23 de marzo de 2020
23.03.2020
Gaveta de Astrofísica @Gaveta_Astro

Érase una vez el carbono

Muchas de las investigaciones que he realizado en los últimos años se han centrado en entender un poco mejor el origen del carbono en el Universo

23.03.2020 | 00:56
Érase una vez el carbono

¿Por qué estoy tan interesado en este elemento químico? Pues porque el carbono es uno de los elementos más abundantes en el Universo junto con el hidrógeno, el helio o el oxígeno, y además es un elemento biogénico, es decir, es necesario para la formación de vida tal y como se halla en la Tierra. El carbono también es muy interesante porque las moléculas más complejas que se han descubierto en el Universo más allá de la Tierra son estructuras que pueden llegar a tener cientos de átomos de carbono, y son ingredientes fundamentales del polvo interestelar.
 
Respecto a este último punto ya les conté algo hace unos meses en esta misma sección. Hoy me voy a enfocar en otro aspecto muy interesante del estudio del carbono: entender dónde y cómo se forma el carbono en el Universo y cómo ha ido evolucionado su abundancia desde la formación de nuestra Galaxia. Este es un trabajo en el que el grupo del IAC al que pertenezco ha estado involucrado en los últimos quince años. Lo que hacemos básicamente es estudiar cuánto carbono hay comparado con oxígeno en el medio interestelar. Esto es muy útil debido a que los enriquecimientos de carbono y oxígeno ocurren en escalas de tiempo muy diferentes: el oxígeno en el Universo básicamente se produce en estrellas que tienen una masa mayor a ocho veces la de nuestro Sol y que mueren muy jóvenes (en escalas cósmicas, con edades entre unos pocos y decenas de millones de años) expulsando al medio interestelar los nuevos elementos que han producido en sus núcleos en una espectacular explosión como supernova. En cambio, el carbono se puede producir tanto en ese tipo de estrellas como en estrellas con masas mucho menores, del orden de entre dos y tres masas del Sol, que viven del orden de miles de millones de años y que finalizan sus vidas de forma más pacífica (en términos cósmicos, claro) como una bella nebulosa planetaria. Así, la comparación entre las abundancias de carbono y oxígeno a lo largo del disco de nuestra Galaxia nos da información fundamental para comparar con modelos teóricos de evolución química de la Galaxia.
 
El problema está en la dificultad de medir con precisión la abundancia de carbono relativa a oxígeno en regiones de formación estelar. Habitualmente, las abundancias en el medio interestelar de los elementos químicos más pesados que el helio (todos menos el hidrógeno) se calculan a partir de la intensidad de líneas espectrales de emisión producidas por colisiones de electrones libres que pululan por el medio con iones (átomos que han perdido electrones excitados por la radiación de una o varias estrellas muy calientes) de elementos como el carbono, oxígeno, nitrógeno, etc. Cada colisión produce una emisión de un fotón que es característica y se localiza en un rango muy estrecho. El problema es que, para el carbono, este tipo de líneas solo son accesibles usando telescopios espaciales como el Telescopio Espacial Hubble debido a que están en el rango ultravioleta del espectro. Esas observaciones son extremadamente complicadas en el caso de regiones en el disco de nuestra Galaxia, en donde la enorme cantidad de polvo existente extingue muy eficientemente la emisión en esas longitudes de onda. Nuestro grupo en el IAC ha implementado una técnica que consiste en usar otro tipo de líneas de carbono y oxígeno mucho más débiles en el rango óptico del espectro, mucho menos afectado por esa extinción interestelar, y que son accesibles usando grandes telescopios terrestres como el Gran Telescopio Canarias (GTC) en La Palma o el Telescopio Muy Grande (VLT) en Chile.
 
Gracias a esta técnica, hemos comprobado que en nuestra Galaxia el carbono parece producirse a un mayor ritmo cuanto mayor es la abundancia de oxígeno. Esto se ve reflejado en un mayor cociente de carbono sobre oxígeno en las zonas internas del disco y menor en las externas. Estos resultados son consistentes con un modelo de evolución química en el que el disco de la Galaxia se fue formando de dentro hacia afuera, dando tiempo a que se haya enriquecido más en carbono la parte central porque ha dado tiempo de que haya varias generaciones de estrellas masivas y también de que las menos masivas enriquezcan el medio. Además, estos modelos predicen que aproximadamente la mitad del carbono proviene de estrellas muy masivas y la otra mitad de las menos masivas. Observaciones muy profundas que hemos realizado en los últimos años en los discos de galaxias espirales pertenecientes al mismo grupo que nuestra Vía Láctea han reforzado estas conclusiones e indican que esos discos espirales se formaron de forma similar al de nuestra Galaxia.


Las nebulosas de La Laguna (M8, izquierda) y Trífida (M20, derecha) Estas son dos de las regiones HII de la Galaxia con mayor cociente de carbono sobre oxígeno. Están a una distancia entre 5000 y 5500 años-luz del Sistema Solar hacia el interior del disco de la Galaxia y se pueden localizar fácilmente en verano mirando hacia la constelación de Sagitario. Fuente: Giuseppe Donatiello / Flickr.


*Jorge García Rojas es un astrofísico lagunero. Tras estudiar Ciencias Físicas, especialidad de Astrofísica, en la Universidad de La Laguna, estuvo unos años dando clases en centros de secundaria de Tenerife y Lanzarote, hasta que decidió retomar su primer amor y obtuvo el título de Doctor en Astrofísica por la Universidad de La Laguna. Después pasó unos años en México y regresó a Canarias como astrónomo de soporte de los Observatorios del Teide y del Roque de los Muchachos. Actualmente es investigador Severo Ochoa Avanzado en la línea de "Estrellas y Medio Interestelar" en el Instituto de Astrofísica de Canarias.

Sección coordinada por Adriana de Lorenzo-Cáceres Rodríguez

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