César Esteban López y Jorge García Rojas, del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), España.

Su hallazgo, que se refiere a las abundancias de elementos químicos en 190 espectros de nebulosas de nuestra y otras galaxias, se publicó ayer 17 de mayo en la prestigiosa revista Nature.

“Cuatro de los cinco coautores del artículo tienen o han tenido alguna relación directa con la UNAM. Eduardo fue alumno de licenciatura en Física, mientras que Jorge y César tuvieron contratos posdoctorales en el IA. El español César Esteban ha tenido colaboraciones con este Instituto, por lo que este trabajo es fruto de una larga y fecunda tradición de la astronomía nebular en la UNAM”, destacó Peimbert Sierra.

Procesos de recombinación

Los objetos de estudio son las nebulosas de las regiones HII, nubes gaseosas de cientos o miles de masas solares que están formando estrellas muy masivas que ionizan (dan carga eléctrica) a las nubes de gas que las rodean y que no participaron en la formación estelar.

Peimbert Sierra explicó que el gas está constituido principalmente por hidrógeno, helio, carbono, nitrógeno, oxígeno y neón. Los estudios espectroscópicos muestran que cada uno de estos elementos emite luz en longitudes de onda (colores) muy precisas, que se llaman líneas de emisión.

“Queremos determinar con gran precisión la composición química de estas nubes, y hay dos métodos distintos para lograrlo. Uno emplea las líneas más brillantes (que provienen de procesos de excitación colisional) de carbono, nitrógeno, oxígeno y neón, que son las que se emplean con mayor frecuencia para determinar su composición química. Pero hay líneas de emisión que provienen de otros procesos, llamados de recombinación, que son fuertes en el caso del hidrógeno y el helio, pero extremadamente débiles en el caso del carbono, el nitrógeno y el oxígeno”, precisó.

Al interpretar estas observaciones, los astrónomos encontraron discrepancias. Las abundancias relativas al hidrógeno de recombinación son dos a cuatro veces mayores que las que se derivan de las líneas de excitación colisional, lo que causa un gran problema, pues deberían coincidir. “Esta diferencia tiene consecuencias importantes en la interpretación de la historia química de las galaxias”, detalló.

Desde hace 56 años, Peimbert propuso que esta discrepancia se debe a que la temperatura de cada una de las regiones observadas no es homogénea, sino que el gas tiene irregularidades en la temperatura.