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Los astrónomos han utilizado el VLTI (Very Large Telescope Interferometer= Interferómetro del Telescopio Muy Grande) de ESO (European Southern Observatory = Observatorio Austral Europeo) para llevar a cabo la primera prospección de alta resolución que combina espectroscopía e interferometría sobre estrellas muy jóvenes de masa intermedia, obteniendo una visión altamente exacta de los procesos que actúan en los discos que alimentan a las estrellas en formación.

Estos mecanismos incluyen al material que cae hacia la estrella así como al gas que resulta eyectado, probablemente en forma de viento procedente del disco.

Las estrellas bebé se forman a partir de un disco de gas y polvo que rodea al nuevo objeto y que, más tarde, también puede proporcionar el material para un sistema planetario. Como las regiones más cercanas de formación estelar se encuentran a unos 500 años-luz de distancia, estos discos parecen muy pequeños en el cielo, y su estudio requiere técnicas especiales para poder sondear sus detalles más delicados.

La mejor manera de lograrlo es con la interferometría, una técnica que combina la luz de dos o más telescopios de modo que el nivel de detalle revelado corresponde al que se vería a través de un telescopio con un diámetro igual a la separación entre los elementos del interferómetro, típicamente de 40 a 200 metros. El Interferómetro del Telescopio Muy Grande (VLTI) de ESO ha permitido a los astrónomos alcanzar una resolución de aproximadamente un mili-arcosegundo, un ángulo equivalente al tamaño del punto final de esta frase visto desde una distancia de unos 50 kilómetros.

“Hasta ahora, la interferometría ha sido utilizada principalmente para sondear el polvo que rodea las cercanías de las estrellas jóvenes”, dice Eric Tatulli de Grenoble (Francia), quien co-lideró este proyecto internacional. “Pero el polvo representa únicamente un uno por ciento de la masa total de los discos. Su componente principal es gas, y su distribución puede definir la arquitectura última de los sistemas planetarios en formación”.

La capacidad del VLTI y del instrumento AMBER para capturar espectros mientras se sondea objetos con un mili-arcosegundo de resolución ha permitido a los astrónomos cartografiar el gas. Los científicos estudiaron el medioambiente gaseoso interior de seis estrellas jóvenes que pertenecen a la familia de los objetos Herbig Ae/Be. Estos objetos tienen masas que son unas pocas veces mayores que las de nuestro Sol y todavía están en formación, aumentando su masa incorporando material proveniente del disco a su alrededor.

El equipo utilizó estas observaciones para mostrar que los procesos de emisión de gas pueden ser utilizados para delinear los procesos físicos en acción cerca de la estrella.

“El origen de las emisiones de gas desde estas estrellas jóvenes ha estado bajo debate hasta ahora, porque en las primeras investigaciones sobre el componente gaseoso, la resolución espacial no era suficiente como para estudiar la distribución del gas cerca de la estrella”, dice el co-líder Stefan Kraus de Bonn, Alemania. “Los astrónomos tenían ideas muy diferentes sobre los procesos físicos que habían sido delineados por el gas. Al combinar la espectroscopía con la interferometría, el VLTI nos ha proporcionado la oportunidad de distinguir los mecanismos físicos responsables de la emisión observada de gas”.

Los astrónomos han encontrado evidencia de materia cayendo hacia la estrella en dos casos, y de expulsión de gas en otros cuatro, tanto en un extenso viento estelar como en un viento de disco.

Parecería también que, para una de las estrellas, el polvo puede estar presente más cerca de la estrella de lo generalmente esperado. El polvo está tan cerca que la temperatura debería ser lo suficientemente alta como para evaporarse, pero como esto no ha sido observado, debe significar que el gas sirve como escudo contra la luz estelar.

Estas nuevas observaciones demuestran que ahora es posible estudiar el gas de los discos que rodean a las estrellas jóvenes. Esto abre nuevas perspectivas para la comprensión de esta importante fase en la vida de una estrella.

“Observaciones futuras utilizando la espectro-interferometría VLTI nos permitirán determinar tanto la distribución espacial como el movimiento del gas, y podrían revelar si la línea observada de emisión es causada por un chorro lanzado desde el disco o por un viento estelar”, concluye Stefan Kraus.

MÁS INFORMACIÓN:

Tatulli E., Malbet F., Menard F., Gil C.,Testi L., Natta A., Kraus S., Stee P., Robbe-Dubois S., “Spatially resolving the hot CO around the young Be star 51 Ophiuchi”, Astronomy and Astrophysics 489, 1151 (2008).

Kraus S., Hofmann K.-H., Benisty M., Berger J.-P., Chesneau O., Isella A., Malbet F., Meilland A., Nardetto N., Natta A., Preibisch T., Schertl D., Smith M., Stee P., Tatulli E., Testi L., Weigelt G., “The origin of hydrogen line emission for five Herbig Ae/Be stars spatially resolved by VLTI/AMBER spectro-interferometry”, Astronomy and Astrophysics 489, 1157 (2008).

El equipo incluye a S. Kraus, K.-H. Hofmann, A. Meilland, N. Nardetto, T. Preibisch, D. Schertl, y G. Weigelt (MPI, Bonn, Alemania), E. Tatulli (INAF, Italia, y Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, Francia), M. Benisty, J.-P. Berger, F. Malbet, y F. Ménard (Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, Francia), O. Chesneau y P. Stee, (OCA, Francia), A. Natta (INAF, Italia), M. Smith (Univ. de Kent, Reino Unido), C. Gil y L. Testi (ESO), y S. Robbe-Dubois (Université de Nice, Francia).

VLT de ESO en Paranal, Chile. © ESO

A lo largo de varias décadas, los científicos han supuesto que el sistema solar se formó como resultado de una onda de choque proveniente de una estrella en explosión (una supernova) que provocó el colapso de una densa nube de gas polvoriento que se contrajo para formar el Sol y los planetas. Pero los detallados modelos de este proceso de formación habían funcionado únicamente bajo la presunción simplista de que las temperaturas durante estos eventos violentos permanecían constantes.

Ahora, astrofísicos del Departamento de Magnetismo Terrestre (DTM = Department of Terrestrial Magnetism) del Instituto Carnegie han demostrado, por primera vez, que de hecho una supernova pudo haber causado la formación del sistema solar, bajo las más probables condiciones de rápido calentamiento y enfriamiento. Los resultados, publicados en el número del 20 de octubre de 2008 del Astrophysical Journal, han resuelto este prolongado debate. El estudio también arroja luz sobre la formación planetaria, y puede ayudar a los astrobiólogos a entender la posibilidad de formación de planetas habitables alrededor de estrellas distantes.

“Desde la década de 1970 tenemos evidencia química en meteoritos que apunta a que una supernova disparó la formación del sistema solar”, remarcó el autor principal Alan Boss, de Carnegie. “Pero el diablo se metió en los detalles. Hasta este estudio, los científicos no habían podido resolver un escenario auto-consistente, donde el colapso se inicie al mismo tiempo que los recién creados isótopos de la supernova son inyectados en la nube colapsante”.

Versiones de corta vida de isótopos radioactivos (elementos con el mismo número de protones pero diferente número de neutrones) que se encuentran en meteoritos muy antiguos se desintegran en escalas temporales de millones de años y se convierten en elementos diferentes. El hallazgo de estos elementos “descendientes” en meteoritos primitivos implica que los radioisótopos progenitores de corta vida deben haber sido creados apenas un millón de años antes, o algo así, de que los meteoritos mismos se formaran.

“Uno de estos isótopos progenitores, el hierro⁶⁰, únicamente puede ser creado en cantidades significativas en los potentes hornos nucleares de estrellas masivas o evolucionadas”, explicó Boss. “El hierro⁶⁰ se desintegra en níquel⁶⁰, y se ha encontrado níquel⁶⁰ en meteoritos primitivos, de modo que sabíamos cuándo y dónde se habían formado los isótopos progenitores, pero no sabíamos cómo habían llegado hasta aquí”.

Modelos previos confeccionados por Boss y por Prudence Foster demostraron que los isótopos podían ser depositados en una nube pre-solar si una onda de choque proveniente de una explosión supernova bajaba su velocidad hasta unos 10 a 40 kilómetros por segundo, y la onda y la nube tenían una temperatura constante de -263ºC (10 K).

“Estos modelos no funcionaban si el material se calentaba por compresión y se enfriaba por radiación, y este problema hizo surgir serias dudas en la comunidad sobre si un choque supernova había iniciado o no estos eventos hace más de cuatro mil millones de años”, destacó Harri Vanhala, quien encontró el resultado negativo en su tesis doctoral en el Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica en 1997.

Utilizando un código hidrodinámico adaptable de refinado de malla, FLASH 2.5, diseñado para manejar frentes de choque, así como una ley mejorada de enfriamiento, los investigadores de Carnegie tuvieron en cuenta varias situaciones diferentes. En todos los modelos, el frente de choque golpeó una nube pre-solar con una masa equivalente a la de nuestro Sol, consistente en polvo, agua, monóxido de carbono e hidrógeno molecular, alcanzando temperaturas de hasta 727ºC (1 000 K).

En ausencia de enfriamiento, la nube no podía colapsar. Sin embargo, con la nueva ley de enfriamiento, descubrieron que después de 100 000 años la nube pre-solar era mil veces más densa que antes, y que el calor causado por el frente de choque se disipaba rápidamente, resultando en únicamente una fina capa con temperaturas cercanas a los 727ºC (1 000 K). Después de 160 000 años, el centro de la nube había colapsado hasta hacerse un millón de veces más densa, formando el proto-sol. Los investigadores descubrieron que los isótopos del frente de choque se encontraban mezclados en el proto-sol en una forma consistente con su origen en una supernova.

“Esta es la primera vez que se ha mostrado un modelo detallado que funcione de una supernova disparando la formación de nuestro sistema solar”, dijo Boss. “Comenzamos con un Little Bang 9 000 millones de años después del Big Bang”.