El secreto de lo más grande está en lo más pequeño

Como ya se comentó en un artículo previo en esta sección sobre cómo se determinan las abundancias químicas en estrellas, la llegada de la técnica de espectroscopía reveló que el secreto para comprender objetos tan inmensos como las estrellas, nebulosas y galaxias estaba en una las entidades más pequeñas que conocemos: el átomo. 

Así, mediante esta técnica se empezó a descubrir de qué estaba hecho el Universo. Por ejemplo, la presencia de helio en el Sol se descubrió tres décadas antes que en la Tierra, de ahí su nombre. También se descubrió que una de las líneas espectrales más brillantes en las nebulosas no se correspondía con nada descubierto antes, de ahí que se hipotetizara sobre la existencia de un nuevo elemento: el “nebulio”. Años más tarde se demostró que era la emisión de un ion de oxígeno en unas condiciones físicas que no se podían reproducir en la Tierra. Estas líneas se llamaron líneas prohibidas, porque las reglas de la teoría desarrollada a comienzos del siglo XX para explicar el mundo atómico y subatómico (la mecánica cuántica) no permitían la formación de estas líneas.

Y es que las condiciones físicas en las nebulosas no se pueden reproducir en un laboratorio fácilmente. Además de las altas temperaturas a las que está el gas (que en realidad es un plasma, un tipo de gas con propiedades físicas bastante diferentes), la bajísima densidad en las nebulosas (de solo unos cientos/miles de partículas por centímetro cúbico) es inalcanzable incluso usando técnicas de ultraalto vacío. Con estas técnicas, en un laboratorio se puede llegar a densidades de decenas de miles de moléculas por centímetro cúbico, que son densidades aún mucho mayores que las que encontramos en las nebulosas.

Pero gracias a estas condiciones tan especiales podemos ver brillar estas nebulosas en líneas de emisión de elementos muy poco abundantes en el Universo como el oxígeno, el nitrógeno o el azufre. Poniéndonos en contexto, el hidrógeno o el helio representan aproximadamente el 75% y el 24% en masa de toda la materia del Universo, y el 1% restante son el resto de los elementos químicos, que los astrofísicos, para simplificar a lo bestia, llamamos metales. En las nebulosas, en cambio, las líneas de emisión de iones de oxígeno o nitrógeno pueden llegar a ser mucho más intensas que las líneas de emisión de hidrógeno o helio.

Para entender por qué es esto posible, vamos a ir por partes. En primer lugar, la intensa radiación ultravioleta de estrellas muy calientes “excita” los átomos de los elementos químicos que componen el gas nebular, es decir, arranca electrones a los átomos, y la energía de esos electrones “excitados” por los fotones ultravioleta contribuye a calentar el gas. Este fenómenos se denomina fotoionización y ocurre sobre todo en las nebulosas fotoionizadas (regiones H II y nebulosas planetarias). Pero para evitar que la cosa se salga de madre y el gas se caliente sin tino, existen mecanismos de enfriamiento en las nebulosas que hacen que se alcance un cierto equilibrio.

Por ejemplo, el frenado de los electrones libres debido a la interacción con iones cargados positivamente emite una radiación proporcional a la disminución de velocidad llamada Bremsstrahlung. Por otra parte, los electrones pueden instalarse en niveles altos de iones de hidrógeno y helio, lo que producirá una cascada de desexcitaciones a niveles cada vez más bajos como quien va bajando una escalera con escalones de distinto tamaño, emitiendo en cada paso fotones con energías equivalentes al tamaño del escalón que bajan y que forman las líneas brillantes de hidrógeno y helio características de los espectros de nebulosas fotoionizadas.

Pero el mecanismo más importante a la hora de enfriar el gas es el que nos hace detectar de forma muy clara la presencia de elementos mucho menos abundantes, como el oxígeno o el nitrógeno. Debido a una combinación mágica de reglas de la mecánica cuántica y la bajísima densidad del gas nebular, la probabilidad de que se formen líneas de emisión de estos elementos es muy alta y en muchos casos las líneas son muy brillantes, detectándose incluso en la emisión del gas de galaxias muy lejanas. De hecho, varias de estas líneas se están detectando en observaciones del telescopio espacial James Webb de galaxias muy primitivas, dando una información vital para entender la evolución química del Universo, desde la formación de las primeras galaxias hasta la actualidad. 

* Sección coordinada por Adriana de Lorenzo-Cáceres Rodríguez