Nieve en un sistema solar muy joven
18 Julio, 2013 / Tiempo de lectura: 8 minutes
Si los niños se emocionan ante la vista de una línea de nieve, los astrónomos se emocionan aún más al ver por primera vez una línea de nieve alrededor de una estrella distante. Esto, por los datos que proporciona sobre la formación de planetas y sobre la historia de nuestro sistema solar.
Gracias a ALMA, el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, un equipo de astrónomos produjo por primera vez en la historia una imagen de una línea de nieve presente en un joven sistema solar. Se cree que esta marca glacial desempeña un papel fundamental en la formación y composición química de los planetas que rodean las estrella jóvenes.
En la Tierra, la nieve suele aparecer a gran altura, donde las bajas temperaturas transforman la humedad atmosférica en nieve. Se cree que las líneas de nieve también se forman alrededor de jóvenes estrellas situadas en las zonas más frías y distantes de los sistemas solares, mediante un proceso muy similar. Sin embargo, dependiendo de la distancia que las separa de su estrella, estas líneas también pueden contener moléculas menos comunes que se congelan y convierten en nieve.
Primero se congela el agua y luego, hacia las capas exteriores formadas por círculos concéntricos, se congelan gases presentes en abundantes cantidades como el dióxido de carbono (CO2), metano (CH4) y el monóxido de carbono (CO), que forman una capa brillante de hielo sobre los granos de polvo, que constituyen los componentes básicos para la formación de planetas y cometas.
Gracias a ALMA, un equipo de astrónomos detectó una línea de nieve de monóxido de carbono hasta entonces desconocida alrededor de TW Hydrae, una joven estrella situada a 175 años-luz de la Tierra. Los astrónomos creen que nuestro propio sistema solar, cuando tenía solo unos pocos millones de años, era muy similar a este incipiente sistema.
"ALMA nos ha proporcionado la primera imagen real de una línea de nieve presente alrededor de una joven estrella, lo cual es absolutamente fascinante por toda la información que aporta sobre los albores de nuestro propio sistema solar", indica Chunhua Charlie Qi, investigador del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics de Cambridge (Massachusetts, EE.UU.), quien lideró el equipo internacional de investigación junto a Karin Oberg, de las Universidades de Harvard y de Virginia (Charlottesville).
"Ahora podemos ver detalles hasta ahora desconocidos sobre las zonas externas congeladas de un sistema solar muy similar a lo que era nuestro propio sistema solar cuando tenía menos de 10 millones de años", indica Qi.
Hasta ahora, solo se habían estudiado las características espectrales de las líneas de nieve. Como nunca se habían producido imágenes directas, se desconocían su ubicación y extensión exactas.
Esto se debe a que las líneas de nieve se forman casi exclusivamente en el plano central, relativamente angosto, de los discos protoplanetarios. Por encima y por debajo de esta área, la radiación estelar mantiene los gases a una temperatura más elevada, lo que impide que se forme hielo. Solo en el plano central del disco, donde el gas y el polvo concentrados tienen un efecto aislante, las temperaturas caen lo suficiente como para que el monóxido de carbono y los demás gases se enfríen y congelen.
Normalmente, esta capa externa de gas caliente impide a los astrónomos mirar dentro del disco, donde se encuentran los gases congelados. "Sería como intentar encontrar una pequeña área soleada dentro de un denso banco de niebla", explica Karin Öberg..
Los astrónomos pudieron penetrar la capa de monóxido de carbono al buscar una molécula diferente, conocida como diazenilio (N2H+). Esta frágil molécula se destruye con facilidad en presencia de gas de monóxido de carbono, con lo cual está presente en cantidades detectables únicamente en áreas donde el monóxido de carbono se ha congelado. De esa forma, el diazenilio sirve como una prueba de la presencia de monóxido de carbono congelado.
El diazenilio brilla fuertemente en las frecuencias milimétricas del espectro, las que pueden ser detectadas por radiotelescopios terrestres como ALMA.
Gracias a la sensibilidad y resolución únicas de ALMA, los astrónomos pudieron determinar la presencia y distribución de diazenilio, estableciendo un límite claro a cerca de 30 unidades astronómicas (UA o distancia entre el Sol y la Tierra) de TW Hydrae.
"Con esta técnica pudimos generar un negativo de la imagen de la nieve de monóxido de carbono presente en el disco que rodea TW Hydrae —indica Öberg—. Así, pudimos ver que había una línea de nieve de monóxido de carbono exactamente donde se preveía: en el anillo interno del disco de diazenilio".
Los astrónomos creen que las líneas de nieve desempeñan un papel fundamental en la formación de los sistemas solares al ayudar a los granos de polvo a superar su tendencia natural a colisionar y autodestruirse, proporcionándoles un revestimiento externo más pegajoso. Ello permite aumentar la cantidad de sólidos disponibles, lo que podría apurar mucho el proceso de formación planetaria. Al haber múltiples líneas de nieve, cada una de ellas puede estar relacionada con la formación de determinados tipos de planeta.
La línea de nieve compuesta de agua alrededor de una estrella similar a nuestro Sol corresponde a la órbita de Júpiter, mientras que la línea de nieve de CO equivale a la órbita de Neptuno. La transición hacia el hielo de monóxido de carbono también podría marcar el punto de partida donde empiezan a formarse cuerpos congelados más pequeños como los cometas y los planetas enanos como Plutón.
Öberg señala además que la línea de nieve de monóxido de carbono es particularmente interesante porque se necesita hielo de monóxido de carbono para formar metanol, uno de los componentes básicos de las moléculas orgánicas más complejas, esenciales para la existencia de la vida. Los cometas y asteroides podrían ser los responsables de transportar estas moléculas hasta planetas en proceso de formación similares a la Tierra y, de esa forma, sembrar en ellos los ingredientes necesarios para la vida.
Estas observaciones se realizaron usando solo una parte de las 66 antenas que tendrá ALMA. Los investigadores esperan que en el futuro, con el conjunto de antenas completo, las observaciones revelen otras líneas de nieve y proporcionen información adicional sobre la formación y evolución de los planetas.
Información adicional
El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), una instalación astronómica internacional, es una asociación entre el Observatorio Europeo Austral (ESO), la Fundación Nacional de Ciencia de EE. UU. (NSF) y los Institutos Nacionales de Ciencias Naturales de Japón (NINS) en cooperación con la República de Chile. ALMA es financiado por ESO en representación de sus estados miembros, por NSF en cooperación con el Consejo Nacional de Investigaciones de Canadá (NRC) y el Ministerio de Ciencia y Tecnología de Taiwán (MOST), y por NINS en cooperación con la Academia Sinica (AS) de Taiwán y el Instituto de Ciencias Astronómicas y Espaciales de Corea del Sur (KASI).
La construcción y las operaciones de ALMA son conducidas por ESO en nombre de sus estados miembros; por el Observatorio Radioastronómico Nacional (NRAO), gestionado por Associated Universities, Inc. (AUI), en representación de Norteamérica; y por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ) en nombre de Asia del Este. El Joint ALMA Observatory (JAO) tiene a su cargo la dirección general y la gestión de la construcción, así como la puesta en marcha y las operaciones de ALMA.
Esta investigación se presenta en el artículo que aparece en el número del 18 de julio de 2013 en la revista Science Express.
El equipo está compuesto por C. Qi (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EE.UU.); K. I. Öberg (Departamentos de Química y Astronomía, Universidad de Virginia, EE.UU.); D. J. Wilner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EE.UU.); P. d’Alessio (Centro de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México, México); E. Bergin (Departamento de Astronomía, Universidad de Michigan, EE.UU.); S. M. Andrews (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EE.UU.); G. A. Blake (División de Ciencias Geológicas y Planetarias, Instituto Tecnológico de California, EE.UU.); M. R. Hogerheijde (Observatorio de Leiden, Universidad de Leiden, Países Bajos); y E. F. van Dishoeck (Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, Alemania).
Qi y Öberg han sido los autores principales de este artículo.
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