Por la Dra. Cristina E. Cappa

La formación de estrellas con masas menores a 8 veces la masa del Sol sigue un esquema generalmente aceptado por la comunidad astronómica. Las estrellas se forman a partir de nubes de gas molecular en la que se producen inestabilidades que originan grumos (regiones de mayor densidad), que se diferencian del resto de la nube. Una vez formados, estos grumos de mayor densidad siguen su etapa de contracción gravitatoria formando lo que se denomina una protoestrella, objeto que pasa por diversos estadíos hasta que comienzan las reacciones termonucleares y el objeto se convierte en una estrella de secuencia principal. En su etapa de protoestrella y su evolución hasta la secuencia principal se denominan objetos estelares jóvenes o, en inglés, young stellar objects (YSOs, por su sigla en inglés, que usaremos en el resto de este artículo). A veces se los diferencia por su rango de masas en YSOs y MYSOs, siendo estos últimos los objetos estelares jóvenes masivos.

Figura 1. Esquema de una estrella en formación. Se identifica la protoestrella, el disco circunestelar, la envoltura de gas y polvo, el jet y el flujo molecular.

Durante su evolución hacia la secuencia principal, la protoestrella se contrae por su propia gravedad aumentando lentamente su temperatura y tornándose opaca, evitando así que la radiación escape del objeto hacia el exterior. La temperatura aumenta hasta que la presión de la protoestrella compensa la atracción gravitatoria de ésta. Se forma así un núcleo que tiene una masa menor que la masa final, al que se agrega más y más materia procedente de la nube molecular circundante que cae sobre la esfera densa. Al añadirse más masa, el núcleo lo compensa compactándose aún más. A aproximadamente 2000°C se disocian las moléculas en el núcleo denso. Al no escapar radiación del núcleo sólo puede detectarse el material de los alrededores de la protoestrella que en el interín ha ido formando un disco de acreción debido probablemente a la pequeña pero efectiva velocidad de rotación de la nube. Desde este disco de acreción, el gas y polvo interestelar de los alrededores cae sobre la protoestrella. Cuando gran parte del material está sobre la protoestrella, esta se vuelve transparente a la luz haciéndose visible.

El objeto sigue colapsando y junto con el proceso de acreción aparecen los jets protoestelares y los flujos moleculares, originados en el hecho de que el objeto central debe conservar el momento angular. El proceso sigue hasta que se inicia, finalmente, la quema del hidrógeno en el núcleo cuando éste llega a los 10 millones de °C. El drástico aumento de presión genera vientos estelares que se evidencian como jets protoestelares que expulsan parte del material que cae sobre el objeto central. La nueva estrella entra en la secuencia principal en la que transcurrirá el resto de su vida.

La Figura 1 muestra en forma esquemática el disco a través del que la estrella acreta material de la envoltura, la protoestrella en el centro, el jet óptico y el flujo bipolar (molecular), ambos en direcciones perpendiculares al disco de acreción. Los flujos moleculares se originan en el jet, que arrastra material molecular de la envoltura. Estos jets se han detectado en el rango óptico y en el IR cercano1, particularmente a 2.12 micras, que corresponde a una línea de emisión del hidrógeno molecular (H2) originada en la presencia de frentes de choque. Suelen encontrarse frentes de choque terminales en los extremos del jet más alejados de la protoestrella que se denominan objetos Herbig-Haro, en honor de sus descubridores. Estos objetos HH muestran la región de interacción del jet con el medio interestelar y se detectan en lineas ópticas así como en H2 entre otras líneas.

La figura 2 muestra el esquema evolutivo aceptado para estos objetos con masas bajas e intermedias. Los pequeños diagramas a la izquierda indican la distribución espectral de energía (que llamaremos SED de acá en más) correspondiente al objeto de la derecha. La SED es un gráfico de emisión (en ordenadas) vs. Longitud de onda λ (en absisas), indicando la emisión en cada λ en micrones. Nótese que el diagrama es logarítmico. Analizaremos brevemente cada una de estas etapas.

Se indica la clasificación de las fuentes:

Figura 2. Esquema evolutivo para protoestrellas de baja masa. Los dibujos de la izquierda muestran la distribución espectral de energía (SED) de las protoestrellas de la derecha. Se indica cada una de las etapas.

  1. Grumo preestelar

    El primer panel muestra a la derecha la nube molecular con el núcleo denso ya formado, pero no se evidencia la presencia de protoestrellas. Es el llamado núcleo preestelar, un fragmento frío (T ~ –250°C) y denso que aún no muestra signos de colapso. En ese estado está del orden del millón de años. La SED de la derecha muestra que el objeto emite fuertemente en el infrarrojo (IR) lejano. Esta emisión se debe básicamente al polvo interestelar asociado al gas molecular de la nube (correspondiente a la banda submilimétrica).
    En dirección a estas regiones se realizan observaciones de líneas moleculares (particularmente líneas de isótopos del CO y líneas moleculares trazadoras de gas de alta densidad), que permiten conocer la cinemática de la región. A medida que transcurre el tiempo, a través de la comparación de la masa de gas molecular y de la masa obtenida del Teorema del Virial2 podemos saber si el núcleo está colapsando o es estable. Para que se forme una nueva estrella el núcleo debería colapsar.
    Estas condensaciones pre-estelares están separadas del resto de la nube por un borde abrupto. No hay núcleo protoestelar. Sin embargo, la determinación de la estructura en densidad de las condensaciones protoestelares es fundamental para conocer las condiciones iniciales del colapso. En estos grumos preestelares se ha detectado deficiencia de algunas moléculas, que se origina en que éstas quedan pegadas a los granos de polvo y por tanto no se detectan en las observaciones moleculares.

  2. YSOs Clase 0

    El segundo panel de la Figura indica el aspecto de la protoestrella en la fase principal de acreción a través del disco (flechas azules), mientras que las flechas rojas indican el jet y flujo molecular bien colimado, es decir con un pequeño ángulo de apertura, todo embebido en una nube molecular. La SED de la izquierda muestra la emisión en el continuo del lejano IR del polvo, que se detecta más extendido hacia el mediano IR, mostrando que la temperatura del polvo es mayor que en el primer panel (T< –200°C (la temperatura del polvo es mayor a medida que el objeto se detecta hacia λ en el mediano y cercano IR). La duración de esta etapa es a lo sumo de 30.000 años.
    Estos objetos tienen un núcleo protoestelar en contracción gravitatoria, pero no es detectable en el IR cercano o mediano. La evidencia de que existe un YSO proviene de detectar flujos bipolares o emisión de continuo en radio, mientras que las observaciones de líneas moleculares permiten conocer los parámetros físicos del gas (temperaturas, masas, densidades y cinemática). El gas molecular se detecta en todas las etapas de formación. En general se realizan observaciones de CO, que es un trazador de Hidrógeno molecular, principal componente del gas molecular.

  3. YSOs Clase I

    El tercer panel muestra que parte de la envoltura de gas y polvo ha desaparacido, aunque la protoestrella aún aumenta su masa acretando material. También están presentes los flujos moleculares aunque ya no son tan colimados. La temperatura del objeto es entre –200 y +300°C, permaneciendo en esta etapa alrededor de 200.000 años. El sector amarillo en la SED de la izquierda del panel corresponde a la emisión de cuerpo negro estelar.
    El objeto ya se detecta en el IR cercano.

  4. YSOs Clases II y III

    El cuarto y quinto paneles muestran las estrellas en su fase de presecuencia principal, que ya se detectan en el rango óptico. El cuarto panel corresponde a las llamadas estrellas T Tauri clásicas, con temperaturas T < 3000°C. Ahora el disco puede ser protoplanetario, en el cual pueden estar dadas las condiciones físicas para la formación de planetas. La duración de esta etapa es un millón de años. Finalmente el quinto panel muestra un disco con los restos del disco de acreción. La estrella es una T Tauri de líneas débiles. Los diagramas a la izquierda de estas fases muestran las SEDs correspondientes, en rojo la emisión del disco de gas y polvo, que va disminuyendo a medida que se disipa el disco, y en amarillo la emisión de cuerpo negro de la estrella.

    Por motivos observacionales el estudio de las estrellas ha ido hacia atrás en su evolución. Se comenzó estudiando las estrellas jóvenes más evolucionadas, que eran brillantes en el visible, luego se continuó con las protoestrellas detectables en el infrarrojo, y por último las protoestrellas más jóvenes y las condensaciones pre-estelares que sólo pueden detectarse en λ milimétricas y submilimétricas (acompañando el desarrollo del instrumental para diferentes rangos espectrales).
    Así, Lada & Wilking (1984) clasificaron los YSOs en base a la pendiente de su SED obtenida entre 2.2 y 25 micras en Clases I, II y III. En 1993, Andre et al. descubrieron los objetos de Clase 0, objetos con emisión intensa en el rango submilimétrico.
    Cuando aparecieron instrumentos para obtener imágenes de la emisión de continuo del polvo en el IR lejano (longitudes de onda mm y sub-mm) como por ejemplo SCUBA (en el JCMT, en Hawai), se comenzó el estudio de las protoestrellas más jóvenes y las condensaciones proto-estelares, por lo que la Clase 0 fue agregada posteriormente

Identificación de YSOs

Los candidatos a YSOs se detectan en las bandas del IR por medio de observaciones con muy buena resolución angular. Hoy en día la búsqueda, identificación y clasificación de los YSOs puede hacerse utilizando los catálogos de fuentes puntuales IR disponibles en Internet. Estos catálogos son los obtenidos por los satélites Spitzer con sus instrumentos IRAC (con observaciones en 3.6, 4.5, 5.8 y 8 micras, con resolución angular θ = 1 arcsec), y MIPS (en 24 micras, θ = 6 arcsec), WISE (en 4.6, 8, 12 y 22 micras, θ = 4 arcsec), MSX (8, 12, 14 y 22 micras, θ = 18 arcsec) y desde tierra el catálogo 2MASS (bandas J,H,K del cercano IR, θ = 2 arcsec).

Todos permiten identificar YSOs utilizando criterios fotométricos y diagramas color-color como los mostrados en la Fig. 3 para datos de Spitzer y la Fig. 4 para datos de 2MASS. El catálogo de fuentes puntuales MSX permite identificar objetos estelares jóvenes masivos (MYSOs).

Figura 3. Diagrama color-color con observaciones de candidatos a YSOs identificados en el catálogo de fuentes puntuales de Spitzer. Se muestra la ubicación de los YSOs Clases I, II y III.
Figura 4. Diagrama color-color con observaciones de candidatos a YSOs identificados en el catálogo de fuentes puntuales de 2MASS. Las dos rectas paralelas corresponden a las rectas de enrojecimiento interestelar, mientras que la recta quebrada delimita la región de los candidatos a YSOs.

Flujos moleculares bipolares

Alrededor de 1950 se descubrieron unas estructuras ópticas caracterizados por tener líneas de baja excitación (Hα entre otras), típicas de gas ionizado. Estos objetos, denominados posteriormente objetos Herbig-Haro en honor de sus dos descubridores resultaron estar ubicados en los extremos de los jets estelares, y marcan la ubicación de la zona de interacción del jet con el gas molecular de los alrededores. En 1980, Snell et al. publicaron el descubrimiento del primer flujo molecular en la nube oscura L1551 detectado en la línea 12CO(1-0) del Monóxido de Carbono (CO), en 2.7 mm, utilizando un radiotelescopio. Basándose en estos datos los autores propusieron que el flujo bipolar es el gas de la nube molecular ambiental que es barrido por un viento estelar rápido colimado por un disco de acreción circunstelar, dando así una explicación a lo que hasta entonces era un enigma. Puede observárselos también en otras líneas moleculares, como Monóxido de Silicio (SiO) que muestra regiones donde actúan frentes de choque, HCO+, y otras.

Figura 5. Esquema con los componentes de un flujo molecular. Los espectros en la parte inferior muestran cómo se identifica el flujo molecular en líneas moleculares, por ejemplo CO. En los espectros, que muestran intensidad (en ordenadas) vs. Velocidad (en absisas), la valocidad aumenta hacia la derecha.

Unos años más tarde los primeros «jets” fueron descubiertos en líneas ópticas y continuo de radio. Estos descubrimientos revelaban la existencia de eyecciones de materia muy energéticas y colimadas en las protoestrellas. Están presentes tanto en protoestrellas de baja masa como de gran masa, aunque el grado de colimación es menor en las protoestrellas masivas y se los encuentra mientras dura la fase de acreción.
Las observaciones de CO de flujos bipolares (un 20% presentan un solo lóbulo) se detectan en los espectros de 12CO, en varias transiciones rotacionales como extensiones de emisión en las alas de los espectros cuando los flujos moleculares y el disco de acreción quedan dentro del haz del radiotelescopio.
Si el radiotelescopio usado permite, en cambio resolverlos, aunque sea mínimamente, se detectan como se muestra en la Figura 5. Los tres espectros de CO corresponden a la zona central con la protoestrella (nótese que el espectro tiene las alas ensanchadas) y el disco de acreción, mientras que el espectro de la izquierda revela el lóbulo que se aleja del observador, dado que la emisión del flujo molecular está corrida hacia el rojo (con velocidades mayores que las del máximo de emisión), y el de la derecha, el lóbulo que se acerca al observador, indicado por la componente de velocidad negativa. Se muestran algunos objetos HH que se encuentran en el interior del lóbulo.

La Fig. 6 muestra el objeto HH 211, muy estudiado, en el que se identifican claramente el disco de acreción en el centro observado en 1.3 mm (1300 micras), los flujos moleculares en 12CO en contornos (se ven los dos lóbulos, con un alto grado de colimación), y los objetos HH en los extremos observados en la línea H2 en 2.12 micras.

Figura 6. Imagen de HH211 mostrando el disco de acreción en el centro en 1.3 mm (1300 micras),los flujos moleculares en CO en contornos y los objetos HH en los extremos observados en la línea a 2.12 micras del H2.

Finalmente, la Fig. 7 corresponde a HH137 (Ferrero et al. 2018, a quien agradezco la modificación en la imagen), un objeto estudiado por nuestro grupo. Las pequeñas emisiones en Hα que muestran las componentes del objeto HH fueron detectados en 1993, mientras que la emisión en verde corresponde a H2 en 2.12 micras y fue obtenida con Gemini-Sur (Chile) y no muestra demasiada correlación con la emisión óptica, lo que no es extraño en estos objetos. La emisión de H2 en 2.12 micras muestra la presencia de material en el que han actuado los frentes de choque.

Figura 7. Observaciones de HH137. Los contornos blancos muestran la emisión del lóbulo que se acerca al observador del flujo molecular en la línea 12CO(3-2). La imagen en verde corresponde a H2 en 2.12 micras, muestra los “knots” de gas chocado detectados con Gemini-Sur. La imagen de fondo muestra la emisión en 4.5 micras de Spitzer que también corresponde a material chocado.

Los contornos blancos muestran el flujo molecular en la línea de 12CO(3-2) (datos obtenidos con el telescopio APEX ubicado en la Puna de Atacama, Chile). En este caso hemos detectado solamente el lóbulo que se acerca al observador. Probablemente el lóbulo que se aleja del observador (correspondiente a HH138) está embebido en el grumo denso y la resolución angular de nuestros datos de CO no es suficiente para identificarlo.

Los flujos bipolares son el mecanismo de dispersión de materia más eficiente durante la fase de protoestrella, y pueden tener un papel decisivo en la determinación de la masa final de la estrella.

Citas bibliográficas

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Notas

  1. El IR cercano corresponde a longitudes de onda entre 1 y 5 micras, el mediano entre 5 y 30 micras, y el lejano es mayor a 30 micras.
  2. El Teorema del Virial permite obtener la Masa virial molecular, que involucra turbulencia. Esta masa se compara con la masa molecular obtenida por otros métodos. Si esta última es mayor que la masa virial el núcleo podrá colapsar dado que la fuerza gravitatoria es mayor que la turbulencia, que la contrarresta.