01/10/2012 - El CIEMAT estudia la composición de cúmulos estelares jóvenes

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La mayoría de los elementos químicos se forman en el interior de las estrellas por los llamados procesos de nucleosíntesis estelar. Estos procesos convierten el gas con el que se forman las estrellas, compuesto primordialmente de hidrógeno y helio en otros elementos más pesados.

Las estrellas que tienen entre cuatro y ocho veces la masa solar, llamadas estrellas de masa intermedia, crean principalmente helio, carbono, nitrógeno y oxígeno, mientras que los elementos que están más allá del oxígeno en la tabla periódica, como neón, magnesio, silicio, calcio o azufre, se producen en las estrellas masivas, que tienen más de ocho veces la masa del Sol, algunas llegan a tener hasta cien masas solares. Al morir estas estrellas masivas producen las explosiones conocidas como supernovas. Tardan poco en hacerlo pues tienen vidas cortas en términos de tiempo cósmico.

Si el Universo es tan viejo como 13.700 millones de años, las estrellas de cien masas solares mueren a los 3,5 millones de años. Las estrellas de masa intermedia mueren, produciendo las maravillosas nebulosas planetarias, en un tiempo que va desde unos 40 a unos 250 millones de años. El Sol, en comparación, durará unos 12 600 millones de años, de manera que aún le quedan unos 8000 millones de años de vida.

Las estrellas al morir eyectan los elementos químicos que producen al medio interestelar. Al formarse nuevas estrellas en este medio interestelar, se incorporan estos elementos químicos, de manera que la composición de las sucesivas generaciones de estrellas es cada vez más metálica, la proporción de elementos químicos, comparada con la del hidrógeno y el helio, es cada vez mayor. De hecho, se dice que la Tierra y el Sistema Solar, dada la alta abundancia en metales que tienen en su composición, han debido formarse a partir de los restos de una supernova.

Cuando una cierta cantidad de gas se convierte en un determinado número de estrellas de diferentes masas se dice que hay un brote de formación estelar. Como cada tipo de estrella tiene una vida media diferente, dependiendo de su masa, siendo las más masivas las que tienen vidas más cortas, los elementos que crea una estrella aparecen en el medio interestelar en un momento diferente según sea su masa. Así, el oxígeno, principalmente producido por estrellas con masas entre treinta y cien masas solares, aparece casi inmediatamente en términos evolutivos (unos tres millones de años después de que se produzca ese brote de formación estelar). En cambio, el carbono o el nitrógeno, que se crean en estrellas de menor masa, aparecen al menos en unos cientos de millones de años después. Las distintas proporciones de unos elementos químicos frente a otros se usan así para datar las poblaciones estelares.

Los cálculos que se llevan realizando las últimas décadas sobre este tema se denominan “modelos de evolución química”. Con estos modelos se hacen predicciones de cuál ha de ser la proporción de elementos químicos (abundancias) en una región donde haya estrellas. Por otra parte, a partir del análisis de los espectros que se toman al observar una zona del cielo se pueden estimar estas abundancias. De la comparación de los datos con las predicciones de los modelos podemos obtener información acerca de cómo ha evolucionado esa región o galaxia, si las estrellas se han formado muy deprisa o si, por el contrario, se forman pausada y lentamente, si se han formado estrellas de todas las masas en la proporción estándar o si hay mayor numero del previsto de estrellas grandes o pequeñas, etc.

Sin embargo, hay un hecho que no se ha tenido en cuenta al hacer estos cálculos: que las estrellas de más de quince masas solares pierden masa debido a un fenómeno llamado viento estelar, por el cual las capas externas de la estrella, lo que se conoce como envoltura, se van perdiendo en el medio interestelar. Al principio se pierde el hidrógeno, que es de lo que se compone la capa externa de la estrella, luego se pierde helio, a continuación el carbono y así sucesivamente de manera que la estrella va quedando cada vez con menos masa y, por tanto, produce menos cantidad de magnesio, silicio, etc., que se crean a partir de carbono, nitrógeno y oxígeno. Además, en el momento de la explosión de la supernova, durante la que también se crean elementos, en la denominada fase de nucleosíntesis explosiva, la estrella será mucho más pequeña y por tanto también lo será la producción de nuevos elementos. Por el contrario, los elementos primordiales para la vida, carbono, nitrógeno y oxígeno, habrán sido eyectados en mucha mayor cantidad que en el caso de una estrella normal y, sobre todo y más importante, en un momento anterior a la muerte de ninguna de las estrellas.

Proyecto Estallidos y su huella en la evolución cósmica de las galaxias

Por ello, la doctora Mercedes Mollá, de la División de Astrofísica de Partículas del CIEMAT, y el doctor Roberto Terlevich, del INAOE de México, dentro del proyecto Estallidos y su huella en la evolución cósmica de las galaxias, han abordado este problema realizando los cálculos necesarios para obtener las abundancias de un cúmulo estelar en los primeros veinte millones de años de su evolución, desde un tiempo de 0,5 millones de años después de formarse, es decir antes de que ninguna estrella haya muerto aún. Para obtener estas abundancias se formula la hipótesis de que un millón de masas solares de gas se convierte simultáneamente en estrellas, con masas desde 0,15 hasta 100 veces la masa del Sol. Luego, a partir de tablas de la pérdida de masa de solo siete estrellas, de 12, 15, 25, 30, 40, 60 y 100 masas solares, del grupo de investigación de evolución estelar del Observatorio de Padova, ha sido necesario realizar interpolaciones cuidadosas para obtener la pérdida de masa en pequeños pasos de tiempo para todo el intervalo de masas. Finalmente, hay que sumar las pérdidas de masa de todas las estrellas, así como sus respectivas abundancias, para estas cantidades integradas para todo el cúmulo.  A partir de los tres millones de años se incorporan las eyecciones debidas a las supernovas. Con estos cálculos, realizados en el CIEMAT en su totalidad, se obtienen las abundancias de un cúmulo estelar conociendo ambas contribuciones, las procedentes de los vientos estelares y las clásicas procedentes de las supernovas, que son las que suelen usarse en los modelos teóricos de evolución de galaxias. Es por tanto factible comparar ambas contribuciones.

El resultado es realmente impactante y puede tener consecuencias decisivas para la interpretación de las observaciones de galaxias o de cúmulos estelares jóvenes: las abundancias de carbono y oxígeno pueden llegar a ser hasta cincuenta veces mayores que las que se predicen si no se tienen en cuenta los vientos estelares. La abundancia de nitrógeno también resulta ser muchísimo mayor.

Aunque la materia eyectada por un cúmulo estelar se diluirá en el medio interestelar circundante, reduciéndose por tanto estas abundancias, las consecuencias pueden aun así ser importantes. Sobre todo al comparar estas predicciones con datos de regiones o galaxias en las que se espera baja metalicidad, como ocurre en los primeros momentos de la evolución del Universo. Es decir, a la hora de interpretar los datos de galaxias que tienen un alto corrimiento al rojo (una medida relacionada con la distancia de los objetos celestes que también informa del momento en que esos objetos emitieron su luz), cuando el universo es aún joven y previsiblemente poco rico en metales, se pueden alcanzar conclusiones erróneas: si en un caso así se encuentra, por ejemplo, una abundancia alta de carbono, nitrógeno u oxígeno, lo más probable es que se interprete como la consecuencia de una intensa formación estelar en esas fases tempranas de la evolución del Universo, y sin embargo, puede que no signifique eso, sino que estemos simplemente viendo el efecto de esta eyección de las estrellas masivas.

Por otra parte, con tal cantidad de carbono, nitrógeno y oxígeno, el medio interestelar se enfriará más rápidamente de lo pensado, haciendo que la formación de estrellas se produzca a una velocidad más alta de la prevista. Esto puede tener un fuerte impacto en las simulaciones hidrodinámicas cosmológicas de formación y evolución de galaxias. Este tipo de simulaciones se utilizan habitualmente en el análisis de los grandes cartografiados del cielo, como los que se obtendrán con los proyectos DES  (Dark energy Survey, Estudio de la energía oscura) y PAU  (Physics of the Accelerating Universe, Física de la aceleración del Universo), en los que participan asimismo grupos del CIEMAT, y que nos van a proveer de una ingente cantidad de datos en un futuro próximo.

El trabajo de la doctora Mercedes Mollá y del doctor Roberto Terlevich ha sido publicado recientemente bajo el título Modelling the composition of a young star cluster ejecta, en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

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