Después de brillar millones de años, las estrellas terminan su vida principalmente de dos formas: las estrellas muy masivas mueren de manera muy violenta como supernovas, mientras que las de más baja masa lo hacen como nebulosas planetarias. En ambos casos inyectan al medio interestelar los elementos químicos sintetizados en el interior estelar. Por lo tanto, conocer la composición de este gas nos da información fundamental para entender la evolución química de nuestra galaxia y, por extensión, del Universo.

A ello contribuirán las imágenes obtenidas por un equipo liderado por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y tomadas gracias al filtro sintonizable azul del instrumento Osiris en el Gran Telescopio Canarias (GTC), del Observatorio del Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma).

"El gas que forma parte del medio interestelar -explica Jorge García Rojas, investigador del IAC y primer autor del artículo- se puede ver porque sus átomos son ionizados por los fotones provenientes de estrellas calientes embebidas en el gas (que pueden ser estrellas masivas o enanas blancas). Esto hace que el gas emita a distintas longitudes de onda, incluyendo el visible, y que dependiendo de los átomos que lo componen, podamos ver distintos colores en la nebulosa."

Históricamente, las abundancias químicas de los distintos elementos en el gas del medio interestelar se han determinado a partir de la huella característica que deja cada elemento (de hecho, cada ión) en el espectro, en forma de líneas de emisión. Estas líneas son fundamentalmente de dos tipos: las producidas como consecuencia de colisiones entre átomos neutros o iones (átomos que han perdido uno o más electrones al recibir radiación energética de la estrella cercana) y electrones libres; y las que se producen cuando los iones capturan electrones libres, que reciben el nombre de líneas de recombinación.