Presentación en cartel - VIII Reunión de SOMA - Universidad ...

Presentación Oral
VIII Reunión de la Sociedad Mexicana de Astrobiología
Cuernavaca, Morelos. 24 de agosto de 2012 22
ORIGEN DE LA NUBE PROGENITORA DEL SISTEMA SOLAR
Leticia Carigi, Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México
carigi@astro.unam.mx
Manuel Peimbert, Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México
Introducción
Hace varias décadas, a partir de la comparación de abundancias químicas del Sol y de sus
estrellas vecinas que se contaban en esa época, se concluyó que el Sol presentaba mayor contenido de
metales (elementos más pesados que el He) que sus compañeras. Debido a que el disco de la Vía
Láctea tiene un gradiente químico, siendo el contenido de metales mayor en zonas internas del disco
que en zonas externas, se propuso que el Sol podría haberse formado a un radio galactocéntrico (r,
distancia medida desde el centro de la galaxia a un punto sobre el disco de la misma) menor al que se
halla en la actualidad (8 kpc, 1kpc~3,300 años luz). Paralelamente, se propuso que el Sol pudo haberse
formado de un gas enriquecido por una supernova cercana, ya que las estrellas masivas (progenitoras
de supernovas del tipo II) producen la mayor cantidad de los elementos pesados. Recientemente, la
primera propuesta ha tomado auge con el surgimiento de la teoría de migración estelar, a partir de la
cual las órbitas estelares alrededor del centro Galáctico podrían ser perturbadas por la barra y los brazos
de la Vía Láctea, haciendo que las estrellas migren a través del disco galáctico de r menores a r
mayores, y viceversa.
Confrontando modelos detallados de evolución química de galaxias (MEQ) con abundancias
químicas, precisas y recientes, en estrellas y en el gas interestelar, es posible probar los modelos y las
abundancias en estrellas de diferentes edades y en el medio interestelar actualmente ionizado (regiones
HII, ubicadas todas en el disco Galáctico a diferentes r). A fin de obtener un modelo robusto para la
Vía Láctea, se utilizó como principal restricción observacional la pendiente y la ordenada en el origen
del gradiente de O/H mostrado por las regiones HII. El MEQ fue probado con otras observaciones del
disco de nuestra galaxia (con r~25 kpc), y en particular de la Vecindad Solar (a r=8 kpc), logrando
responder a las preguntas: dónde se encontraba la nube progenitora del Sistema Solar y qué tipos de
estrellas aportaron los elementos químicos presentes en el Sol y en los planetas. Una discusión
completa de este trabajo ha sido presentada por [1].
Revisión y adecuación de las restricciones observacionales
Los modelos de evolución química son construidos para reproducir el gradiente de un elemento
en particular. Aquí se diseñó el MEQ para ajustar el gradiente de O/H, ya que el oxígeno es el elemento
pesado más abundante en el universo y el mejor determinado en las regiones HII.
Los gradientes de O/H publicados en la literatura son obtenidos a partir de diversos métodos, la
mayoría de los gradientes muestran pendientes similares, pero con una dispersión considerable en la
ordenada en el origen de O/H. Una comparación de muchos de los métodos utilizados ha sido realizada
por [2]. Ellas encontraron que las diferencias entre los valores de O/H derivados por los distintos
métodos para una determinada región HII puede ser tan grande como 0.7 dex, o 5 (10 0.7 ) en escala
lineal. La mayor parte de las diferencias entre las diversas calibraciones se debe a la distribución en