Figura 1: Diagrama de tiempo para el átomo neutro de Ti; la energía de ionización es 6,82 eV. La gráfica muestra los niveles atómicos de energía y las transiciones radiativas permitidas entre ellos, que están incluidas en la solución simultánea de ecuaciones de transferencia radiativa y estadística de equilibrio. Hace algunas décadas, nuestra comprensión de la evolución química de la Vía Láctea se basó en dos hechos observacionales. En primer lugar, la composición química de las viejas estrellas de baja masa en el halo muy parecida a la del Sol, ajustada a su baja metalicidad. En segundo lugar, en las estrellas del disco -incluyendo el Sol- las abundancias de los elementos eran idénticas (con un error de aproximadamente el 50%). Estos "hechos" encuentran una explicación sencilla en el escenario de colapso monolítico para la formación de galaxias, donde los discos de las galaxias se forman a través del colapso de una nube de gas de gran tamaño. En este marco, la nucleosíntesis estelar de elementos pesados o metales producida antes de que el halo colapse para formar el disco, es decir, durante los primeros desde 0.1 hasta 0.3 mil millones de años de evolución galáctica temprana. Desde entonces, la composición media del medio interestelar (ISM) se cree que permanece básicamente sin cambios.
Los avances en la instrumentación y métodos de análisis espectral en los últimos 20 años ha permitido calcular con exactitud las abundancias estelares con un error de sólo el 10%. Esto puso de manifiesto regularidades interesantes en las variaciones de abundancia entre las estrellas de las diferentes poblaciones estelares. Por ejemplo, las regularidades de los alfa-elementos (por ejemplo, O, Mg, Ca) o las del pico de hierro (Z mayor a 22 y menor que 28, es decir, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni) indican que la evolución química y dinámica de la Galaxia es, de hecho, muy compleja. Varias subestructuras de la Vía Láctea (disco, abultamiento, halo, los cúmulos globulares) fueron formadas en escalas de tiempo diferentes y por diferentes mecanismos, incluyendo fusiones con galaxias satélite, así como de acreción de gas.
Curiosamente, aún hoy los más avanzados modelos de evolución química Galáctica no logran explicar las distribuciones de abundancia observadas de los diferentes elementos del pico del hierro en estrellas Galácticas pobres en metales de forma simultánea. Los estudios espectroscópicos reportan relaciones decrecientes de [Cr / Fe] y crecientes de [Ti / Fe] con la disminución de la metalicidad, mientras que la relación [Co / Fe] permanece solar hasta las metalicidades más bajas. (Los corchetes indican proporciones logarítmicas de abundancia de dos elementos en una estrella en relación con su proporción en el sol.) Estas tendencias no son coherentes con la teoría de la nucleosíntesis estelar, que predice que núcleos estables de Z impar (V, Mn, Co) deben ser suprimidos en relación con sus vecinos estables de Z par (Cr, Fe, Ni) en un entorno de baja metalicidad.
Aunque la mayoría de los estudios atribuyen este problema a las deficiencias de los modelos de evolución química Galáctica, que comenzaron a preocuparse por la exactitud de las abundancias en las estrellas determinadas espectroscópicamente. De hecho, todas las estimaciones anteriores de abundancia de los elementos del pico de hierro contienen un error sistemático, ya que no tuvieron en cuenta el verdadero equilibrio cinético, también conocido como equilibrio termodinámico no local (NLTE), de un elemento a través de una atmósfera estelar. Los cálculos de NLTE tienen en cuenta la interacción de átomos con el campo de radiación de forma explícita mediante la resolución de ecuaciones de transferencia radiativa y estadística de equilibrio para cada uno de los niveles de energía atómica y las etapas de ionización.
Figura 2: Relaciones de abundancia calculadas de conformidad con NLTE (círculos negros llenos) y el enfoque de LTE (círculos azules llenos) para una muestra de estrellas Galácticas pobres en metales en función de su metalicidad. Las relaciones de abundancia basadas en LTE para otras estrellas del campo Galáctico de la literatura (Gratton y Sneden 1991, Johnson 2002, Reddy et al. 2003, 2006) se muestran también para la comparación (símbolos abiertos y cruces). Panel superior: La abundancia de Co relativo a la solar y normalizada a Fe, [Co / Fe] vs [Fe / H]. Panel inferior: [Cr / Fe] vs [Fe / H].Construimos modelos atómicos completos de varios elementos del pico de hierro y realizamos, por primera vez, el cálculo de la formación de la línea espectral NLTE para sus átomos neutros y simplemente ionizados usando modelos de atmósferas estelares. Los espectros sintéticos se compararon con los espectros observados de las estrellas Galácticas pobres en metales y del cúmulo globular Omega Centauri para derivar las abundancias de los elementos.
A diferencia de estudios anteriores, nos encontramos con que las estrellas Galácticas pobres en metales son ricas en el extraño elemento de Z impar Cobalto, pero tienen proporciones casi solar del elemento Z par Cromo y el Z impar Manganeso en relación al hierro. Las abundancias de Titanio en las estrellas Galácticas pobres en metales imitan la tendencia bien conocida de los elementos del proceso alfa (Mg, Ca) con [Fe / H]. Ahora, la tendencia de [Cr / Fe] con [Fe / H] puede ser reproducida por los modelos de evolución química Galáctica, sin la necesidad de invocar supuestos adicionales, tales como las condiciones peculiares en el ISM. Sin embargo, los modelos siguen siendo totalmente insuficientes para representar las tendencias del halo de [Mn / Fe], [Co /] Fe, y [Ti /Fe].
Estas relaciones de abundancia son en gran medida insensibles a la mayoría de los parámetros en los modelos a excepción de la nucleosíntesis estelar, que se expresa a través de los rendimientos de los elementos calculados teóricamente, a partir de estrellas de distintas masas y metalicidades. Los elementos del grupo del hierro se producen en la quema explosiva de silicio, que se produce en las estrellas masivas, explotando como supernovas de tipo II, y en la explosión de enanas blancas en sistemas binarios (SN Ia). Por lo tanto, nuestros resultados son útiles para restringir los modelos de las supernovas y las propiedades de sus progenitores.
Un patrón interesante de las abundancias de Manganeso se obtuvo para las gigantes del cúmulo globular Omega Centauri. Los valores [Mn / Fe] en las poblaciones pobres en metales de Omega Centauri ([Fe / H] ~ -1,5 ... -1,8) se superponen a los de las estrellas del halo de la Vía Láctea. Sin embargo, a diferencia de las estrellas del disco Galáctico, [Mn / Fe] declina en dos estrellas más ricas en metales en la rama de las gigantes rojas de Omega Centauri. Estos resultados sugieren que la baja metalicidad de cualquiera de las supernovas de Tipo II o Tipo Ia dominado el enriquecimiento de las estrellas más ricas en metales en este cúmulo globular.
El potencial del uso de las abundancias de los elementos del grupo del hierro en viejas estrellas pobres en metales es muy grande. Son útiles no sólo como una herramienta de diagnóstico para las condiciones físicas en las atmósferas estelares, sino también para la comprensión de la nucleosíntesis de supernovas, el enriquecimiento químico del ISM galáctico, y, por tanto, la evolución química de nuestra Galaxia y de las galaxias en general.
Artículo traducido de:
Iron peak elements in metal-poor stars
Por María Bergemann, para el Instituto Max Planck para la Astrofísica (MPA).
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