XVII Carnaval de la Física: La composición de la atmósfera de Vega, una estrella “normal” de tipo A

 

Hace 40 años se decía que una estrella de tipo A, como Vega, Sirio A, o Altair, es “normal” si se parece a Vega, es decir, si es  una estrella cuyo espectro está dominado por las líneas de absorción de la serie de Balmer del hidrógeno, su masa está entre 1’4 y 2’1 veces la del Sol y su temperatura superficial entre 7.600 y 10.000 K. Pero hace 20 años se cuestionó qué significa la “normalidad” de una estrella de tipo A y nació el problema de las estrellas de tipo A (“A-Star Puzzle“) que aún no está resuelto. Vega (HD 172167) es una estrella de tipo A “normal” pero nadie sabe si existe alguna estrella que se pueda llamar “normal.” Para resolver este dilema hay que estudiar y modelar en detalle el mejor espectro ultravioleta (UV) disponible de Vega, el obtenido en el intervalo de longitudes de onda de 1280 a 3200 Å por el “difunto” (dejó de funcionar en 1996) satélite International Ultraviolet Explorer (IUE), proyecto conjunto NASA-ESA (la figura que abre esta entrada muestra dicho espectro). Si Vega es una estrella “normal” cuyo ecuador rota a baja velocidad, el análisis de su espectro IUE por parte del Dr. E.L. Fitzpatrick (Universidad de Villanova, Pensilvania, EE.UU.) indica que su temperatura superficial es ≈ 9550 K, el logaritmo de su gravedad superficial es ≈ 3’7, su grado de metalicidad superficial [m/H] ≈ −0.5, y su velocidad de microturbulencia es de ≈ 2.0 km/s. Habrá que estudiar otras estrellas de tipo A con el mismo detalle para comprender cómo varían sus propiedades y cuán “normal” es Vega. El estudio del espectro de las estrellas de tipo A sigue siendo un campo fascinante de investigación y promete, según Fitzpatrick, resolver muchas de nuestras dudas sobre los procesos físicos responsables del “bosque” de líneas espectrales que observamos. El artículo técnico es E.L. Fitzpatrick, “UV SPECTRAL SYNTHESIS OF VEGA,” The Astrophysical Journal 725: 2401, 2011 [ArXiv preprint 23 Nov. 2010].

Fitzpatrick ha sido capaz de ajustar el espectro UV mediante un modelo de la atmósfera de Vega que utiliza un valor único para su temperatura superficial y las líneas espectrales en el UV de los 17 elementos químicos más importantes que componen su atmósfera. El porcentaje de cada elemento químico ha sido determinado para obtener el mejor ajuste posible entre el espectro UV modelo y el experimental, por ello ha logrado estimar la composición de la atmósfera de Vega y la ha comparado con la de nuestro Sol. Por supuesto hay que entender que este resultado está sujeto a cierta incertidumbre experimental ya que fenómenos como la microturbulencia superficial o la rotación diferencial de la estrella no se conocen en detalle y han de ser estimados.

La figura de arriba y la tabla de abajo muestra el resultado obtenido para Vega (círculos negros) comparado (sólo en la figura) con el obtenido para el Sol (círculos blancos). Salvo para el nitrógeno, los elementos químicos encontrados son menos abundantes en Vega que en el Sol y la abundancia relativa entre ellos es muy parecida en ambas estrellas. Tanto en la figura como en la tabla aparece la abundancia relativa del elemento X respecto a la del hidrógeno H mediante el valor de log(X/H)+12. Por ejemplo, para el carbono (C) el valor obtenido es 8’18, es decir, C/H = 108’18−12 = 15’14×10−3, o lo que es lo mismo, H/C=6607; por tanto, por cada átomo de carbono hay 6607 átomos de hidrógeno. El elemento más abundante es el oxígeno (O), seguido del carbono (C) y del nitrógeno (N). Un orden de magnitud por debajo se encuentran el magnesio (Mg), hierro (Fe) y silicio (Si). Otro orden de magnitud por debajo el azufre (S), el calcio (Ca) y el alumnio (Al). Los siguientes son el níquel (Ni), cromo (Cr), zinc (Zn), manganeso (Mn), fósforo (P), titanio (Ti), cobalto (Co) y vanadio (V). Para el menos abundante se ha obtenido V/H =  103’40−12 = 2’51×10−9, o lo que es lo mismo, que hay más de 398 millones de átomos de hidrógeno por cada átomo de vanadio. Por supuesto, la abundancia de algunos elementos tiene menor error que la de otros; según Fitzpatrick los elementos cuya abundancia está bastante mejor determinada debido a que sus líneas espectrales son más claras o más numerosas son: carbono (C), nitrógeno (N), oxígeno (O), magnesio (Mg) y silicio (Si).  

Esta entrada es mi segunda contribución a la XVIIª Edición del Carnaval de la Física, organizado en esta ocasión por Fran Sevilla, autor del blog Vega 0.0, cita obligada para todos los aficionados a la astronomía. Le prometí a Fran una entrada sobre Vega y las promesas han de ser cumplidas. Como siempre, te animo a participar en el Carnaval de la Física este mes de marzo (envíale el link de tu contribución al gmail de Fran).