10 OPACIDAD CONTINUA DEBIDA AL HELIO

10.1 Contribución del HeI y HeII

Puesto que el He es el elemento más abundante después del hidrógeno en la gran mayoría de las estrellas, podría pensarse que su contribución al coeficiente de absorción continua debe ser también apreciable. Ciertamente, en algunas estrellas con abundancias anormalmente grandes de He, la opacidad continua puede estar dominada por este elemento químico. Recordemos que el He se observa en los espectros estelares, tanto en estado neutro como en estado una vez ionizado. Sin embargo, dado que el potencial de ionización del HeI es bastante elevado (24.58 eV), su contribución se aprecia sólo en estrellas O y B a elevadas temperaturas, en las cuales el H está fuertemente ionizado. Los primeros niveles del HeI tienen energías de excitación de alrededor de 20 eV y el borde de absorción a partir del nivel fundamental yace en 504 Å, de manera que la contribución de este elemento será importante sólo en el ultravioleta lejano de estrellas tempranas. Como en el caso del H, el coeficiente de absorción del HeI en una determinada longitud de onda, se obtiene sumando las contribuciones de cada uno de los continuos que se extienden más allá de las diferentes series espectrales de este elemento. Para una temperatura típicamente solar (6000 ^oK), la fórmula de Boltzmann (4.3) implica:

, (10.63)

en la cual el cociente indica la fracción de átomos de He en el primer nivel excitado (n = 2) respecto de átomos de He en el nivel fundamental (n = 1). A estas temperaturas prácticamente todos los átomos de He se encuentran en el nivel fundamental. Si bien pueden ocurrir transiciones ligado-libre desde el nivel fundamental en longitudes de onda más cortas que l = 504 Å, es muy pequeña la radiación que emite el Sol en esta región del espectro.

A muy elevadas temperaturas, características de las estrellas O, tanto el H como el He se encuentran altamente ionizados. En estas condiciones, la contribución del HeII como fuente de opacidad continua puede comenzar a ser importante. Este ión consiste en un electrón y un núcleo con carga Z = 2, siendo su energía de ionización de 54.4 eV. Debido a que la opacidad del HeII depende fuertemente de la temperatura, normalmente puede despreciarse su contribución, excepto para las estrellas B0 o más tempranas. El HeII puede contribuir también en las capas más profundas de estrellas algo más frías que las mencionadas. Ueno et al. (1954) han publicado tablas con valores del coeficiente de absorción del HeI para temperaturas entre 10.080 ^oK y 50.400 ^oK y del coeficiente de absorción del HeII, para temperaturas entre 25.200 ^oK y 50.400 ^oK en ambos casos en la región del ultravioleta entre 228 Å y 2279 Å.

10.2 El ión negativo del helio

El ión negativo del helio, denotado , se forma cuando un átomo de He con dos electrones y dos protones, captura un tercer electrón y lo mantiene ligado al átomo. La energía de ligadura del tercer electrón ligado es de 19 eV, es decir, se trata de una energía bastante apreciable. Al igual que el ión , el ión no se puede excitar, esto es, no existen posibles transiciones ligado-ligado del . Cualquier fotón con una energía hn mayor que 19 eV podrá ionizar el ión y transformarlo nuevamente en un átomo de He neutro. Dado que la longitud de onda asociada a este fotón es 652 Å, todos los fotones con l £ 652 Å están en condiciones de producir transiciones ligado-libre del . Estas transiciones, sin embargo, son despreciables para casi todas las estrellas, excepto quizás para las estrellas O muy calientes. Esto se debe a que la gran mayoría de las estrellas no irradian energías suficientemente grandes como para arrancar el tercer electrón ligado al ión .

Un proceso libre-libre del ión ocurre por interacción de un átomo de He neutro con un electrón con energía positiva. Si el electrón libre moviéndose en el campo del átomo de He neutro absorbe un fotón, cambiará su órbita hiperbólica, alejándose del átomo. Dado que las energías que pueden ser absorbidas por este proceso son infinitas y varían con continuidad, los procesos libre-libre del contribuyen a la opacidad continua. Estos procesos pueden ser importantes en particular para longitudes de onda grandes y en estrellas frías. McDowell et al. (1966) y John (1968) han calculado teóricamente el coeficiente de absorción continua para las transiciones libre-libre del , y han incluído en sus cálculos las emisiones estimuladas. El siguiente polinomio ajusta muy bien los resultados de McDowell et al. (1966) :

, (10.64)

en el cual el término exponencial está expresado en cm² por átomo de HeI y es la abundancia relativa (por número de átomos) del He respecto del H; es decir, = (HeI+HeII)/N_H representa el cociente entre el número de partículas de helio (HeI + HeII), por unidad de volumen, sobre el número de partículas de hidrógeno (HI + protones), por unidad de volumen. Nótese que el factor entre corchetes en (10.64) tiene en cuenta la ionización del He a elevadas temperaturas. En efecto, si se aplica la fórmula de Saha (4.16) al átomo de He, se tiene :

, (10.65)

en la cual el primer miembro representa el cociente entre el número de átomos de He ionizados, por unidad de volumen, respecto del número de átomos de He neutro, por unidad de volumen, y es la función de partición correspondiente al He neutro. La (10.65) puede escribirse como :

, (10.65)

de manera que el coeficiente en (10.64) resulta expresado en cm² por partícula de H y por unidad de presión electrónica. Los coeficientes en (10.64) son :

Además de los iones negativos y , existen también iones negativos correspondientes a otros elementos químicos o a compuestos moleculares que aportan a la opacidad continua. Brascomb y Pagel (1967), por ejemplo, analizaron la posible importancia astrofísica de la absorción producida por iones negativos tales como , , , y . Estos autores llegaron a la conclusión de que los iones negativos y son los más importantes. Por su parte, Vardya (1967) ha mostrado que otros iones negativos tales como , y , se presentan con cierta abundancia en estrellas tardías y es posible que en ellas estos iones contribuyan levemente.