Año 21 Número 80 – Marzo 2023

Por Estrella Guzman Ccolque

Los flujos explosivos dispersivos son un nuevo tipo de flujo que se observan en las regiones de formación de estrellas masivas. Aunque su naturaleza todavía se desconoce, se especula que podría deberse a la desintegración o encuentro cercano de un sistema estelar joven o a la fusión/coalescencia1 (merger en inglés ) de protoestrellas2. Esta interacción podría tener como resultado estrellas runaway3 además del flujo explosivo. Este nuevo tipo de flujo presenta características morfológicas y cinemáticas bastantes diferentes a los flujos bipolares clásicos. Hasta el momento solo hay 4 flujos explosivos dispersivos confirmados en nuestra Galaxia: Orión BN/KL, DR21, G5.89 y IRAS16076. Los cuales pudieron descubrirse gracias a las observaciones moleculares de alta resolución angular obtenidas con los interferómetros ALMA (Atacama Large (sub)Millimeter Array) y SMA (Submillimeter Array)

Flujos moleculares

El sistema disco-protoestrella acelera vientos con distintas velocidades en las direcciones perpendiculares al plano ecuatorial de rotación del disco. Este material eyectado por la protoestrella representan un mecanismo muy eficaz para remover momento angular, permitiendo así que se pueda dar un proceso de acreción (es decir, que la protoestrella pueda acretar materia de su medio circundante). A velocidades altas, se encuentran vientos muy colimados en forma de chorro o jet. Las observaciones parecen sugerir que cuando los jets son eyectados por objetos muy jóvenes, el material del que se componen es principalmente molecular, como el hidrógeno molecular (H2), monóxido de carbono (CO) y monóxido de silicio (SiO). Mientras que en objetos más evolucionados la densidad del jet disminuye, las velocidades de eyección se hacen mayores y el material del que se componen es principalmente atómico o incluso ionizado. Estos últimos (vientos con material ionizado) se conocen como jets térmicos y son detectados en radio continuo por la emisión libre-libre de sus electrones.

Además de estos jets colimados, el sistema disco-protoestrella puede originar vientos de menor velocidad y con ángulos de apertura mayores, que rodean los jets. Tanto los jets como estos vientos más lentos perforan la nube molecular a partir de la que se formó la protoestrella, formando una cavidad y desplazando el gas circundante con velocidades pequeñas. Por lo tanto, los jets y vientos anchos transfieren momento angular al material que arrastra por medio de ondas de choque de baja velocidad, constituyendo de este modo los flujos moleculares (outflows en inglés) bipolares. Estos outflows pueden producir cambios en la composición química de su nube de origen e incluso pueden contribuir al declive del proceso de acreción de masa al eliminar el gas denso que rodea a la protoestrella. Además, son herramientas útiles para entender el proceso de formación de las estrellas de todas las masas, ya que proporcionan un registro de la pérdida de masa del sistema. No se conoce un trazador molecular único de flujos moleculares, por lo que habitualmente se han utilizado transiciones de monóxido de carbono (CO) y algunos de sus isótopos, ion formiato (HCO+) o monóxido de carbono (SiO) para detectarlos. Y pueden observarse en el rango de longitudes de ondas de radio y ondas milimétricas.

En la actualidad, parece haber dos tipos de flujos moleculares (ver la Figura 1). El primer tipo comprende los flujos clásicos, que son típicamente bipolares, producidos principalmente por estrellas de baja masa en sus procesos de formación. Los trabajos teóricos sugieren que estos flujos están íntimamente relacionados con el proceso de acreción, desempeñan un papel importante en la disipación del exceso de momento angular en el material de entrada y permiten que la estrella aumente su masa mediante la acreción. Por otro lado, están los flujos dispersivos con características explosivas, cuya naturaleza aún se desconoce. Se han asociado a liberaciones de energía producidas por la desintegración o encuentros cercanos de sistemas estelares jóvenes o fusiones de varias protoestrellas masivas.

Figura 1: Izquierda: Esquema del escenario clásico de la formación de una estrella de baja masa. (Imagen de NASA / JPL-Caltech / R. Herido). Derecha: Flujo explosivo dispersivo observado en Orión BN/KL, una región de formación de estrellas masivas (Imagen de ALMA, J. Bally/H. Drass et al.).

Flujos explosivos dispersivos

Desde su descubrimiento, los flujos explosivos dispersivos se han convertido en una nueva subclase de flujos moleculares observados en las regiones de formación estelar de estrellas masivas.

Los flujos de carácter explosivo parecen ser impulsivos, posiblemente creados por un único evento energético breve, con inyecciones de energía de unos 1047-49 erg. Este tipo de flujos está formado por decenas de filamentos (usualmente detectados en CO) con velocidades crecientes con respecto a su origen, y en cuyas puntas se han observado condensaciones de [FeII]. Los filamentos se han detectado también en H2y todos apuntan hacia un mismo origen, una posición central. Cuando se observan en CO, los filamentos forman una estructura isotrópica en el plano del cielo. Además se observa que su cinemática sigue una relación lineal con respecto a su distancia proyectada, es decir que cuanto más alejado está el filamento tiene mayor velocidad radial. La naturaleza precisa de los flujos explosivos aún no se conoce bien, pero se especula que podría estar relacionada con la interacción de sistemas estelares jóvenes. Como el caso de Orión KL, en el que observaron fuentes de continuo milimétrico y a partir de sus movimientos propios se supone que fueron eyectadas desde una misma posición, la cual coincide con el posición de origen de los filamentos observados en esa región. La aparición de este nuevo tipo de flujo molecular podría apuntar a la existencia de un nuevo fenómeno físico totalmente diferente al de la formación clásica de estrellas, para explicar la formación de estrellas masivas.

En resumen, existen claras características morfológicas y cinemáticas de los flujos explosivos dispersivos moleculares, que los diferencian de los flujos bipolares clásicos:

1. Los flujos explosivos consisten en filamentos rectos con diferentes direcciones y distribuidos casi isotrópicamente.

2. Se observa superposición de los filamentos desplazados hacia el rojo y hacia el azul.

3. Los filamentos apuntan a una posición central.

4. La velocidad de los filamentos crece con la distancia proyectada respecto de la posición central.

Hasta el momento solo hay 4 flujos explosivos dispersivos confirmados en nuestra Galaxia: Orión BN/KL, DR21, G5.89 y IRAS16076. Los cuales pudieron descubrirse gracias a las observaciones moleculares de alta resolución angular obtenidas con los interferómetros ALMA (Atacama Large (sub)Millimeter Array) y SMA (Submillimeter Array). A continuación se dará una breve descripción de cada uno.

DR21: A partir de observaciones de línea de CO(2-1) de alta resolución angular (∼ 2”) con el Submillimeter Array (SMA) del flujo que emana de la región de formación de estrellas masivas DR21 (localizada en la nube molecular de Cygnus X a 1.36 Kpc), se encontraron alrededor de 25 filamentos moleculares hacia el azul y el rojo (ver Figura 2). Las observaciones sugieren que este flujo molecular parece haber sido producido por una explosión violenta que tuvo lugar hace unos 10.000 años, y que parece estar originado con la desintegración (o fusión) de un sistema estelar masivo.

Figura 2: Izquierda: Imagen de DR21 del H2 (escala de grises) superpuesta con la emisión del CO (contornos azules y rojos). Derecha: Diagrama de posición-velocidad de los filamentos de CO identificados. Imágenes de [4].

Orión BN/KL: Es el caso más emblemático de este tipo de flujos de carácter explosivo, se encuentra detrás de la Nebulosa de Orión a 414 pc. A partir de observaciones con ALMA (Atacama Large (sub)Millimeter Array) de la emisión de CO(2-1) se descubrieron más de 100 estructuras filamentarias, con una resolución de ~1” (Figura 3). Estos filamentos de CO presentan una distribución aproximadamente isotrópica y además, se observa que la velocidad radial es proporcional a la distancia proyectada desde el centro de la explosión. En la figura 3 los círculos amarillos muestran las ubicaciones de las estrellas masivas expulsadas; de arriba a abajo, estos son el objeto BN, la fuente I, la fuente n e IRc4. La cruz amarilla marca la ubicación del centro de explosión medido a partir de los movimientos propios de las estrellas; esta localización coincide con el centro de la explosión determinado a partir de las orientaciones de los filamentos de CO. También, a partir de las medidas de los movimientos propios

de los objetos expulsados se estimó que hace 500 años se desintegró el sistema múltiple compuesto por ellos. Dicha edad además coincide con el tiempo dinámico estimado para el flujo.

Figura 3: Izquierda: Imagen de los filamentos de CO en Orión BN/KL, en color azul se encuentran los filamentos con velocidades radiales negativas y en color rojo aquellos con velocidad positivas. Los círculos amarillos representan la posición de las fuentes de continuo que se están alejando del centro de la explosión (cruz amarilla). Derecha: Diagrama de posición-velocidad de los filamentos de CO identificados. Imágenes de [2].

G5.89: Es una región HII ultracompacta en expansión en forma de cáscara de expansión que se ubicada a 3 kpc. Observaciones de gran resolución angular (~0.1”) de CO(2-1) obtenidas con ALMA revelaron más de 30 filamentos que apuntan al centro de la región HII (Figura 4). La cinemática de los filamentos parecen seguir una tendencia lineal. Se estimó una edad del flujo de 1000 años y una energía cinética liberada de 1046-49 erg. Además, se encontraron estrellas jóvenes masivas (estrella de Feldt, círculo rosa; estrella de Puga, círculo marrón) situadas en su periferia que podrían haber impulsado el flujo, pero se desplazaron desde el centro (cuadrado gris).

Figura 4: Izquierda: Imagen de G5.89 del mapa de momento de velocidades (escala de colores) superpuesta con el continuo milimétrico (contornos negros) y la emisión del CO(2-1) (líneas azules y rojos). El cuadrado gris indica el origen de la explosión y los círculos las estrellas jóvenes circundantes. Derecha: Diagrama de posición-velocidad de los filamentos de CO identificados. Dichos filamentos parecen tener una tendencia lineal. Imágenes de [5].

IRAS16076: Es una region HII ultracompacta que se encuentra a 5 kpc. A partir de observaciones de CO(3-2) obtenidas con ALMA con una resolución angular de 0.8” se encontraron un conjunto de 24 filamentos que parecen surgir desde una posición central y que se distribuyen casi isotrópicamente (Figura 5). Este evento explosivo habría sido impulsado hace unos 3500 años y liberado una energía del orden de 1048-49 erg. La posición de origen de los filamentos parece coincidir con una fuente de continuo milimétrico no resulta.

Figura 5: Imágenes de los filamentos de CO(3-2) encontrados en IRAS 16076, el origen de los filamentos coincide con la posición de una fuente de continuo milimétrico (estrella amarilla).

Figura 5: Imágenes de los filamentos de CO(3-2) encontrados en IRAS 16076, el origen de los filamentos coincide con la posición de una fuente de continuo milimétrico (estrella amarilla). Imágenes de [3].

La figura 6 muestra la distribución espacial de los cuatro flujos de dispersión actualmente confirmados en la Vía Láctea, y se espera que cada 110 años ocurre un evento de este tipo en nuestra Galaxia. Comparando este valor con la tasa de frecuencia de las supernovas (cada 50 años) y sabiendo que la mayoría de las estrellas masivas terminan su vida como supernovas, podríamos pensar que los flujos de carácter explosivo podrían ser un fenómeno recurrente en la formación de las estrellas masivas. Se espera obtener nuevas observaciones con gran resolución angular de nuevos flujos explosivos dispersivos para poder desentrañar su origen y mostrar que este fenómeno es más común de lo que se piensa.

Fig. 6: Distribución espacial de los flujos dispersivos de carácter explosivo (cruces rojas) encontrados hasta el momento en nuestra Galaxia.

Figura 6: Distribución espacial de los flujos dispersivos de carácter explosivo (cruces rojas) encontrados hasta el momento en nuestra Galaxia. Imagen de [3].

Bibliografía
  1. Bally, J. & Zinnecker, H. (2005), The Astronomical Journal, 129, 2281.
  2. 2. Bally, J. … [et al.] (2017), The Astrophysical Journal, 837, 60.
  3. Guzmán Ccolque … [et al.] (2022), The Astrophysical Journal, 937, 51.
  4. Zapata, L. A. … [et al.] (2013). The Astrophysical Journal Letters, 765, L29.
  5. Zapata, L. A … [et al.] (2020), The Astrophysical Journal Letters, 902, L47.
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  1. https://es.wikipedia.org/wiki/Coalescencia
  2. . Una protoestrella es una estrella muy joven que aún está acumulando masa de su nube molecular madre. Esta fase termina cuando la estrella empieza a usar como combustible el hidrógeno de su núcleo
  3. . Una estrella runaway o fugitiva es una estrella que se mueve a través del espacio con una velocidad anormalmente alta en comparación con otras estrellas de su entorno.