10 de marzo de 2008

Planetas moldearían a las nebulosas planetarias

Imagen: E. Blackman et al. (U. Rochester)

Astrónomos de la Universidad de Rochester, hogar de uno de los mayores grupos de especialistas del mundo en nebulosas planetarias, han anunciado que estrellas de baja masa y quizás incluso planetas del tamaño de Júpiter pueden ser los responsables de crear algunos de los objetos más sorprendentes del cielo.

La noticia es irónica dado que el nombre de nebulosa "planetaria" siempre se pensó como incorrecto. Cuando estos objetos se descubrieron, hace 300 años, los astrónomos no podían decir qué eran y los nombraron así por su semejanza con el planeta Urano. Pero, a mediados del siglo XIX, los astrónomos se dieron cuenta que estos objetos eran, en realidad, grandes nubes de polvo emitidas por estrellas moribundas.

Ahora, los investigadores de Rochester han encontrado que planetas o estrellas de baja masa orbitando a estas viejas estrellas puede ser cruciales para la creación de la fantástica apariencia de estas nebulosas.

En un nuevo artículo en el Astrophysical Journal Letters, y en recientes trabajos publicados en el Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, un grupo de astrónomos dirigidos por Eric Blackman, profesor de Física y Astronomía en la Universidad de Rochester, estudió las consecuencias de una estrella moribunda que poseyese una compañera orbitándola.

"Pocos investigadores han explorado cómo algo tan pequeño como una estrella de masa muy baja, una enana marrón, o, inclusive, un planeta masivo, puede producir distintos tipos de nebulosas y también cambiar la composición química del polvo alrededor de estas estrellas evolucionadas", dice Blackman. "Si bien las compañeras pueden ser pequeñas, son importantes debido a que las estrellas de baja masa y los planetas masivos son bastante comunes y podrían andar un largo camino hacia la explicación de las variadas formas del polvo que vemos alrededor de estas estrellas evolucionadas".

La mayoría de las estrellas de tamaño medio, tales como el Sol, terminarán sus vidas como nebulosas planetarias, dice Blackman. La etapa dura apenas varias decenas de miles de años - un parpadeo para las estrellas que normalmente viven diez mil millones - por lo que es una visión relativamente rara. De los 200 mil millones de estrellas de nuestra galaxia, sólo aproximadamente 1500 han sido identificadas, hasta ahora, en la etapa de nebulosa planetaria.

A medida que la estrella comienza a agotar su combustible al final de su vida, su núcleo se contrae y su envoltura se expande, arrojando finalmente sus capas más externas a millones de kilómetros, en el espacio. Blackman dice que una de cada cinco veces, esta envoltura se mantiene aproximadamente esférica conforme se expande, pero mucho más frecuentemente esta envoltura se contorsiona y alarga en nuevas y fantásticas formas.

El trabajo del equipo de Rochester exploró el rol de las compañeras de baja masa en dar forma a las estrellas de nebulosas planetarias, tanto cuando la compañera está en una órbita grande y sólo interactúa con los límites exteriores de la envoltura, como cuando la compañera está en una órbita muy cerrada y tan cerca de la estrella evolucionada que está completamente absorbida por la envoltura.

Blackman, junto con el investigador pos-doctoral Richard Edgar, el estudiante graduado Jason Nordhaus y el profesor de Astrofísica Adam Frank, demostraron que, en el caso en que un planeta o una estrella compañera están en una órbita amplia, la gravedad del objeto comienza a arrastrar parte del material de la envoltura con él. El material de la envoltura - esencialmente una mezcla delgada de polvo y gas - se comprime en ondas espirales radiando desde la estrella central como una rueda de carro retorcida, dice Blackman. El polvo y el gas se comprimen más y más en estas ondas espirales hasta que alcanzan el máximo, de la misma forma que las olas rompen en una playa. Finalmente, se forma un toroide de polvo alrededor de la estrella en la sección central, bloqueando, probablemente, gran parte de la envoltura en expansión como un cinturón alrededor de un globo inflado. Con el tiempo, tal expansión restringida lleva a sorprendentes formas, como la que vemos en la nebulosa adecuadamente nombrada como Nebulosa Dumbbell, que en inglés significa "mancuerna".

"Originalmente, nos dispusimos sólo a modelar la geometría de la envoltura bajo la influencia de una compañera en un sistema binario", dice Blackman, "pero Richard Edgar descubrió que conforme se rompían las ondas espirales, liberaban su energía comprimida en un estallido de calor, suficiente para fundir el polvo en glóbulos líquidos". Los glóbulos se enfrían con bastante lentitud como para dar a las moléculas tiempo a alinearse en estructuras cristalinas. Blackman dice que el trabajo del equipo demuestra cómo un toroide, alrededor de la estrella, podría originar ciertos tipos de formas en las nebulosas planetarias, pero también sugiere una respuesta a por qué los astrónomos han detectado la desconcertante marca del polvo cristalizado alrededor de estrellas evolucionadas antes que la nebulosa se formase.

En el caso de un planeta orbitando muy cerca de la estrella primaria que se ve absorbido por la envoltura, se necesita un nuevo modelo. Nordhaus y Blackman modelaron lo que podría pasar cuando la envoltura frena a la estrella de masa baja o al planeta masivo compañero, y encontraron que es posible que tenga lugar uno de estos tres resultados.

Primero, cuando la compañera atraviesa el material de la envoltura, puede hacer girar la envoltura tan rápidamente que el material es expulsado, deformándose en un gran disco o toroide alrededor del ecuador de la estrella.

Una segunda posibilidad es que la compañera haga girar la envoltura más suavemente. Esto provoca que las regiones internas de la envoltura giren alrededor de la estrella central más rápidamente que el material de la envoltura exterior. Esta diferencia en la velocidad de las rotaciones, combinado con la convección del material en la envoltura, alarga y aumenta los campos magnéticos de la estrella. Los campos magnéticos alargados pueden actuar como un resorte gigante, eyectando material fuera de los polos de la estrella, como chorros.

El tercer resultado ve a la propia compañera expulsando los chorros de la estrella, dice Blackman. Este escenario se aplica cuando la compañera es una estrella de masa extremadamente baja o un planeta masivo que es demasiado pequeño para eyectar la envoltura antes de caer hacia su violento destino. La intensa gravedad del progenitor puede triturar al planeta conforme su órbita va haciéndose más estrecha, finalmente destrozando el planeta y arrojándolo a un disco de restos alrededor de la estrella. Este disco es muy turbulento y sus distintas partes orbitan a diferentes velocidades, generando una dínamo magnética que puede arrojar de nuevo el material desde los polos de la estrella, a tremendas velocidades. Al contrario que en los escenarios previos, no obstante, Blackman dice que el material disparado desde estos chorros incluiría los restos del propio planeta o estrella compañeros.

El equipo de Rochester está calculando ahora la dinámica de la relación binaria y las características de las dínamos magnéticas, con mayor precisión. Espera comprender mejor cómo estas dínamos podrían facilitar la mezcla y el transporte de distintos elementos dentro de la nebulosa para producir las distintas marcas químicas que los astrónomos han detectado en la nebulosa planetaria.

(jg)(mg)

Más información en:
http://www.rochester.edu/