Evolución galáctica de los elementos ligeros

Abstract

Un modelo de evolución galáctica permite representar los cambios que ocurren desde la formación de la galaxia hasta su estado actual, atendiendo fundamentalmente a las características evolutivas de las estrellas que la constituyen y a su ritmo de crecimiento. Dado que un modelo global de evolución debe ser necesariamente un compendio de los resultados de numerosas teorías individuales que describen fenómenos particulares de la galaxia, se trata de un instrumento de gran utilidad para buscar y confirmar (o en su caso negar) relaciones entre las teorías que lo componen, o bien para comparar modelos galácticos que representen galaxias de diversas clases. Actualmente no puede hablarse de un modelo evolutivo úinico, ya que el escaso conocimiento que se tiene de algunas cuestiones dan lugar a varios modelos, todos ellos coherentes con los datos de que se dispone. En su ya clásico artículo de 1957, Burbidge et al. conseguían explicar la síntesis del litio a partir del hidrógeno y del helio en las reacciones termonucleares que se dan en el interior de las estrellas. Sin embargo, al ser un elemento muy frágil y hallarse expuesto continuamente al bombardeo por protones, era destruido “in situ”. Su conclusión era que los elementos ligeros se deberían producer en un medio a temperatura y densidad bajas, por un mecanismo entonces no conocido que denominaron “proceso x”. El hecho de que los elementos ligeros sean fácilmente destruidos en los interiors estelares hace especialmente interesante su inclusion y studio en un modelo de evolución química de la galaxia, pues del conocimiento de la variación de sus abundancias en el gas interestelar y en las estrellas se podrá deducir la importancia de los diversos mecanismos que los sintetizan y destruyen, y su incidencia en la evolución de la galaxia. Dejando aparte la possible producción cosmológica del litio, las contribuciones más importantes a la formación de elementos ligeros se dan a partir de la radiación cósmica, al interaccionar ésta con el medio interestelar produciéndose reacciones de astillado a alta energía, y por reacciones del mismo tipo con partículas supratérmicas de baja energía en las inmediaciones de las supernovas y en las atmósferas de estrellas gigantes, material que posteriormente pierde la Estrella por viento estelar. La abundancia final de elementos ligeros en el medio interestelar será el resultado de la mezcla del gas con el material irradiado y enriquecido en estos procesos. En este trabajo se estudiará la evolución de dichos elementos en el marco de diversos modelos galáctivos y a la luz de los últimos resultados sobre su formación por la radiación cósmica galáctica (Reeves y Meyer 1978), y en las supernovas y estrellas gigantes (Canal, Isern y Sanahuja 1975, 1977 a/b).