29 de enero de 2008

Decodifican el entorno íntimo de una estrella en maduración

Imagen: S. Guisard

Usando el Interferómetro VLT de la organización Observatorio Europeo Austral (ESO), los astrónomos han sondeado el interior del disco de material que rodea a un joven objeto estelar, percibiendo la forma en que gana masa antes de convertirse en adulto.

Los astrónomos habían realizado una vista próxima del objeto conocido como MWC 147, situado a unos 2600 años luz de la Tierra en la dirección de la constelación de Monoceros, el Unicornio. MWC 147 pertenece a la familia de objeto Herbig Ae/Be. Éstos tienen unas pocas veces la masa del Sol y aún están formándose, aumentando su masa por la deglución de material presente en el disco que los rodea.

MWC 147 tiene menos de medio millón de años de antigüedad. Si asociamos la mediana edad de 4.600 millones de años del Sol, con una persona de unos 40 años, MWC 147 sería un bebé de 1 día de nacido.

La morfología del ambiente interior de estas estrellas jóvenes es, sin embargo, un motivo de debate y su conocimiento es importante para comprender mejor cómo se forman las estrellas y su cortejo de planetas.

Los astrónomos Stefan Kraus, Thomas Preibisch y Keiichi Ohnaka han utilizado las cuatro unidades de 8,2 m del telescopio VLT de ESO con este fin, combinando la luz de dos o tres telescopios con los instrumentos MIDI y AMBER.

"Con nuestras observaciones de VLTI / MIDI y VLTI / AMBER de MWC147, combinamos, por primera vez, observaciones interferométricas en el infrarrojo cercano y medio de una estrella Herbig Ae/Be, proveyendo una medida del tamaño del disco a través de una amplia gama de longitud de onda", dijo Stefan Kraus, el autor líder del trabajo que informa los resultados. "Los regímenes de diferentes longitudes de onda trazan las temperaturas, lo que nos permite sondear la geometría del disco en la menor escala, pero también restringir la forma en que la temperatura cambia con la distancia a la estrella."

Las observaciones en infrarrojo cercano sondean el material caliente, con temperaturas de hasta unos pocos miles de grados, en las regiones más profundas del disco; mientras que las observaciones en infrarrojo medio trazan el polvo más frío más afuera en el disco.

Las observaciones muestran que los cambios de temperatura con el radio son mucho más abruptos que la que estaba previsto por los modelos actualmente más favorecidos, lo que indica que la mayor parte del infrarrojo cercano surge de las emisiones de material caliente situado muy cerca de la estrella, es decir, dentro de una o dos veces la distancia Tierra-Sol (1-2 UA). Esto también implica que el polvo no puede existir tan cerca de la estrella, ya que la fuerte energía irradiada por la estrella se calienta y, en definitiva, destruye los granos de polvo.

"Hemos realizado simulaciones numéricas detalladas para entender estas observaciones y llegamos a la conclusión que observamos no sólo la parte exterior del disco de polvo, sino que también medimos una fuerte emisión de gases calientes en el interior del disco gaseoso. Esto indica que el disco no es pasivo, simplemente reprocesando la luz de la estrella", explicó Kraus. "En lugar de ello, el disco está activo y vemos el material, que es transportado desde la parte exterior del disco hacia la estrella en formación".

El modelo que mejor se ajusta es el de un disco que se extiende más allá de 100 UA, con la estrella aumentando su masa con una tasa de siete millonésimas de masa solar por año.

"Nuestro estudio demuestra el poder del interferómetro VLTI de ESO para sondear la estructura interna de los discos alrededor de las estrellas jóvenes y para revelar cómo las estrellas alcanzan su masa final", dijo Stefan Kraus.

Los autores comunican sus resultados en un trabajo que aparecerá en The Astrophysical Journal, intitulado "Detection of an inner gaseous component in a Herbig Be star accretion disk: Near- and mid-infrared spectro-interferometry and radiative transfer modeling of MWC 147", por Stefan Kraus, Thomas Preibisch, Keichii Ohnaka.

(jg) (mg)

Más información en:
http://www.eso.org/