Download Contribución y aportes de la Astronomía para la Astrobiología

Universidad Nacional Mayor de San Marcos
(Universidad del Perú, Decana de América)
Facultad de Ciencias Físicas
Contribución y aportes de la Astronomía
para la Astrobiología
Dr. Rafael E. Carlos Reyes
Seminario Permanente de Astronomía y Ciencias Espaciales
E-mail: rcarlosr@unmsm.edu.pe
LIMA - PERU
Introducción
El objetivo de este trabajo ha sido determinar la
composición química de regiones H II de las
galaxias llamadas Nubes de Magallanes. Estos
resultados son de gran importancia para el estudio
de la evolución de las estrellas y para determinar
la evolución química de las galaxias.
El análisis ha sido realizado usando las medidas de
líneas de emisión de los elementos Helio, Carbono,
Nitrógeno, Oxígeno, Neón, Azufre y Argón, presentes
en los espectros de regiones H II. Estas medidas han
sido obtenidas de espectros disponibles en la literatura
y complementadas por espectros observados por el
autor.
Muchos tópicos en astrofísica envuelven la física de
gases ionizados y la interpretación de sus espectros
de líneas de emisión.
Las regiones HII nos permiten probar la evolución
química y la historia de formación de estrellas de
los lugares más alejados de nuestra propia Galaxia,
y de galaxias distantes.
Las nebulosas planetarias nos permiten ver las capas
externas remanentes de estrellas muertas.
En la figura se muestra una región H II (conocida
como nebulosa de La Laguna) donde se observa
estrellas jóvenes y calientes. Figura tomada de
Zeilik (1997)
Las remanentes de supernovas nos permiten
observar material quemado de las regiones
más internas de las estrellas masivas que
explotaron.
Las nebulosas gaseosas son observadas como
objetos brillantes y extendidos en el cielo. Estos
objetos son fotografiados con filtros que aislan
una región estrecha de longitudes de onda y
con tiempos largos de exposición.
Regiones de Emision:
Nebulosas planetarias y nebulosas difusas
Regiones HII
Supernovas
Galaxias Starbursts
AGNs y Quasars
Ciclo de las
Nebulosas Gaseosas
1.1 Regiones H II
Las regiones HII son nebulosas gaseosas y tienen un
espectro de líneas de emisión. Este espectro esta
dominado por líneas prohíbidas de íones de elementos
conocidos, tales como [O III] 4959, 5007, las famosas
líneas nebulares verdes que antiguamente eran atribuidas
al elemento hipotético nebulium; [N II] 6548, 6583 en el
rojo; y [O II] 3726, 3729, es el doblete ultravioleta que
aparece como una línea no resuelta 3727 en
espectrogramas de baja dispersión de casi todas las
nebulosas.
Además, las líneas permitidas de hidrógeno,
H 6563 en el rojo, H 4861 en el azul,
H 4340 en el violeta, y así en adelante, son
características de cada espectro nebular, como
es He I 5876, el cual es considerablemente más
débil, He II 4686 ocurre sólo en nebulosas de
ionización más alta. C III] 1909 en el ultravioleta.
y otros iones como [S II], [Ar III], [Ne III], etc.
Espectro de una región H II (nebulosa de Orión, M42).
Figura tomada de Cowley (1995)
1.2 Formación de
Elementos Químicos
1.2.1 Helio
El Helio es formado en el interior de las estrellas
mediante los cadenas protón – protón y el ciclo
CNO, la eficiencia de cada proceso depende de
la temperatura en el interior estelar.
La energía liberada durante estos procesos es
la principal fuente de energía estelar.
Para detalles ver Cowley 1995 y Clayton (1983)
Cadena Protón - Protón
Fusión de 4 núcleos de Hidrógeno para generar un núcleo de Helio
1H  1H  1H  1H  2e   2 e  2  4 He
– e+: positrón, e: neutrino electrón,, : fotón en rayos X
Es muy poco probable que tengamos colisiones de 4 1H
Hay pasos intermedios, llamada cadena protón - protón
1H  1H  2 H  e    e
1H  2 H  3He  
3He  3He  4 He  1H  1H
Cadena CNO
Muy importante a temperaturas un poco mayor que la del centro del Sol,
i.e. en estrellas más masivas.
12C  1H  13N  
13N  13C  e    e
13C  1H  14 N  
14 N  1H  15O  
15O  15N  e    e
15N  1H  12C  4 He
El resultado neto; 4 protones se fusionan para formar un átomo de Helio.
(Notar que 12C es regenerado al final)
Balance de Energía
E=mc2
•
•
Einstein 
La masa del 4He es 3.97mp, es decir, hay una diferencia de 0.03mp
respecto a 2 protones y 2 neutrones libres
 Energía liberada en cada fusión es E=0.03mpc2
1.2.2 Otros elementos
químicos
4He + 4He  8Be
4He + 8Be  12C
4He + 12C  16O
El Carbono es formado por la fusión de tres
núcleos de He (proceso triple – alfa)
Oxígeno por la fusión de un carbono y una partícula
alfa
Dos carbonos pueden formar Na, Ne Mg
Dos oxígenos pueden formar S, P, Si
El nitrógeno es formado por el ciclo CNO a
expensas del C
1.3 Evolución Estelar
Inicialmente la estrella transforma H en He
Las estrellas contaminan el medio interestelar
mediante vientos o cuando mueren
El carbono es producido por estrellas de alta masa
y también por estrellas de masa intermedia
Los elementos más pesados hasta el pico del Fe
son producidos en estrellas de alta masa, y los
elementos más pesados que estos últimos son
sintetizados via proceso – s ó proceso – r
1.4 Evolución Química
de las Galaxias
Inicialmente la abundancia de las galaxias era
primordial, llamada así a la abundancia originada
Inmediatamente después de la gran explosión o
Big Bang. La cual era 90% H y 10 % He.
Los elementos pesados fueron sintetizados en las
estrellas las cuales se formaron de las nubes de
gas de hidrogeno y helio.
Así, actualmente las regiones formadoras de
estrellas son regiones H II, las cuales poseen las
abundancias iniciales con las cuales se crearon
las estrellas, entonces estudiando la composión
química de estos objetos y comparandolas con
las estrellas podemos estudiar la evolución
química de la galaxia y el estudio de distintas
galaxias proporcionan informacion de la evolución
química del universo.
1.5 Importancia del Estudio
de las Regiones H II de las
Nubes de Magallanes
Importancia
Abundancia de helio pregalactico
Sistemas de baja metalicidad
Prueba teorias de evolucion estelar
Poca informacion detallada de estos objetos
Fundamento Teórico
Definición de intensidad específica
Cantidad de energía transportada por la radiación.
en el intervalo de frecuencias d, que atravieza el
elemento de área dS en la dirección n, dentro del
angulo sólido d, en el tiempo dt
donde  es el ángulo entre la dirección de
radiación y la normal a la superficie
2.1 Factores de Correción
de Ionización
Determinación de Abundancias
Método Clásico
La abundancia total de un elemento
relativo al H está dado por:
Las abundancias de los iones no observados son
relacionadas con las de iones observados de similar
potencial de ionización a través de los factores de
corrección de ionización (ICFs).
De forma similar para:
2.2 Modelos de
Fotoionización
Determinación de Abundancias
Modelaje de Fotoionización
Modelos de Fotoionización
Para calcular un modelo de fotoionización de una
nebulosa de emisión necesitamos:
a) Adoptar una hipótesis razonable sobre los
parámetros físicos de la estrella ionizante, la
distribución de densidad y las abundancias relativas
de los elementos en la nebulosa (ejm.: tamaño,
estructura geométrica, etc.);
b) Calcular con estas hipótesis la estructura física
completa, esto es, la ionización, temperatura y
coeficientes de emisión como funciones de la
posición; y después
c) Calcular la radiación emergente esperada de la
nebulosa en cada punto para cada línea de emisión.
Ecuaciones Básicas
ecuación de transferencia radiativa:
donde I es la intensidad específica
monocromática;  es la profundidad óptica;
j es el coeficiente de emisión monocromática,
ds es el desplazamiento en el medio.
incremento en la profundidad
óptica en cualquier frecuencia
que es la sumatoria sobre todos los átomos y iones
con potenciales de ionización menores que la
energía del fotón y la sección transversal a.
La ecuación de ionización que se aplica entre dos
estados sucesivos de ionización de cualquier ión es:
donde alfa es el coeficiente de recombinación total
al i-ésimo estado de ionización para una dada
temperatura, Ne es la densidad electrónica, J es la
intensidad específica media, h es la constante
de Planck y v es la frecuencia.
El número total de iones en todos los estados
de ionización es
La ecuación de equilibrio es
donde el término de ganancia, G, y cada uno
de los términos de pérdida de energía
radiativa, free-free y colisional (LR, LFF y LC
respectivamente) son la suma sobre la
contribución de todos los iones.
2.3 El Código de
Fotoionización CLOUDY
CLOUDY: Código de fotoionización
El CLOUDY es un programa que calcula el equilibrio
radiativo-colisional de una nube gaseosa de baja
densidad (Ne < 1013 cm-3). Este programa fue
desarrollado por Ferland (1993) y se encuentra
permanentemente en actualización (constantes
físicas) y mejoramiento (nuevos modelos de
atmosferas estelares, granos, etc.).
Datos
En la figura se muestra una imagen de la galaxia
Gran Nube de Magallanes, imagen tomada de
Zeilik (1997)
En la figura se muestra una imagen de la galaxia
Pequeña Nube de Magallanes, imagen tomada de
Zeilik (1997)
3.1 Datos ultravioleta (UV)
En la figura se muestra un dibujo artístico
del satélite IUE.
3.2 Datos ópticos
de la literatura
3.3 Datos ópticos
observados
Para determinar la densidad electronica en las
regiones H II de la Pequeña Nube de
Magallanes se tomó espectros de estos
objetos con el telescopio de 1.6 m en el
Laboratorio Nacional de Astrofisica, MG,
Brasil.
En la figura se muestra una vista aérea del Observatorio
Pico dos Dias (LNA)
Espectro observado de la región H II N12B
Pico dos Dias (LNA)
Espectro observado de la región H II N66
Pico dos Dias (LNA)
Espectro observado de la región H II N81
Pico dos Dias (LNA)
Espectro observado de la región H II N83A
Pico dos Dias (LNA)
Espectro observado de la región H II N88
Pico dos Dias (LNA)
3.4 Datos infrarrojos (IR)
Los datos usados pertenecen a las observaciones
hechas por Schwering y Israel (1990) con el
satélite IRAS (Infrared Astronomical Satellite)
En la figura se muestra una vista del satélite IRAS
Análisis
4.1 Flujo infrarrojo de
Regiones H II
El satélite IRAS observó en cuatro bandas espectrales
cuyas longitudes de onda centrales son 12, 25, 60 y
100 m.
Para estimar la temperatura del polvo de la región H II
ajustamos un perfil de cuerpo negro a las
observaciones y luego integramos para determinar el
flujo total infrarrojo.
4.2 Modelos de
Fotoionización con densidad
variable: código DIANA
DIANA: Modelaje de fotoionización
con densidad variable
Para obtener el modelo de fotoionización que mejor se
adapte a las observaciones de un determinado objeto
utilizamos un método automático y auto-consistente
DIANA – Diagnóstico de Nebulosas Astrofísicas
(Elizalde 1997, Carlos Reyes 1997) que obtiene
simultáneamente las condiciones físicas y las
abundancias químicas de la nebulosa, así como las
principales características de la fuente ionizante.
El DIANA usa los índices definidos por Steiner
(1996), para las líneas excitadas
colisionalmente como:
donde T(), I() y N() son los índices de temperatura,
ionización y densidad de momento .
Para las líneas producidas por recombinación
suma total del flujo medido en todas las líneas
Parámetro de calidad
Segundo parametro de calidad (abundancias)
Indicador de la calidad de ajuste de las líneas de O
Función a ser minimizada
La densidad final y la potencia gamma son ajustados
con la entrada de las líneas de azufre.
Otros parámetros como temperatura y luminosidad de
da fuente ionizante, profundidad óptica son calculados
directamente.
Las curvas de extinción interestelar usadas
corresponden a Pei (1992).
Se adopta tambien un filling factor de 0.1, debido a
que reproduce mejor la razon observada de Ar
(Carlos Reyes 2000).
4.3 Parámetros obtenidos
con el DIANA
Para el control de calidad de los modelos, se adopta
una diferencia relativa entre la razón de líneas
observadas y las del modelo, esta diferencia es de
máximo 10% para la razón de líneas de [O III] 4959/4363,
y de 3% para la razón de líneas de [S II] 6717/6731.
Comparación de los espectros observados y los
espectros calculados.
Resultados y Discusión
5.1 Parámetros Físicos
El modelaje de fotoionización permite derivar un
importante conjunto de parámetros físicos como
la luminosidad y la temperatura de la fuente ionizante;
el radio externo de la nebulosa, la densidad y temperatura
del gas, la profundidad óptica, el “filling factor", la masa
ionizada, la constante de enrrojecimiento, la razón
polvo/gas y el exponente del perfil de variación radial
de la densidad de la nebulosa.
Luminosidad y temperaturas “equivalentes” de las
regiones H II permiten estudiar el estado evolutivo
de los objetos ionizantes.
En el diagrama HR destacan nítidamente N157
(30 Dorados) y N88A, este último posee la
temperatura más elevada indicando que
podría tratarse de un objeto evolucionado.
5.2 Abundancias Químicas
5.2.1 Comparación con
resultados de la literatura
En general existe un buen acuerdo entre nuestros
resultados y los de la literatura, entre las diferencias
más significativas destaca la mayor abundancia de
carbono. Esto es producto de ajustar todo el
espectro desde el UV hasta el visible.
Otra diferencia notable se da para la Gran Nube de
Magallanes, donde la diferencia es de 0.4 dex para
la abundancia de Nitrógeno.
5.2.2 Comparación con
otros objetos
La comparación de abundancias con estrellas calientes
B muestran una significativa diferencia en las
abundancias de C y N, cuya causa podría ser la alta
velocidad de rotación de estas estrellas.
Sólo el oxígeno muestra acuerdo con las supergigantes
F-G-K, la mayor diferencia es en Nitrógeno (+1.2 dex)
Ya en el caso de NPs se observa mayor abundancia
de carbono en las NPs producto de la 3ra fase de
mezcla convectiva y también la mayor abundancia de
Nitrógeno indicaría que los progenitores de NPs son
relativamente de mayor masa por haber
experimentado el “Hot Bottom Burning”.
5.2.3 Evolución Química
de las NM
Construimos un indicador de metalicidad (Z) con las
abundancias de los elementos más pesados, y
observamos que sus valores muestran una dispersión
que también es observada en NPs y estrellas de las
Nubes de Magallanes, esto indica que el material dentro
de la nube no esta bien mezclado como uno podría
suponer a priori.
Las NM por tratarse de un sistema de baja metalicidad
es importante para estudiar la abundancia de helio
primordial.
Correlación de la abundancia de oxígeno con Z
Correlación de la razón C/O con Z
Correlación de la razón N/O con Z
Conclusiones
En este trabajo hemos analizado un total de 11
regiones H II en las Nubes de Magallanes,
seis regiones H II en la GNM y cinco en la PNM.
Se ha utilizado datos espectroscópicos en las
regiones espectrales: ultravioleta, visible e infrarrojo.
 La razón polvo/gas en algunos casos es mas alta que
en el medio interestelar de nuestra Galaxia por un
factor de 2 a 4.
 Abundancias de carbono obtenidas por primera vez
para cinco regiones H II en nuestra muestra, dos en
la PNM y tres en la GNM
 Nitrógeno más alto en nuestros resultados para la GNM
 Las abundancias observadas de Carbono y Oxígeno en
regiones H II están de acuerdo con los resultados para
estrellas jóvenes (estrellas tipo B) en las Nubes de
Magallanes.
 La fuerte deficiencia de Nitrógeno en las regiones
H II de las Nubes de Magallanes, es confirmada al
compararla con la correspondiente abundancia de
Nitrógeno en las supergigantes F-G-K (Hill et al. 1997),
La abundancia de C+N es un factor tres veces
mayor en supergigantes F-G-K cuando son
comparadas a las regiones H II. Sin embargo, la
relación C/O en supergigantes F-G-K de la GNM
es bastante similar a la de regiones H II.
 La baja metalicidad de las NM comparada con
nuestra galaxia es confirmada en este estudio
FIN
Diagnostico:
Temperatura electronica
Densidad electronica
Diagnostico:
Temperatura electronica
Unos pocos iones, de los cuales [O III] y [N II] son los
mejores ejemplos, tienen estructuras de nivel de
energía que resultan en líneas de emisión de dos
niveles superiores diferentes con considerablemente
diferentes energías de excitación que ocurren en la
región de longitudes de onda del visible.
Los diagramas de los niveles de energía de estos
dos iones son mostrados en la figura siguiente. Esta
claro que las tasas de excitación a los niveles 1S y 1D
dependen fuertemente de la temperatura, tal que
la intensidad relativa de las líneas emitidas por esos
niveles pueden ser usadas para medir la temperatura
electronica.
Diagnostico:
Densidad electronica
La densidad electronica promedio en una nebulosa
puede ser medida observando los efectos de la
desexcitación colisional.
Esto puede ser hecho comparando las intensidades
de dos líneas del mismo ion emitidas por niveles
diferentes con aproximadamente la misma energía
de excitación, tal que las tasas de excitación relativas
a los dos niveles dependen solo de la relación entre
las fuerzas de colisión.
Si los dos niveles tienen diferentes probabilidades
de transición radiativa o diferentes tasas de
desexcitación colisional, las poblaciones relativas
de los dos niveles dependerán de la densidad, y la
relación de intensidades de las líneas que emiten
dependerá también de la densidad.