¿Qué es lo que presenta en este estudio? Las estrellas masivas emiten radiación suficientemente energética (fotones ultravioleta) para encender (ionizar, en la jerga astrofísica) el gas difuso circundante, creando las preciosas nebulosas de emisión. El tenue gas nebular emite luz en zonas muy concretas (rayas, líneas espectrales) de elementos químicos como hidrógeno, helio, oxígeno, azufre o nitrógeno. Midiendo estas rayas se puede analizar tanto las condiciones físicas de la nebulosa (densidad, temperatura, intensidad de la ionización, extinción por el polvo que existe en el gas) como las propiedades químicas (cuántos átomos de un elemento químico existen por átomo de hidrógeno). Normalmente las nebulosas de emisión como M 42 (Orión) o La Laguna (M 8) poseen varias estrellas masivas que contribuyen a la ionización del gas, por lo que su estudio detallado es complicado. Así, Sergio decidió analizar un objeto relativamente sencillo ionizado por una única estrella masiva, como M 43, estudiando en detalle tanto la estrella masiva (HD 37061) para saber cuánta radiación ionizante emite, como la nebulosa que está encendiendo (M 43), y comparar los resultados.
Para ilustrar el artículo, usando los datos disponibles para el análisis realizamos una imagen en colores de la Nebulosa de Orión y M 43, que ya he usado por aquí antes, pero que mejoré un poco recientemente. Aquí os la dejo.
Imagen de las nebulosas de Orión (M 42) y De Mairan (M 43, la esférica en el chip inferior izquierdo) obtenida usando la cámara WFC del Telescopio Isaac Newton (2.5m de tamaño) en el Observatorio del Roque de los Muchachos (isla de La Palma, España). Se usaron imágenes en los filtros estrechos de [O III] (oxígeno dos veces ionizado, azul), Hα (hidrógeno una vez ionizado, verde) y [S II] (azufre una vez ionizado, rojo). Aparte de su belleza, la imagen posee una gran utilidad científica: cada color nos está indicando la composición química y la temperatura del gas. En azul se observa sobre todo el oxígeno dos veces ionizado, dominante en el centro donde la temperatura es mayor por el efecto de las estrellas masivas. El color rojo indica la presencia de azufre una vez ionizado, localizado sobre todo en zonas externas con mayor densidad. En color verde se observa el hidrógeno una vez ionizado, predominante en toda la nebulosa. Las zonas oscuras indican regiones dominadas por polvo, que absorbe la emisión del gas. Esta imagen está incluida en artículo científico que comento en esta historia, S. Simon-Diaz et al. 2011, A&A; 530, A57. Crédito de la imagen: Sergio Simón-Díaz, Á.R.L-S, Jorge García-Rojas, César Esteban, Grazyna Stasinska y Christophe Morriset.
El estudio concluye básicamente en que hay que tener cuidado al hacer los cálculos, puesto que hay efectos que normalmente no se tienen en cuenta, como la luz de estrellas cercanas dispersada por el polvo y el gas, la distribución de polvo dentro de la nebulosa, las pequeñas variaciones en las condiciones físicas del gas o incluso la intensidad de la ionización a lo largo de la nebulosa, para reproducir correctamente todos los datos y determinar a partir de ellos los mejores valores para la composición química de M 43.
Debo decir que este trabajo lleva años de muchas observaciones (tanto de la nebulosa como de la estrella ionizante), análisis, re-análisis, comparaciones con modelos, e interpretaciones de los resultados. Como podéis ver, se trata en realidad de la primera parte del estudio, puesto que Sergio está ahora mismo trabajando en una segunda parte en la que se intenta encontrar un modelo de fotoionización personalizado que ajuste tanto los parámetros estelares como nebulares.
¡Felicidades, Sergio et al.!
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