ASTROFÍSICA ESTELAR IX

(17 Agosto 2016 - ESA) Este espléndido estallido de color muestra un objeto cósmico con una historia extraordinaria. La estrella Hen 2-427 (también conocida como WR 124) se halla envuelta en el espectacular manto de nubes de gas y polvo que forma la nebulosa conocida como M1-67.

El brillo de esta estrella es tan intenso como la actividad que se desarrolla a su alrededor. Se trata de una estrella de Wolf-Rayet, un tipo de estrella poco común caracterizada por unas temperaturas superficiales muy elevadas —por encima de 25.000 ºC, en comparación con los 5.500 ºC de nuestro Sol— y una enorme masa, de 5 a 20 veces mayor que la del Sol. Estas estrellas pierden gran cantidad de masa debido a los fuertes vientos que soplan constantemente desde su superficie hacia el espacio.

La intensa actividad de Hen 2-427 es la responsable de la imagen que vemos aquí, capturada con todos sus bellos detalles por el telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA. Esta estrella, considerada una estrella masiva en las últimas fases de su evolución, expulsó al espacio el material que comprende M1-67 hace unos 10 milenios, quizá a lo largo de varias explosiones, formando un anillo de material eyectado en expansión.

Desde entonces, la estrella ha seguido inundando la nebulosa con enormes cúmulos de gas y una fuerte radiación ionizante por medio de sus potentes vientos estelares, determinando y dando así forma a su evolución. Aunque M1-67 podría parecer un anillo, carece de una estructura clara: se trata básicamente de una serie de grandes nodos de gas muy caliente, acumulados alrededor de una estrella central.

Hen 2-427 y M1-67 se encuentran a 15.000 años luz, en la constelación de Sagitta (la Flecha). Esta imagen utiliza datos de luz visible recopilados por la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 de Hubble, y fue publicada en 2015 (estos mismos datos fueron procesados y publicados previamente en 1998).

(02 Agosto 2016 - ESO/CA) Utilizando el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO ubicado en la Región de Antofagasta, Chile, junto con otros telescopios situados tanto en la superficie como en la órbita de la Tierra, un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un nuevo tipo de estrella binaria, donde una estrella enana blanca de rápida rotación emite ráfagas de radiación que azotan a una estrella enana roja, y hacen que todo el sistema pulse violentamente cada 1,97 minutos, emitiendo radiaciones desde el ultravioleta hasta las ondas de radio.

Imagen arriba: Esta animación nos muestra una interpretación artística de la singular estrella doble AR Scorpii, una estrella enana blanca que azota a una estrella enana roja (a la izquierda) con ráfagas de radiación que hacen que todo el sistema pulse de forma dramática cada 1,97 minutos, emitiendo fotones que van desde el ultravioleta hasta las ondas de radio. Crédito: M. Garlick/University of Warwick/ESO.

En mayo de 2015, un equipo de astrónomos aficionados procedentes de Alemania, Bélgica y Reino Unido, se fijó en un sistema estelar que presentaba comportamientos diferentes a todo lo que habían visto hasta entonces. Gracias a una serie de observaciones de seguimiento dirigidas por la Universidad de Warwick, y a la utilización de diferentes telescopios en tierra y en el espacio [1], se ha descubierto la verdadera naturaleza de este sistema que, había sido clasificado como una estrella variable común, que oscila entre las magnitudes 14.1 y 14.6.

El sistema estelar AR Scorpii (AR Sco para abreviar), en la constelación de Escorpio, ubicado a 380 años luz de la Tierra, se compone en realidad de una estrella enana blanca de rápido giro [2], del tamaño de la Tierra, pero con 200.000 veces más masa, y de una compañera enana roja fría con un tercio de la masa del Sol [3]. Ambas se orbitan mutuamente cada 3,6 horas en una danza cósmica tan regular como un reloj.

Las observaciones, realizadas con una ámplia gama de telescopios [1], de modo de observarlo en varias longitudes de onda, revelaron que el conjunto no tiene nada de común. Altamente magnética, y con una rápida rotación, la enana blanca de AR Sco acelera electrones hasta casi la velocidad de la luz. En su camino a través del espacio, estas partículas de alta energía liberan radiación en forma de haz (parecido al de los faros) que azota la cara de la fría estrella enana roja, causando que el sistema entero brille y se atenúe dramáticamente cada 1,97 minutos. Estos potentes pulsos incluyen radiación en frecuencias de radio, algo que nunca antes se había detectado en un sistema estelar con una enana blanca.

El investigador responsable del proyecto, Tom Marsh, del Grupo de Astrofísica de la Universidad de Warwick, afirma: “AR Scorpii fue descubierto hace más de 40 años, pero su verdadera naturaleza no ha sido desvelada hasta que lo comenzamos a observar en el año 2015. Nos dimos cuenta de que estábamos viendo algo extraordinario pocos minutos después de comenzar las observaciones”.

Las propiedades observadas en AR Sco son únicas y desconocidas. La radiación en una amplia gama de frecuencias es indicativa de la emisión de electrones acelerados en los campos magnéticos, lo cual se puede explicar por la rápida rotación de la enana blanca de AR Sco. La fuente de los electrones, sin embargo, es un gran misterio, ya que no queda claro si está relacionada con la enana blanca en sí misma o con su compañera, más fría.

AR Scorpii fue observada por primera vez a principios de la década de 1970 y las fluctuaciones regulares en el brillo, que se dan cada 3,6 horas, llevaron a clasificarla incorrectamente como una estrella variable solitaria [4]. La verdadera fuente de la luminosidad variable de AR Scorpii fue revelada gracias a los esfuerzos combinados de los astrónomos aficionados y de los profesionales. Ya se había observado con anterioridad un comportamiento pulsante similar, típico de estrellas de neutrones (uno de los objetos celestes más densos conocidos en el universo) más que de enanas blancas.

Boris Gänsicke, coautor del nuevo estudio, también de la Universidad de Warwick, concluye: "Sabemos de la existencia de estrellas de neutrones pulsantes desde hace casi cincuenta años, y algunas teorías predecían que las enanas blancas podrían mostrar comportamientos similares. Es muy emocionante haber descubierto un sistema de este tipo y ha sido un fantástico ejemplo de trabajo en equipo entre astrónomos aficionados y académicos".

Notas

[1] Las observaciones de esta investigación se llevaron a cabo con: el VLT (Very Large Telescope) de ESO, ubicado en Cerro Paranal (Chile); los telescopios William Herschel e Isaac Newton del Grupo Isaac Newton de Telescopios, situados en la isla española de La Palma, en Canarias; el conjunto Australia Telescope Compact Array, en el Observatorio de Paul Wild, en Narrabri (Australia); el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA; y el Telescopio Espacial de Rayos Gama Swift de la NASA.

[2] Las enanas blancas se forman al final del ciclo de vida de estrellas con masas de hasta cerca de ocho veces la masa de nuestro Sol. Cuando se acaba el proceso de fusión de hidrógeno en el núcleo de una estrella, los cambios internos se reflejan en el exterior a través de una expansión espectacular que forma una gigante roja, seguida de una contracción acompañada de la expulsión al medio de las capas externas de la estrella en forma de grandes nubes de polvo y gas. Lo que queda es una enana blanca del tamaño de la Tierra pero 200.000 veces más densa. Una sola cucharada de la materia que compone a una enana blanca pesaría tanto como un elefante aquí en la Tierra.

[3] Esta enana roja es una estrella de tipo M. Las estrellas de tipo M son la clase más común en el sistema de clasificación de Harvard, que utiliza solo letras para agrupar a las estrellas según sus características espectrales. La famosa (y extraña) secuencia de letras para recordar la clasificación es la siguiente: OBAFGKM, y a menudo se recuerda con la mnemónica Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me (que se traduciría como “Oh, sé un buen chico/una buena chica y bésame).

[4] Una estrella variable es una cuyo brillo fluctúa vista desde la Tierra. Las fluctuaciones pueden deberse a que las propiedades intrínsecas de la estrella cambian. Por ejemplo, algunas estrellas se expanden y se contraen de forma notoria. También podría ser debido a que haya otro objeto eclipsando regularmente a la estrella. AR Scorpii fue confundido con una estrella variable única, ya que dos estrellas orbitándose también dan como resultado fluctuaciones regulares en el brillo observado.

La investigación se publicó en la revista Nature el 28 de julio de 2016.

Enlaces:

• Artículo científico.
• Fotos del VLT, en Cerro Paranal, Chile.

(04 Sept. 2015 - ESO) En la gigantesca nebulosa Gum 56, también llamada El Camarón, se han creado estrellas a partir del gas presente en esta nebulosa, material que luego es devuelto al medio interestelar cuando las estrellas más antiguas lo expulsan gradualmente en el espacio o lo expelen de manera más drástica como explosiones de supernovas.

Imagen arriba: La gran nebulosa del Camarón en Escorpio. Esta imagen fue tomada con el telescopio MPG/ ESO de 2,2 metros en el Observatorio La Silla, en Chile, como parte del programa Cosmic Gems (Gemas Cósmicas) de ESO.

Sumergidos profundamente en esta enorme guardería estelar se encuentran tres cúmulos de calientes estrellas jóvenes (de tan sólo unos pocos millones de años de antigüedad) que brillan intensamente en luz ultravioleta. Es la luz de estas estrellas la que provoca el brillo de las nubes de gas de la nebulosa. La radiación arranca electrones de los átomos, un proceso conocido como ionización, los que al combinarse nuevamente liberan energía en forma de luz. Cada elemento químico emite luz en colores característicos y las grandes nubes de hidrógeno presentes en la nebulosa son la causa de su intenso resplandor de color rojo.

Gum 56 (también conocida como IC 4628 o por su apodo, la Nebulosa del Camarón) recibe su nombre gracias al astrónomo australiano Colin Stanley Gum, quien, en el año 1955, publicó un catálogo de las regiones H II. Las regiones H II, como Gum 56, son enormes nubes de baja densidad, que contienen una gran cantidad de hidrógeno ionizado.

Una gran parte de la ionización en Gum 56 es generada por dos estrellas tipo O, estrellas calientes de color blanco-azulado, conocidas también como gigantes azules debido a su tonalidad [1]. Este tipo de estrella es poco común en el Universo, ya que su gran masa implica que no viven por mucho tiempo. Después de sólo un millón de años aproximadamente, estas estrellas colapsarán y terminarán sus vidas como supernovas, así como muchas otras estrellas masivas de la nebulosa.

Además de las muchas estrellas de reciente formación presentes en la nebulosa, esta gran región aún se encuentra repleta de suficiente gas y polvo como para crear una generación aún más reciente de estrellas. Las regiones de la nebulosa que originan nuevas estrellas se pueden apreciar en la imagen como nubes de gran densidad. El material que forma estas nuevas estrellas incluye los restos dejados por las estrellas más masivas de una generación anterior que ya han alcanzado el fin de su vida y han expulsado su material en violentas explosiones de supernovas. De esta manera, se perpetúa el ciclo de vida y muerte estelar.

Teniendo en cuenta las dos muy inusuales gigantes azules en esta área y la intensidad de la nebulosa en longitudes de onda de radio e infrarrojas, es quizás sorprendente que esta región haya sido estudiada relativamente poco hasta ahora por los astrónomos profesionales. Gum 56 tiene un diámetro de unos 250 años luz, pero a pesar de su enorme tamaño, a menudo no es percibida por los observadores debido a su muy tenue brillo, ya que la mayor parte de la luz que emite corresponde a longitudes de onda que no son visibles para el ojo humano.

La nebulosa se encuentra a una distancia de unos 6.000 años luz de la Tierra. En el cielo puede encontrarse en la constelación de Escorpio (El Escorpión), donde posee un tamaño proyectado cuatro veces superior al tamaño de la Luna llena [2].

Esta imagen, que tan solo capta una parte de la nebulosa, fue tomada con el telescopio MPG/ESO de 2,2 metros empleando la cámara Wide Field Imager (WFI) como parte del programa ESO Cosmic Gems (Gemas Cósmicas de ESO). El programa hace uso del tiempo del telescopio que no puede ser utilizado para observaciones científicas con el fin de generar imágenes de objetos interesantes, intrigantes o visualmente atractivos. Todos los datos recogidos también pueden ser útiles para fines científicos, y se ponen a disposición de los astrónomos a través del Archivo Científico de ESO.

Notas.
[1] Es importante destacar que estas estrellas están fuera del campo de visión de esta imagen en particular y no aparecen en ella.
[2] Una imagen de campo amplio de la Nebulosa del Camarón tomada por el VLT Survey Telescope fue publicada con anterioridad (eso1340a).

Imagen arriba: Carta de la constelación de Scorpius (El Escorpión). La mayor parte de las estrellas de la imagen que pueden verse a simple vista en una noche oscura están marcadas. La ubicación de la región de formación estelar llamada la Nebulosa del Camarón (IC 4628) está señalada con un círculo rojo. Esta nube parece grande, pero es muy débil y no puede verse con un telescopio pequeño. Crédito: ESO

(25 Junio, 2015 - Géminis) Un equipo internacional de científicos fotografiaron un cúmulo de estrellas oculto tras oscuras nubes de nuestra galaxia, donde existe una inusual densidad estelar donde las estrellas pueden chocar. "Es un poco como una mesa de billar estelar, donde la probabilidad de colisiones depende del tamaño de la mesa y del número de bolas de billar en él", dijo Francesco R. Ferraro, de la Universidad de Bolonia (Italia), uno de los miembros del equipo que utilizaron Gemini para hacer las observaciones.

Imagen arriba: Imagen en el infra-rojo cercano del cúmulo globular Liller1 obtenida con el sistema de óptica adaptiva GeMS en el telescopio de Gemini Sur, en Chile. Crédito: Gemini Observatory/AURA.

El cúmulo de estrellas, conocido como Liller 1, es un objetivo difícil de estudiar debido a su distancia y también porque se encuentra cerca del centro de la Vía Láctea (a unos 3.200 años luz de distancia de este), donde el oscurecimiento por el polvo es muy alto. La imagen es de calidad ultra nítida y sin precedentes, revelando una vasta agrupación de estrellas que el equipo de astrónomos estima podría contener una masa total de al menos 1,5 millones de soles, muy similares a los cúmulos globulares más masivos de nuestra galaxia: Omega Centauri y Terzan 5.

"A pesar de que nuestra galaxia tiene más de 200 mil millones de estrellas, hay tanto espacio vacío entre las estrellas que existen muy pocos lugares donde los soles puedan llegar a chocar", señaló el Investigador Principal Douglas Geisler, de la Universidad de Concepción (Chile). "Las congestionadas regiones centrales de hacinamiento de los cúmulos globulares, son uno de estos lugares. Nuestras observaciones confirman que, entre los cúmulos globulares, Liller 1 es uno de los mejores ambientes de nuestra galaxia para las colisiones estelares".

El equipo de Geisler se especializa en el estudio de cúmulos globulares cercanos al centro de la Vía Láctea, en tanto que el grupo de Ferraro es experto en la reducción de datos científicos de cúmulos globulares.

Ambos grupos de científicos trabajaron en conjunto para obtener observaciones detalladas y sin precedentes de Liller 1 con Gemini.

Liller 1 es una esfera apretada de estrellas conocida como un cúmulo globular. Estos orbitan en un gran halo alrededor del centro o núcleo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y muchos de los cúmulos globulares más cercanos son espectaculares piezas de exhibición, incluso observando a través de pequeños telescopios o binoculares. "Esto no es una de esas obras maestras, está tan oscurecida por polvo en la región central de nuestra galaxia que es casi completamente invisible en luz visible", comentó Sara Saracino, autora principal del artículo científico, de la Universidad de Bolonia. De hecho, Liller 1 se encuentra a casi 30.000 años luz de la Tierra, en una de las regiones más inaccesibles de nuestra galaxia, donde espesas nubes de polvo bloquean el paso de la luz óptica. "Sólo la radiación infrarroja puede viajar a través de estas nubes y nos entrega información directa sobre sus estrellas", comentó Emanuele Dalessandro, de la Universidad de Bolonia.

Las observaciones del apretado cúmulo estelar, fueron posibles gracias al potente sistema de óptica adaptiva del telescopio Gemini Sur, en Chile.

Una joya tecnológica llamada Sistema Multi-Conjugado de óptica adaptiva de Gemini (GeMS, por sus siglas en inglés), en combinación con la cámara para obtener imágenes de óptica adaptiva de Gemini Sur (GSAOI en sus siglas en ingles), fueron capaces de penetrar la densa niebla que rodea Liller 1 para proporcionar a los astrónomos una visión sin precedentes de sus estrellas. Esto ha sido posible gracias a la combinación de dos características específicas de GeMS: en primer lugar, la capacidad de operar en longitudes de onda en el infrarrojo cercano (especialmente en la banda K a 2,2 micrones); y segundo, la óptica adaptiva, una forma innovadora y revolucionaria para eliminar las distorsiones que la turbulenta atmósfera de la Tierra inflinge a las imágenes astronómicas.

Para compensar los efectos de la degradación de la atmósfera de la Tierra sobre las imágenes, el sistema GeMS utiliza tres estrellas naturales de guía, además de una constelación de cinco estrellas guía láser y varios espejos deformables. La corrección es tan precisa que los astrónomos obtienen imágenes de nitidez nunca antes vistas. En las mejores exposiciones en la banda-K de Liller 1, las imágenes estelares tienen una resolución angular de apenas 75 milisegundos de arco, sólo un poco mayor que el límite teórico del espejo de 8 metros de diámetro de Gemini (conocido como el límite de difracción). Esto significa que GeMS realizó correcciones ópticas casi perfectas sobre la distorsión atmosférica.

El equipo internacional de investigadores publicó los resultados en la revista especializada “The Astrophysical Journal” (artículo 152, volumen 806, número 2, 15 de junio 2015).

Las observaciones de este proyecto también incluyeron otros cúmulos globulares. Los resultados conseguidos con el primer objetivo, Liller 1, resultaron tan importantes que propiciaron el incremento de la colaboración entre ambos equipos, y actualmente están trabajando en otros cúmulos que prometen arrojar resultados científicos nuevos y emocionantes.

Antecedentes: Las colisiones estelares.

Las colisiones estelares son importantes porque pueden proporcionar la clave para entender el origen de un tipo de objetos exóticos que hasta el momento no pueden ser interpretados en términos de la evolución pasiva de estrellas individuales.

Los choques frontales en los que las estrellas se funden, mezclan su combustible nuclear y reavivan el fuego de la fusión nuclear, se cree que podría ser el origen -al menos en parte - de las llamadas Estrellas Azules Rezagadas. Pero estas colisiones también pueden involucrar sistemas binarios, con el efecto de reducir el tamaño inicial del sistema lo que provoca la interacción de los dos componentes para producir una variedad de objetos distintos, como estrellas binarias de rayos X de baja masa, púlsares de milisegundos, etc. En particular, los púlsares de milisegundos son antiguas estrellas de neutrones que fueron aceleradas nuevamente a períodos de rotación de milísegundos, como consecuencia de la acreción de masa obtenida desde una estrella compañera en un sistema binario. De hecho Liller 1 se sospecha que tiene una gran población de estos objetos exóticos. Aunque no hay observaciones directas de pulsares de milisegundos hasta ahora, se estima que existe una gran población oculta como consecuencia de la detección de una intensa emisión de rayos ? (la más intensa detectada en un cúmulo globular). Las observaciones de Gemini confirman que esto es posible.

"De hecho nuestras observaciones confirman Liller 1 como uno de los mejores “laboratorios" donde el impacto de la dinámica de los cúmulos de estrellas en la evolución estelar se puede estudiar: abre la ventana a una especie de estudio de la sociología estelar, destinado a medir el impacto de la influencia recíproca de las estrellas cuando se ven obligadas a vivir en condiciones de hacinamiento extremo y estrés". concluye Ferraro.

(29 Mayo, 2015 - eso) En la región más brillante de la nebulosa RCW 34, un grupo de estrellas jóvenes calientan el gas de hidrógeno, haciendo que se expanda a través de la nebulosa, hacia un ambiente más frío. Cuando el hidrógeno calentado alcanza sus límites, se derrama hacia el vacío, como el contenido de una botella de champán descorchada — de hecho, este proceso se conoce como "flujo de champán".

Imagen arriba: Esta colorida nube de gas, llamada RCW 34, está situada en la constelación Austral de Vela (las velas) y es un lugar en el que están formándose estrellas. La zona más brillante de la nebula, arriba en la foto, está iluminada por la estrella V391 Velorum, una estrella supergigante azul. Esta imagen fue tomada con el instrumento FORS, instalado en el Very Large Telescope de ESO, en el norte de Chile. Crédito: ESO.

Esta nueva imagen del VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, muestra una espectacular y brillante nube roja de gas de hidrógeno detrás de una colección de estrellas azules en primer plano. Dentro de RCW 34 — ubicada a 22 mil años luz de distancia en la austral constelación de Vela — en la región más brillante de la nube, se esconde un grupo de estrellas masivas recién formadas [1]. Estas estrellas tienen un efecto dramático en la nebulosa. El gas expuesto a la fuerte radiación ultravioleta — como ocurre en el corazón de esta nebulosa — se ioniza, lo que significa que los electrones han escapado de los átomos de hidrógeno.

El hidrógeno es un tesoro para quienes fotografían el cosmos porque refulge con fuerza con el característico color rojo que distingue a muchas nebulosas y permite crear bellas imágenes con extrañas formas. También es la materia prima de impactantes fenómenos tales como el flujo de champán. Pero el hidrógeno ionizado también tiene una importante función astronómica: es un indicador de regiones de formación estelar. Las estrellas nacen a partir de nubes de gas que colapsan y, por lo tanto, son abundantes en regiones con grandes cantidades de este gas, como RCW 34. Esto hace que esta nebulosa sea particularmente interesante para los astrónomos que estudian el nacimiento y la evolución estelar.

Las grandes cantidades de polvo que hay en el interior de la nebulosa bloquean la vista de los procesos que tienen lugar en las maternidades estelares, enterradas profundamente en estas nubes. RCW 34 se caracteriza por tener un nivel de extinción (opacidad) extremadamente alta, lo que significa que casi la totalidad de la luz visible de esta región es absorbida antes de que llegue a la Tierra. A pesar de no poder verla directamente, los astrónomos pueden utilizar telescopios infrarrojos, mirar a través del polvo y estudiar los nidos de estrellas embebidos en la nébula.

Mirando más allá, el color rojo revela que hay un montón de estrellas jóvenes en esta región con masas de tan sólo una fracción de la del Sol. Estas parecen agruparse alrededor de las estrellas más viejas y más masivas que se encuentran en la región central, mientras que sólo unas pocas se encuentran en las afueras. Esta distribución ha llevado a los astrónomos a creer que ha habido diferentes episodios de formación estelar dentro de la nube. Tres gigantescas estrellas se formaron en el primer evento que luego desencadenó la formación de las estrellas menos masivas de sus proximidades [2].

Esta imagen utiliza datos del instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), instalado en el VLT, y fueron obtenidos como parte del programa Joyas Cósmicas de ESO [3].

Notas
[1] RCW 34 también es conocida como Gum 19 y está centrada en la brillante estrella joven llamada V391 Velorum, una supergigante azul.

[2] Las estrellas brillantes más masivas tienen una vida corta (medida en millones de años), pero las menos masivas tienen vidas más largas que la edad actual del Universo.

[3] El programa Joyas Cósmicas de ESO una iniciativa de divulgación que pretende producir imágenes de objetos interesantes, enigmáticos o visualmente atractivos utilizando telescopios de ESO, con un fin educativo y divulgativo. El programa hace uso de tiempo de telescopio que no puede utilizarse para observaciones científicas. Todos los datos obtenidos también están disponibles para posibles aplicaciones científicas y se ponen a disposición de los astrónomos a través de los archivos científicos de ESO.

(13 Abril, 2015 - ESO/CA) Por primera vez, un equipo de astrónomos ha detectado la presencia de moléculas orgánicas complejas (con átomos de carbono, los componentes esenciales para la construcción de la vida) en un disco protoplanetario alrededor de una joven estrella. El descubrimiento, hecho con el conjunto de radiotelescopios ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) de San Pedro de Atacama, Chile, reafirma que las condiciones que dieron lugar al nacimiento de la Tierra y el Sol no son únicas en el universo. Los resultados se publicaron en la revista Nature del 09 de abril de 2015.

Imagen arriba: Ilustración del disco protoplanetario que rodea a la joven estrella MWC 480 en Tauro. ALMA ha detectado cianuro de metilo (CH3CN), una molécula orgánica compleja, en los confines del disco, en la región donde se cree que se forman los cometas. Esta sería una prueba más de que la química orgánica compleja, así como las condiciones iniciales necesarias para la vida, son universales. Crédito: B. Saxton (NRAO/AUI/NSF).

Las nuevas observaciones de ALMA revelan que el disco protoplanetario que rodea a la joven estrella MWC 480 [1] contiene grandes cantidades de cianuro de metilo (CH3CN), una molécula compleja basada en el carbono. Hay suficiente cianuro de metilo alrededor de MWC 480 como para llenar todos los océanos de la Tierra.

Tanto esta molécula como su pariente más simple, el ácido cianhídrico (HCN), fueron encontradas en los fríos confines del disco recién formado de la estrella, en una región que los astrónomos creen análoga a la del cinturón de Kuiper — el reino de los planetesimales helados y de los cometas en nuestro propio Sistema Solar, más allá de Neptuno.

Los cometas conservan, desde el periodo en que se formaron los planetas, la información original de la química temprana del Sistema Solar. Se cree que los cometas y los asteroides del Sistema Solar exterior enriquecieron al joven planeta Tierra con agua y moléculas orgánicas, ayudando a preparar la etapa en la que se desarrollaría la vida primigenia.

"Los estudios de cometas y asteroides muestran que la nebulosa solar que generó al Sol y los planetas era rica en agua y compuestos orgánicos complejos", señala Karin Öberg, astrónoma del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica de Cambridge, Massachusetts (EE.UU.) y autora principal del nuevo artículo.

"Ahora tenemos aún más evidencias de que esta misma química existe en otras partes del universo, en las regiones que podrían formar sistemas solares no muy distintos al nuestro". Öberg señala que esto resulta especialmente interesante, dado que las moléculas que se encuentran en MWC 480 también se encuentran en concentraciones similares en los cometas del Sistema Solar.

La estrella MWC 480, que tiene aproximadamente dos veces la masa del Sol, está a unos 455 años luz, en la región de formación estelar de Tauro. Su disco circundante está en las primeras etapas de desarrollo — es decir, recientemente ha empezado a condensarse a partir de una fría y oscura nebulosa de gas y polvo. Estudios llevados a cabo con ALMA y otros telescopios han llegado a detectar signos evidentes de formación planetaria en este disco, aunque observaciones de mayor resolución podrían revelar estructuras similares a las de HL Tauri, que es de una edad similar.

Desde hace un tiempo, los astrónomos saben que las oscuras y frías nubes interestelares son eficientes fábricas de moléculas orgánicas complejas, incluyendo a un grupo de moléculas conocidas como cianuros. Los cianuros y, en concreto, el cianuro de metilo, son importantes porque contienen enlaces carbono–nitrógeno: estos enlaces son esenciales para la formación de los aminoácidos, son la base para la creación de las proteínas y constituyen los componentes esenciales para la construcción de la vida.

Sin embargo, hasta ahora no estaba muy claro si estas mismas moléculas orgánicas complejas se forman y sobreviven de forma habitual en el ambiente energético de un sistema solar en formación, donde los choques y la radiación pueden romper fácilmente los enlaces químicos.

Gracias a la notable capacidad de ALMA [2], los astrónomos han podido comprobar, en las últimas observaciones, que estas moléculas no sólo sobreviven, sino que prosperan.

Y lo más importante: las moléculas detectadas por ALMA son mucho más abundantes que las halladas en las nubes interestelares. Esto revela a los astrónomos que los discos protoplanetarios son muy eficientes en la formación de moléculas orgánicas complejas y que son capaces de formarlas en escalas de tiempo relativamente cortas [3].

Dado que este sistema continúa evolucionando, los astrónomos especulan que es probable que las moléculas orgánicas, protegidas y a salvo en el interior de cometas, sean transportadas desde las frías regiones donde fueron encontradas a entornos más cálidos y favorables para la vida, en el interior del sistema de MWC 480.

"Gracias al estudio de exoplanetas, sabemos que el Sistema Solar no es el único que tiene tantos planetas o el único que cuenta con abundancia de agua", concluye Öberg. "Ahora sabemos que tampoco somos únicos en cuanto a nuestra química orgánica. Una vez más, hemos aprendido que no somos especiales. Desde el punto de vista de la vida en el universo, es una buena noticia".

Notas
[1] Esta estrella solo tiene alrededor de un millón de años. En comparación, el Sol tiene más de 4.000 millones de años. El nombre MWC 480 se refiere al Catálogo del Monte Wilson de estrellas de tipo B y A con líneas de hidrógeno brillantes en su espectros.

[2] ALMA es capaz de detectar la débil radiación en el rango de las ondas milimétricas que emiten las moléculas en el espacio. Para estas últimas observaciones, los astrónomos utilizaron solo una parte de las 66 antenas de ALMA, cuando el telescopio estaba en su configuración de más baja resolución. Estudios posteriores de este y otros discos protoplanetarios con ALMA con todas sus capacidades, revelarán detalles adicionales sobre la evolución química y estructural de estrellas y planetas.
Más información del observatorio ALMA.

[3] Esta rápida formación es esencial para dejar atrás las fuerzas que, de lo contrario, destruirían las moléculas. Además, estas moléculas fueron detectadas en una parte relativamente tranquila del disco, a una distancia de, aproximadamente, entre 4.500 y 15.000 millones de kilómetros de la estrella central. Aunque para los estándares del Sistema Solar parezca una distancia muy grande, en dimensiones a escala con respecto a MWC 480, hablaríamos exactamente de la zona de formación de cometas.

Información adicional
Este trabajo de investigación se presentó en un artículo científico titulado “The Cometary Composition of a Protoplanetary Disk as Revealed by Complex Cyanides”, por K.I. Öberg et al., que aparece en la revista Nature del 9 de abril de 2015.

(02 Abril. 2015 - ESO/CA) Nuevas observaciones, llevadas a cabo con APEX, desde el desierto de Atacama en Chile, y otros telescopios, revelan que la estrella que los astrónomos europeos vieron aparecer en el cielo en 1670 no era una nova corriente, sino el producto de un tipo de colisión estelar mucho más excepcional y violento. Fue lo suficientemente espectacular como para verse fácilmente a simple vista durante su primer estallido, pero los rastros que dejó son tan débiles que ha sido necesario utilizar telescopios submilimétricos para llevar a cabo un meticuloso análisis que, finalmente, pudiera despejar el misterio 345 años después. Los resultados aparecieron en la revista Nature en línea el 23 de marzo de 2015.

Imagen: Los restos de la nova de 1670. Para crear la imagen, se han combinado imágenes obtenidas en el rango visible con el telescopio Gemini; un mapa submilimétrico en el que se muestra el polvo, obtenido con SMA; y, finalmente, un mapa de la emisión molecular obtenido por APEX y el SMA. (Haga click en la imagen para agrandar). Crédito: ESO.

Algunos de los más grandes astrónomos del siglo XVII, incluyendo a Hevelius — el padre de la cartografía lunar — y a Cassini, documentaron cuidadosamente, en el año 1670, la aparición de una nueva estrella en el cielo. Hevelius la describió como una nova “sub capite Cygni” (una nueva estrella debajo de la cabeza del cisne) pero actualmente los astrónomos la conocen por el nombre de Nova Vulpeculae 1670 [1]. Los relatos históricos sobre novas son escasos y de gran interés para los astrónomos actuales. Se afirma que la Nova Vul 1670 es la nova registrada más antigua y más débil recuperada con posterioridad.

El autor principal de este Nuevo estudio, Tomasz Kaminski (ESO e Instituto Max Planck de Radioastronomía, Bonn, Alemania), explica: "durante muchos años se creyó que este objeto era una nova, pero cuanto más se ha estudiado menos parecía una nova ordinaria — o cualquier otro tipo de explosión de una estrella".

Cuando apareció por primera vez, Nova Vul 1670 era fácilmente visible a simple vista y, durante los dos años siguientes, fue variando su brillo. Luego desapareció y reapareció dos veces, antes de desaparecer para siempre. Pese a que está muy bien documentada para su época, los astrónomos de entonces carecían del equipo necesario para resolver el enigma sobre el peculiar comportamiento de la presunta nova.

Durante el siglo XX, los astrónomos llegaron a comprender que la mayoría de las novas podrían explicarse como estrellas binarias cercanas donde una de ellas explota y “se dan a la fuga”. Esas novas aparecían, brillaban y luego desaparecían lentamente, entonces Nova Vul 1670 no encajaba en este modelo y seguía siendo un misterio.

Pese a la creciente capacidad tecnológica de los telescopios, se creyó durante mucho tiempo que este evento no había dejado ningún rastro, y hubo que esperar hasta la década de 1980 para que un equipo de astrónomos detectara una débil nebulosa alrededor de la zona en la que, supuestamente, debían estar los restos de la estrella. Pero, aunque estas observaciones ofrecieron una tentadora conexión con el avistamiento de 1670, no lograron arrojar nueva luz sobre la verdadera naturaleza del evento presenciado en los cielos de Europa hace más de trescientos años.

Tomasz Kaminski continúa la historia: "ahora hemos sondeado la zona en longitudes de onda de radio y submilimétricas. Hemos encontrado que los alrededores del remanente están bañados por un gas frío, rico en moléculas, con una composición química muy inusual".

Además de APEX, el equipo utilizó el Submillimeter Array (SMA) y el radio telescopio Effelsberg para conocer la composición química y medir las proporciones de diferentes isótopos del gas. Uniendo todos estos datos, lograron crear un informe muy detallado de la composición de la zona, lo cual permitió evaluar de dónde podría provenir esta materia.

Kaminski y su equipo descubrió que la masa del material frío remanente era demasiado extensa para ser el producto de la explosión de una nova y, además, las proporciones de isótopos medidas por el equipo alrededor de Nova Vul 1670 eran diferentes a las que se esperan de una nova común. Pero si no fue una nova común, entonces ¿qué fue?

La respuesta es que en realidad se trató de una espectacular colisión entre dos estrellas, que resulta más brillante que una nova, pero menos que una supernova, produciendo algo denominado nova roja luminosa. Se trata de eventos excepcionales en los que las estrellas estallan debido a una fusión con otra estrella, arrojando al espacio el material que anteriormente contenían en su interior y dejando tan sólo un débil remanente rodeado de un ambiente fresco, rico en moléculas y polvo. Esta nueva clasificación de estrellas explosivas, recientemente aceptada, encaja casi a la perfección en el perfil de Nova Vul 1670.

El coautor de este trabajo, Karl Menten (Instituto Max Planck de Radioastronomía, Bonn, Alemania) concluye: "los descubrimientos de este tipo son los más divertidos: ¡los que son totalmente inesperados!".

Imagen arriba: Mapa celeste antiguo que indica la posición de la estrella nova (marcada en rojo) que apareció en el año 1670, fue documentado por el famoso astrónomo Hevelius y publicado en la revista Philosophical Transactions por la Royal Society en Inglaterra.

Notas
[1] Este objeto se encuentra dentro de los límites de la moderna constelación de Vulpecula (el zorro), justo al otro lado de la frontera de Cygnus (el cisne). A menudo también se denomina Nova Vul 1670 y CK Vulpeculae, su nombre como estrella variable.