Después de brillar millones de años, las estrellas terminan su vida principalmente de dos formas: las estrellas muy masivas mueren de manera muy violenta como supernovas, mientras que las de más baja masa lo hacen como nebulosas planetarias. En ambos casos inyectan al medio interestelar los elementos químicos sintetizados en el interior estelar. Por lo tanto, conocer la composición de este gas nos da información fundamental para entender la evolución química de nuestra galaxia y, por extensión, del Universo. A ello contribuirán las imágenes obtenidas por un equipo liderado por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y tomadas gracias al filtro sintonizable azul del instrumento OSIRIS en el Gran Telescopio CANARIAS (GTC), del Observatorio del Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma).
“El gas que forma parte del medio interestelar –explica Jorge García Rojas, investigador del IAC y primer autor del artículo- se puede ver porque sus átomos son ionizados por los fotones provenientes de estrellas calientes embebidas en el gas (que pueden ser estrellas masivas o enanas blancas). Esto hace que el gas emita a distintas longitudes de onda, incluyendo el visible, y que dependiendo de los átomos que lo componen, podamos ver distintos ‘colores’ en la nebulosa.“
Históricamente, las abundancias químicas de los distintos elementos en el gas del medio interestelar se han determinado a partir de la huella característica que deja cada elemento (de hecho, cada ión) en el espectro, en forma de líneas de emisión. Estas líneas son fundamentalmente de dos tipos: las producidas como consecuencia de colisiones entre átomos neutros 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 por colisiones y que son muy brillantes en el caso de elementos como el oxígeno, el nitrógeno o el neón; y las que se producen cuando los iones capturan electrones libres, que reciben el nombre de líneas de recombinación y que sólo son brillantes para los elementos más abundantes en el medio interestelar, como el hidrógeno y el helio.
“Desde hace más de 70 años –señala García Rojas- se sabe que las líneas de recombinación débiles de iones de elementos como el oxígeno o el carbono dan abundancias químicas mucho mayores que las obtenidas usando las líneas de excitación por colisiones, que son entre 1.000 y 100.000 veces más brillantes. Esta discrepancia nos hace dudar sobre uno de los métodos más usados para medir abundancias químicas en el Universo”
La causa de esta discrepancia no está clara y desde los años 60 se han propuesto diferentes hipótesis para intentar resolverla, pero ninguna ha sido capaz de explicar los datos observacionales de forma satisfactoria. “Uno de los escenarios propuestos –comenta Romano Corradi, director del GTC y otro de los autores- es la presencia de una componente de gas diferente de lo que encontramos habitualmente, pobre en hidrógeno y rica en elementos más pesados como el oxígeno o el carbono. Esta idea se ha usado para explicar las observaciones en varios objetos, pero el origen de dicha componente del gas sigue siendo un misterio.”
“Durante los últimos años, nuestro grupo –señala David Jones, astrofísico del IAC y otro de los autores- ha descubierto que las nebulosas planetarias con mayores discrepancias de abundancias suelen estar asociadas a estrellas centrales binarias que han pasado por una fase de envoltura común, es decir, el proceso de expansión de la estrella más masiva ha provocado que la compañera se encontrase orbitando dentro de su envoltura, y la viscosidad generada ha forzado las dos estrellas a caer la una muy cerca de la otra. Nuestro trabajo propone que, al menos en este tipo de objetos, la evolución de la estrella binaria central haya causado la expulsión de una componente de gas diferenciada de la componente principal.”
Para intentar corroborar esta teoría, se ha obtenido una imagen de la emisión de oxígeno en líneas de recombinación usando el GTC. Estas emisiones son muy débiles y aislarlas requiere de instrumentos especializados y grandes telescopios. La combinación de un gran telescopio como el GTC y un instrumento como OSIRIS ha demostrado ser la herramienta ideal. “Con este fin –explica Antonio Cabrera Lavers- se ha usado por primera vez el filtro sintonizable azul de OSIRIS para tomar una imagen profunda centrada en la emisión de líneas de recombinación de un ión de oxígeno en la nebulosa planetaria NGC 6778.”
“NGC 6778 –añade otros de los autores, Hektor Monteiro, de la Universidad de Itajubá de Brasil- es una de las nebulosas con las líneas de recombinación de oxígeno más brillantes. Hemos encontrado que la distribución espacial de esta emisión no coincide con la emisión del mismo ión en las líneas brillantes de excitación por colisiones. Este resultado es extremadamente importante porque es la primera vez que se distinguen mediante imagen directa las dos componentes diferentes del gas emitiendo en el mismo ión. La distinta dependencia de la temperatura y densidad de la emisión de recombinación y de excitación por colisiones nos permite inferir que la componente rica en metales es un gas mucho más frío y más denso que la mayoría del gas que emite la nebulosa.”
“Este resultado –concluye Pablo Rodríguez Gil, del IAC y de la Universidad de La Laguna, quien también firma el artículo- es otra evidencia de la importancia de la evolución e interacción de las estrellas binarias para entender muchos aspectos de la astrofísica, incluso temas aparentemente sin relación como la evolución química del Universo.”
Artículo: "Imaging the elusive H-poor gas in the high ADF planetary nebula NGC 6778", por J. García-Rojas, R. L. M. Corradi, H. Monteiro, D. Jones, P. Rodríguez-Gil, A. Cabrera-Lavers. ApJ Letters. DOI: 10.3847/2041-8205/824/2/L27
http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/824/2/L27/meta
http://arxiv.org/pdf/1606.02830v1.pdf
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