Abundancia de Deuterio
La estabilidad del deuterio es una de las "ventanas de la creación" que son fundamentales en el modelo estándar "big bang". Pero el deuterio tiende a fusionarse rápidamente para formar helio, por lo que la abundancia de deuterio en el universo actual es una sensible sonda de los procesos que ocurrieron en el universo primitivo. El deuterio, que contiene un protón y un neutrón, se creó unos minutos después del Big Bang. Su presencia hoy en el universo local sirve como marcador en la creación de estrellas, y en el edificio de galaxias a lo largo de los eones. Esto es porque cualquier deuterio en las estrellas tienden a ser rápidamente fusionado en helio. Así que casi todo el deuterio visto hoy es "puro", sin haber sido quemado por las estrellas. Sabiendo cuánto deuterio fue creado en el Big Bang y cuanto existe aún hoy en día, los científicos pueden estimar la cantidad de gas que se ha utilizado para crear estrellas.
Parte de la luz arrojada sobre el comportamiento de deuterio, ha sido por observaciones desde el Explorador Espectroscópico Ultravioleta Lejano (FUSE).
Crédito: T.A. Rector and B.A. Wolpa, NOAO, AURA, and NSF
Esta es una imagen en falso color de la estrella AE Aurigae (la fuente brillante de luz ligeramente fuera del centro de la imagen) incrustada en una región del espacio que contiene granos de polvo rico en filamentos de carbono como humo, un fenómeno común. Ese polvo podría estar ocultando deuterio, un isótopo del hidrógeno, y obstaculizando los esfuerzos de los astrónomos para estudiar la formación estelar y las galaxias. El satélite FUSE ha estudiado la concentración de deuterio local en la galaxia y ha encontrado mucho más de lo esperado. Puede ser que la estrella caliente vaporiza parte del deuterio de los granos de polvo en los que se "esconden".
La huella espectral del deuterio en el ultravioleta, permite que el espectrómetro FUSE lo distinga del isótopo normal de hidrógeno. Varios estudios diferentes de FUSE, han estimado concentraciones de deuterio primordiales de cerca de 27 partes por millón de átomos de hidrógeno. Recientemente la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP) ha confirmado esta aproximación. Pero las mediciones de nuestro vecindario galáctico han mostrado grandes variaciones en la medida del deuterio. El espectrómetro FUSE detectó niveles de 15 ppm en nuestro vecindario y tan bajos como 5 ppm en otros lugares. Los niveles máximos de deuterio medidos por FUSE en nuestra galaxia, fueron aproximadamente 23 ppm, que aún necesita explicación en comparación con el modelado de 27 ppm, pero se han propuesto modelos de cómo fueron producidas las concentraciones más bajas.
En 2003, Bruce Draine de la Universidad de Princeton, miembro del equipo de estudio del nuevo FUSE, desarrolló modelos de ordenador que mostraban cómo el deuterio, en comparación con el hidrógeno, podrían preferentemente unirse a los granos de polvo interestelar, pasando de una forma gaseosa fácilmente detectable a una forma sólida no observable. Los datos del nuevo FUSE apoyan fuertemente esta teoría. En las regiones que permanecen inalteradas durante largos períodos de tiempo, tales como la "burbuja local" alrededor de nuestro sol con unos pocos cientos de años luz de diámetro, los átomos de deuterio sistemáticamente salen de la fase gaseosa y reemplazan los átomos normales de hidrógeno en los granos de polvo. El FUSE no puede detectar esta forma no gaseosa, lo que explica el bajo nivel de detección de 15 partes por millón de átomos de hidrógeno en nuestro vecindario y valores tan bajos como 5 partes por millón en otros lugares. Cuando una región se ve perturbada por una supernova o estrellas calientes, los granos de polvo se vaporizan, liberando átomos de deuterio de nuevo a una fase gaseosa. El FUSE detecta altos niveles de deuterio en dichas regiones.
"Los niveles máximos de detección en la galaxias están probablemente cerca de la abundancia real total de deuterio en la Vía Láctea, con el resto de él escondido, no destruido", dijo Warren Moos, de la Johns Hopkins University en Baltimore, principal investigador de FUSE y co-autor del informe el 20 de agosto de 2006 de The Astrophysical Journal.
Si los niveles máximos son 23 partes por millón, implica que o bien menos material se ha convertido en helio y elementos pesados en las estrellas o que ha llovido mucho más gas primordial en nuestra galaxia durante su vida útil de lo que se había pensado. En cualquier caso, nuestros modelos de la evolución química de la galaxia Vía Láctea, tendrán que ser revisados significativamente para explicar este nuevo resultado, dijo George Sonneborn de la NASA Goddard Space Flight Center en Greenbelt, Maryland, coautor y científico del proyecto de la misión.
Fuentes
| HyperPhysics*****Astrofísica | M Olmo R Nave |