El polvo no sigue al gas

Título: The Fundamentally Different Dynamics of Dust and Gas in Molecular Clouds
Autores: Philip F. Hopkins & Hyunseok Lee
Institución del primer autor: Caltech
Status: Submitted to MNRAS
Astrobite original: Dust Does Not Follow Gas, por Jesse Feddersen

No solo una molestia

El polvo cósmico, motas hechas de elementos como carbono y silicio, se forma durante la dramática muerte de las estrellas, y es ubicuo en las galaxias. Eso puede parecer glamoroso, pero sólo mencionarle el polvo a un(a) astrónomo/a le puede causar dolor de cabeza. El polvo puede ser una molestia para los astrónomos. Si vives en un lugar muy oscuro, ves la Vía Lactea durante la noche. Esa franja oscura que pasa por el medio es el polvo, y oscurece nuestra vista de las estrellas y gas de la Galaxia. El polvo también causa la polarización de las ondas radio y enmascara la evidencia de la inflación cósmica – por lo que terminó con la alegría de unos cosmólogos encaminados a ganar el premio Nobel.

Pero el polvo no es solo una molestia. Alrededor de las estrellas recién nacidas, los granos de polvo chocan entre ellos y se pueden pegar, creciendo cada vez más grandes, hasta que finalmente se forman las semillas de los planetas. Además, el polvo está compuesto por los materiales mas pesados de nuestra galaxia, que contiene sobre todo hidrógeno y el helio. En una región con mucho polvo, los elementos pueden contaminar las estrellas y afectar cómo se ven y cómo se desarrollan sus vidas. Para corregir las observaciones de la presencia del polvo, así como hacer predicciones sobre la formación de planetas y estrellas, tenemos que entender cómo se comporta el polvo, estos elementos pesados.

La publicación de hoy investiga la evolución del polvo en simulaciones de nubes de gas molecular. Los autores muestran que el polvo se comporta de maneras distintas que el gas en las nubes, lo cual tiene implicaciones importantes para el crecimiento del polvo y la formación de planetas y estrellas.

Cómo simular una nube de polvo molecular

Parecido a la crema en su café en la mañana, el gas molecular en nubes como Orión es turbulento. Entonces, los autores empiezan con una nube simulada de gas molecular, y lo revuelven para crear la turbulencia. Para investigar el efecto del movimiento del gas en el polvo de la nube, los autores también simularon las partículas de polvo. Las partículas simuladas tenían un tamaño desde 0.001 a 1 micrón, o aproximadamente desde el ancho de ADN al tamaño de una bacteria típica.

Las partículas de polvo sienten una fuerza de arrastre a medida que avanzan a través del gas. Esto se ve en la figura 1, la cual muestra la estructura filamentosa del gas y polvo. El panel interior muestra que el polvo tiene una estructura muy diferente a escalas más pequeñas. El polvo traza detalles mucho más finas en comparación al gas, y algunos de los filamentos de polvo no tienen contrapartidas en el gas.

Figura 1. Gas y polvo en una instantánea de una nube molecular simulada. El gas está mostrado en colores desde azul (menos denso) a rojo (más denso). Las partículas se muestran como puntos negros. En el caja con medidas 2.5 pc x 2.5 pc (izquierda), el polvo parece trazar el gas. En escalas más pequeñas (derecha), el polvo forma estructuras más finas que el gas, y algunos de los filamentos de polvo no tienen un filamento de gas asociado (Figura 1 del artículo).

El polvo no sigue al gas

La figura 2 muestra los efectos del tamaño del grano de polvo en la simulación. Los granos grandes están menos afectados por el gas. La figura 3 muestra cómo los granos de polvo de tamaños distintos se forman estructuras en diferentes escalas en las simulaciones. Los granos de polvo más grandes están distribuidos uniformemente, mientras que los granos más pequeños siguen la distribución del gas. Los granos del tamaño intermedio demuestran la estructura más pequeña. En estas figuras, los granos de mayor tamaño se indican mediante valores de alfa grandes.

En las nubes moleculares de verdad, esperamos una gran variedad de tamaños de granos de polvo. Por lo que las diferentes partes de la nube tendrán una distribución distinta de tamaños de los granos. La variedad de la densidad del polvo en las nubes así como la dependencia del tamaño del grano de polvo tienen implicaciones importantes para la formación de estrellas y planetas.

Algunas implicaciones

El polvo es una molestia porque absorbe y cambia el color de luz de las estrellas detrás de él. La gran variedad de densidad significa que más o menos luz será absorbida en diferentes direcciones. Granos de polvo de diferentes tamaños afectan a luz de forma diferente, por lo que la dependencia de tamaño de grano mostrada en figura 2 también tendrá un impacto en la cantidad de luz absorbida en diferentes partes de la nube.

Los granos de polvo pueden crecer en tamaño a través de colisiones con sus vecinos. El crecimiento de granos provee las semillas para formar planetas, por lo que la mayor densidad de polvo en los filamentos (mostrada en figuras 1 y 2) puede cambiar las condiciones iniciales de formación planetaria alrededor de estrellas en estas regiones.

Las estrellas se forman a partir del colapso de las regiones de mayor densidad en una nube molecular. El polvo en estas regiones también caerá con el gas. Las estrellas que se forman en el área de un filamento delgado de polvo van a tener una abundancia alta de elementos pesados, debido al polvo extra. La abundancia de elementos pesados puede tener un gran impacto en la evolución seguida por esas estrellas.

El resultado principal de esta investigación es que el polvo forma naturalmente estructuras muy diferentes a las del gas en una simulación de una nube molecular, debido a la fuerza de arrastre que sufren las partículas solidas incluidas en el flujo de gas. El tamaño de granos de polvo juega un papel importante en determinar la agrupación de este polvo. Las implicaciones de este fenómeno para el crecimiento del polvo, la formación de planetas y estrellas se investigarán en nuevas simulaciones específicas para estudiar tales procesos.

Figura 2. Gas y polvo (parecido a la figura 1), con los 3 paneles mostrando simulaciones de diferentes tamaños de granos de polvo. Los granos más pequeños (arriba) siguen el gas de manera más parecida que los granos más grandes (abajo) (Figura 2 del artículo).

Figura 3. La agrupación del polvo con un rango de tamaños físicos en la nube molecular simulada. Elige un grano de polvo al azar en la figura 1 o 2. El eje-y muestra la densidad media del polvo dentro de una distancia ( r) del grano original. El eje-x muestra la variación en tamaño físico, desde los tamaños más pequeños (izquierda) al tamaño de la caja de la simulación (derecha). Las diferentes líneas representan un rango de tamaños de granos, desde pequeño (negro) a grande (rojo). La línea discontinua muestra la agrupación del gas. Todos los tamaños del polvo siguen el gas a las escalas más grandes (derecha de la figura). Los granos grandes (rojo) tienen una densidad casi uniforme, representada por la curva (casi) plana. Los granos pequeños (negro) siguen el gas en todas las escalas salvo a pequeñas escalas, mientras que los granos intermedios (azul y amarillo) muestran más agrupación en escalas pequeñas. También se ve los granos intermedios en los filamentos delgados de polvo en figuras 1 y 2 (Figura 8 del artículo).