Nuevas imágenes del telescopio japonés Subaru muestran cómo una joven estrella cercana terminó su infancia rápidamente. La brecha se encuentra aproximadamente a la misma distancia de la estrella que la órbita de Saturno, y brinda evidencia adicional a las teorías sobre cómo evolucionan los discos de material alrededor de estrellas jóvenes.
Al acercarse a una joven estrella cercana llamada HD 141569A, los astrónomos del Observatorio Astronómico Nacional de Japón y el Instituto Max Planck de Astronomía utilizaron el telescopio Subaru en Mauna Kea, Hawai, para descubrir un agujero en un disco de gas y polvo que rodea la estrella. La existencia de esta gran brecha, que es aproximadamente del tamaño de la órbita de Saturno, respalda la teoría de que esta joven estrella terminó su infancia abruptamente, ionizando y alejando el gas en el disco del que nació.
El equipo, dirigido por el Dr. Miwa Goto y el profesor Tomonori Usuda, aprovechó la excelente resolución espacial alcanzada por el sistema de óptica adaptativa y la cámara infrarroja y el espectrógrafo (IRCS) en Subaru, para resolver la parte más interna del disco alrededor de HD 141569A en Líneas de emisión de monóxido de carbono en la parte infrarroja del espectro electromagnético. Se sabía que el disco existía de estudios previos del polvo alrededor de la estrella. Al estudiar el gas, el nuevo estudio determinó con éxito el tamaño de la limpieza interna del disco.
La emisión de monóxido de carbono (CO) en el disco que rodea HD 141569A, que se encuentra a unos 320 años luz de la Tierra, se extiende a una distancia cincuenta veces mayor que la órbita de la Tierra. (La distancia entre la Tierra y el Sol se llama unidad astronómica. En nuestro sistema solar, el radio orbital de Neptuno es de aproximadamente 30 UA). Gradualmente se vuelve más fuerte hacia la parte interna más cercana a la estrella. La emisión alcanza un máximo de alrededor de 15 UA, luego disminuye a la estrella central. "Ahora sabemos que queda poco gas en las 11 UA internas del disco", dijo Usuda. "En otras palabras, HD 141569A ha desarrollado completamente un agujero en el centro de su disco de gas molecular más grande que el tamaño de la órbita de Saturno".
"El tamaño del agujero es muy significativo", dijo Goto, "porque limita las posibilidades de cómo llegó a ser el agujero en primer lugar".
Teóricamente, un disco circunestelar podría tener una cavidad interna creada por el cierre de líneas en la magnetosfera de la estrella, que cortaría el disco. Esto se llama truncamiento magnetosférico y podría explicar por qué hay una brecha en el polvo. Sin embargo, el tamaño del truncamiento debe ser mucho más pequeño, tan pequeño como una centésima parte de una unidad astronómica, o aproximadamente el tamaño de la estrella misma, por lo que esto no puede explicar la observación actual.
La destrucción del polvo por la radiación de la estrella en un proceso llamado sublimación también podría producir un agujero interno en un disco. Nuevamente, el radio esperado de dicha actividad es demasiado pequeño, aproximadamente una décima parte del radio orbital de la Tierra, para dar cuenta de la cavidad central de HD 141569A.
La mejor explicación para el tamaño de la cavidad central de HD 141569A proviene del hecho de que corresponde al radio gravitacional de la estrella. Este es el radio donde la velocidad del sonido del gas ionizado que fluye desde la estrella es igual a la velocidad de escape de la estrella. En otras palabras, el gas fuera del radio gravitacional puede escapar libremente del sistema una vez que se ioniza. El gas en el disco es más denso en el radio gravitacional y recibe más radiación de la estrella central que la parte externa. La pérdida de masa del disco por foto-evaporación es, por lo tanto, más eficiente en el radio gravitacional.
La escala de tamaño similar de la cavidad interna del disco HD 141569A y su radio gravitacional, alrededor de 18 unidades astronómicas, indica que la apertura se realiza por foto-evaporación, gas ionizado y alejado. También muestra que, en general, la foto-evaporación es realmente efectiva para eliminar un disco alrededor de una estrella joven, incluso si otros procesos también pueden estar presentes (como la acumulación de material en grupos llamados acreción viscosa).
Esta imagen teórica no es nueva, pero la observación actual es la primera que ofrece evidencia clara para apoyar esta teoría. En esta imagen, los discos circunestelares no se evaporan lentamente de las regiones inmediatamente adyacentes a la estrella central. En cambio, un agujero tan grande como el radio gravitacional de la estrella aparece más o menos abruptamente, y luego crece hasta que el disco y el potencial para formar planetas desaparecen.
El papel de un disco circunestelar
Una estrella nace cuando el gas se acumula dentro de una nube molecular. El gas está principalmente en forma de hidrógeno molecular. Debido a que el gas tiene un momento angular, no puede aterrizar directamente sobre la superficie de una estrella. En cambio, forma una estructura delgada, similar a un disco, alrededor de una estrella, y lentamente pierde impulso a medida que orbita alrededor de la estrella y de esta manera la estrella puede finalmente atraerla. Sin ese "disco circunestelar", una estrella no podría recoger masa de su nube de nacimiento
Más allá de su función como suministro de gas para la formación de estrellas, un disco circunestelar también proporciona materia prima para los planetas. El material sobrante de la formación estelar se pega gradualmente, formando guijarros y rocas. Estos se juntan para formar cuerpos aún más grandes, como los planetesimales de 100 metros de ancho. Todo este material continúa girando alrededor de la estrella mientras crece en cuerpos cada vez más grandes. Eventualmente, si las condiciones son correctas, este proceso de acumulación produce un planeta rocoso similar a la Tierra.
Estudios observacionales recientes de discos circunestelares han estado aprovechando la emisión térmica y la luz dispersa del material sólido en los discos. Sin embargo, en las primeras épocas de la existencia de un disco, estos sólidos solo comprenden aproximadamente el uno por ciento de la masa total del disco. El resto todavía está en fase gaseosa, y principalmente en forma molecular (como el monóxido de carbono). Mirar un disco y estudiar su componente de monóxido de carbono en lugar de sus granos de polvo, significa que estamos mirando el disco de gas, que es el componente principal del disco.
Un disco circunestelar solo existe por un corto tiempo mientras su estrella central recoge gas de él. Para comprender cómo evoluciona un disco, imagine que toda la vida de la estrella fue de solo cien años. El disco circunestelar solo existiría de tres días a un mes antes de que se disipe por completo. Una estrella solo tiene una oportunidad de formar un sistema planetario durante la vida relativamente corta de su disco circunestelar. Si la radiación ionizante de la estrella evita que el disco de polvo se acumule en los planetas antes de que se disipe, entonces la oportunidad de la estrella de convertirse en el centro de un sistema solar se pierde para siempre. Cuándo y cómo se disipa un disco, por lo tanto, tiene consecuencias directas para la posibilidad de formación planetaria.
Estos resultados se publicarán en el Astrophysical Journal a fines de 2006 o principios de 2007.
Título del trabajo de investigación: Borde interno de un disco molecular resuelto espacialmente en líneas de emisión de CO infrarrojas, M. Goto, T. Usuda, C. P. Dullemond, Th. Henning, H. Linz, B. Stecklum y H. Suto
El Grupo de Investigación: Miwa Goto (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania) Tomonori Usuda (Telescopio Subaru, NAOJ) C. P Dullemong (MPIA) Th. Henning (MPIA) H. Linz (MPIA) B. Stecklum (MPIA) Hiroshi Suto (NAOJ)
Fuente original: Comunicado de prensa de Subaru
