Gracias a ALMA, astrónomos descubren un drástico cambio químico en el nacimiento de un sistema planetario
12 Febrero, 2014 / Tiempo de lectura: 11 minutes
Hasta ahora, se creía que la materia interestelar se incorporaba sin mayores transformaciones a los discos de gas que dan nacimiento a sistemas planetarios. Gracias al Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), un equipo de astrónomos encabezado por la Dra. Nami Sakai observó una drástica transformación en la nube molecular [1] de Taurus relacionada con la formación del disco que rodea la joven protoestrella, una estrella recién nacida, L1527. El gas, atraído por la protoestrella, queda atrapado debido a la fuerza centrífuga generada por el borde exterior del disco, cuyo calentamiento provoca los importantes cambios químicos observados. El hallazgo fue publicado el 12 de febrero de 2014 por la revista Nature con el título "Cambios en la composición química del gas absorbido mientras forma un disco alrededor de una protoestrella".
Las nuevas estrellas y sus correspondientes sistemas planetarios se forman a partir del colapso gravitacional de moléculas de gas interestelar (principalmente H2) y polvo. Aun después de la aparición de una protoestrella, el gas y el polvo que la rodean siguen siendo absorbidos por ella. Al mismo tiempo, el disco de gas que la rodea continúa su crecimiento hasta eventualmente convertirse en un sistema planetario. Antes de esta investigación, los observatorios no acostumbraban estudiar los procesos de formación de discos de gas ni tampoco los cambios químicos asociados a estos.
La Dra. Nami Sakai, quien se desempeña como profesora asistente de física de la Universidad de Tokio, junto a su equipo internacional, observaron la joven protoestrella L1527 de la nube molecular de Taurus, aprovechando el alto grado de resolución espacial y sensibilidad del observatorio ALMA, que recién terminó de construirse en el desierto de Atacama, en Chile, e investigó el proceso de formación del disco, estudiando las líneas espectrales de varias moléculas [2]. En la zona de transición entre el envoltorio de materia atraída y el disco de gas, donde hasta entonces se creía que se producía una absorción de materia sin grandes cambios químicos, el equipo descubrió una transformación química inesperada.
Figura 1. Superior izquierda: distribución de intensidad integrada de la línea de c-C3H2 (523-432) observada con ALMA. Superior derecha: diagrama de velocidad y posición de la línea de c-C3H2 (523-432) sobre un eje norte-sur que atraviesa la protoestrella. La frecuencia de la línea espectral se corre al rojo (longitudes de onda más largas) y al azul (longitudes de onda más cortas) cuando la molécula se aleja y se acerca a nosotros, respectivamente, debido al efecto Doppler. De esa forma, se puede medir con precisión la velocidad en función de la variación de la frecuencia, representada en el diagrama. La línea de c-C3H2 se corre al rojo en la zona norte de la protoestrella y al azul en la zona sur. Esto significa que observamos el envoltorio rotativo de perfil. Inferior izquierda: distribución de intensidad integrada de la línea de SO (JN=78-67). La distribución de SO parece colmar la brecha en la distribución de c- C3H2. Inferior derecha: diagrama de velocidad y posición de la línea de SO (JN=78-67) sobre un eje norte-sur que atraviesa la protoestrella. La velocidad es proporcional a la posición de desfase con respecto a la protoestrella. Esto significa que el SO proviene de un anillo rotativo con un radio determinado, como se explica en la figura 2.
Durante sus observaciones, el equipo de científicos descubrió que las cadenas de carbono [3] y las moléculas relacionadas a estas, tales como las de C3H2 de estructura cíclica (c-C3H2), desaparecen casi por completo al pasar al estado gaseoso en un radio de 100 UA desde la protoestrella (figura 1, imágenes superior izquierda y superior derecha). El movimiento del gas se estudió calculando con precisión el efecto Doppler de sus líneas espectrales, lo que permitió determinar que el radio de 100 UA corresponde a la barrera centrífuga [4] (figura 2). Dentro de este radio, el gas atraído queda atrapado por la fuerza centrífuga y se transfiere paulatinamente al disco interior. A saber, este es el frente de la región donde se forma el disco, que ha sido claramente identificado con la línea espectral de c-C3H2.
Figura 2. Izquierda: ilustración de la materia que es atraída por la protoestrella y rota a su alrededor. Su fuerza centrífuga impide que el gas traspase la barrera centrífuga. El observador se encuentra a la izquierda, mirando el envoltorio de materia de perfil. Centro: las velocidades más alta y más baja del gas rotativo atraído por la protoestrella según cálculos basados en el modelo. Las emisiones de los círculos coloridos provienen de los círculos coloridos correspondientes de la imagen de la izquierda. Derecha: los valores de velocidad más alta y más baja mostrados en la imagen del centro están superpuestos al diagrama de posición y velocidad del c-C3H2. La observación del c-C3H2 coincide perfectamente con el modelo. Las moléculas de c-C3H2desaparecen por completo en un radio de ~100 AU (la barrera centrífuga) desde la protoestrella, mientras el SO aparece en dicho radio. El SO está presente sobre todo en el anillo de radio equivalente al de la barrera centrífuga.
Por otro lado, la distribución de las moléculas de monóxido de azufre (SO) se descubrió localizada en una estructura anular situada en el radio de la barrera centrífuga (100 UA) (figura 1, imágenes inferiores). Además, la temperatura de las moléculas de SO resultó ser más elevada que la del gas atraído por la protoestrella, lo que significa que dicho gas probablemente provoque débiles impactos al distribuirse por el borde exterior del disco, alrededor de la barrera centrífuga. La temperatura del gas aumenta en torno a este radio y las moléculas de SO congeladas en los granos de polvo son liberadas al pasar al estado gaseoso. Por consiguiente, las líneas espectrales de SO también corresponden al frente de formación del disco. Puesto que la densidad del disco es de al menos 108 cm-3, la mayoría de las moléculas se congelan una vez que traspasan el frente y se convierten en granos de polvo que alimentan el disco.
De esa forma, se estudió con éxito los cambios químicos relacionados con la formación del disco observando dos tipos de moléculas: c-C3H2 y SO. El descubrimiento de un cambio tan drástico en la zona de transición entre la materia atraída y el disco interior fue totalmente inesperado, y se logró gracias al elevado nivel de sensibilidad y la alta capacidad de resolución de ALMA. El estudio se ampliará a otras regiones de formación estelar para determinar qué tan extendido está el fenómeno descubierto en L1527. El aporte de este estudio estriba en la dilucidación de los cambios químicos. Al aplicar este nuevo método a distintas protoestrellas de tipo solar, en algunos años, ALMA podría revelar el grado de diversidad y generalidad de esta evolución química de material interestelar a material planetario y, en última instancia, establecer el origen del material estudiado en los microanálisis de meteoritos y en las espectroscopías de cometas para determinar si el Sistema Solar experimentó una evolución química similar.
Notas
[1] Núcleo de nube molecular: zona densa de una nube molecular donde la densidad de H2 es superior a 104cm-3. Es un área ligada gravitacionalmente donde se forma una estrella. Su tamaño suele ser de 0,3 años luz y su masa 10 veces la masa solar.
[2] Línea espectral: En este documento, significa ‘línea espectral rotativa’, provocada por un cambio en los niveles de energía rotativa debida a la emisión o absorción de la radiación electromagnética en la longitud de onda de radio (milimétricas y submilimétricas). El movimiento rotativo de las moléculas es descrito por la mecánica cuántica y presenta niveles discretos de energía. Las frecuencias de las líneas espectrales rotativas difieren según el tipo de molécula, con lo que se pueden identificar los distintos tipos de molécula observando las líneas espectrales. Se puede derivar la cantidad de moléculas, así como la densidad de H2 y la temperatura del área donde se encuentran las moléculas, a partir de la intensidad observada.
[3] Moléculas de cadenas de carbono: un tipo de molécula donde los átomos de carbono presentan una configuración lineal. Hay varias moléculas interestelares conocidas consistentes en cadenas de carbono, tales como HCnN, CnH, CnH2, CnS y CnO. Son moléculas altamente insaturadas con uniones múltiples (dobles o triples), por lo general químicamente reactivas. Estas moléculas escasean en la Tierra (densidad de 1019cm-3 y temperatura de 300 K) pero abundan en las nubes interestelares, en condiciones físicas extremas (densidad de H2 de 104-107 cm-3 y temperatura de 10-100 K). Suelen durar unos 105 años en las nubes interestelares. Además de isómeros de forma lineal también se conocen isómeros con estructura cíclica, como el c-C3H2.
[4] Barrera centrífuga: al ser atraídas mientras conservan su impulso cinético, las partículas no pueden ir hacia el interior de un radio determinado debido a la fuerza centrífuga. Es la llamada barrera centrífuga, donde la energía cinética se convierte en energía rotativa. Esta se encuentra en la mitad del radio centrífugo, donde la fuerza centrífuga y la fuerza gravitacional se equilibran. El gas atraído termina agolpado contra la barrera centrífuga, tras lo cual una parte se distribuye por el disco interno a medida que pierde impulso cinético.
Información adicional
Los hallazgos de esta investigación se publicaron el 12 de febrero de 2014 en el artículo de Sakai et al. "Change in the chemical composition of infalling gas forming a disk around a protostar"("Cambios en la composición química del gas absorbido mientras forma un disco alrededor de una protoestrella"), en la revista Nature.
El equipo de investigación está integrado por: Nami Sakai, Takeshi Sakai, Tomoya Hirota, Yoshimasa Watanabe, Cecilia Ceccarelli, Claudine Kahane, Sandrine Bottinelli, Emmanuel Caux, Karine Demyk, Charlotte Vastel, Audrey Coutens, Vianney Taquet, Nagayoshi Ohashi, Shigehisa Takakuwa, Hsi-Wei Yen, Yuri Aikawa y Satoshi Yamamoto
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.
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Tokio, Japón
Tel: +81 3-5841-4217
Fax: +81 2-5841-4178
Correo electrónico: [email protected]
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Departamento de Extensión,
Facultad de Ciencia, Universidad de Tokio
Tokio, Japón
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