El nacimiento de estrellas trillizas observado con ALMA

• Título: A triple protostar system formed via fragmentation of a gravitationally unstable disk
• Autores: Tobin, John J.; Kratter, Kaitlin M.; Persson, Magnus V.; Looney, Leslie W.; Dunham, Michael M.; Segura-Cox, Dominique; Li, Zhi-Yun; Chandler, Claire J.; Sadavoy, Sarah I.; Harris, Robert J.; Melis, Carl; Pérez, Laura M.
• Institución del primer autor: Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma, 440 W.
  Brooks Street, Norman, OK 73019, USA
• Estado: Publicado en Nature

Aunque las estrellas que aparecen en el cielo nocturno se ven comos puntos sencillos, redondos, y blancos, al verlas con binoculares o un telescopio uno empieza a darse cuenta que son mucho mas complejas. Con un instrumento óptico adecuado uno no se demora mucho en encontrar una estrella que tiene una vecina cercana.  Los sistemas de dos (o más) estrellas que orbitan entre ellos debido su atracción gravitacional se llaman estrellas binarias (o estrellas multiples, si son más de dos).  La mitad de las estrellas tienen al menos una estrella compañera, es decir sistemas multiples son un resultado común del proceso de formación estelar.

Figura 1: La formación de una estrella sigue estas 4 etapas, explicadas en el texto.  Imagen: http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion/art-difu-17.htm

Los autores de la publicación de hoy buscaron las primeras etapas de la formación de sistemas multiples.  Para entender la formación de estos sistemas primero debemos revisar la formación estelar más general (ver la Figura 1).  Una estrella se forma dentro de una nube de gas molecular, donde el gas más denso se colapsa (etapa 1 en la figura) para formar un disco circumestelar de acreción (2), cuya masa puede caer a la estrella mientras otra parte del gas es expulsada de la nube mediante jets.  Otro resultado es un disco protoplanetario (3), donde se forman los planetas que luego habitan un sistema solar (4).

Ahora, imaginen que en el colapso no se forma una sola estrella si no que dos o tres, o aun más. ¿Cómo sucede eso? Las teorías de la formación multiple predicen que hay dos posibilidades, que se distinguen por la escala (o el tamaño) del efecto:

1. Escala grande — Fragmentación del gas denso debido a turbulencias en la nube molecular.
2. Escala pequeña — Fragmentación del disco circumestelar debido a inestabilidades gravitacionales.

La primera posibilidad fue comprobada hace un año por el equipo de Piñeda et al. (2015), quienes observaron con el Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) un sistema protoestelar con cuatro miembros jóvenes en Perseus.  Concluyeron que es probable que este sistema formará un sistema binario con una distancia entre las estrellas mayor a 1000 unidades astronómicos (una unidad astronómica — o un AU — es la distancia de la Tierra al Sol), mientras los otros dos miembros fueron expulsados del sistema.  La distancia del 1000 AU entre el sistema binario representa la opción 1 arriba, el resultado de turbulencia en la nube molecular.

La segunda posibilidad es aun más desafiante de observar, porque es necesario distinguir estructuras minúsculas dentro de un disco protoestelar.  El equipo de Tobin et al. (2016) usó el Atacama Large Millimeter Array (ALMA) en el norte de Chile para observar otro sistema protoestelar — que se llama L118 IRS3B, también en Perseus — con una sensibilidad 10 veces mejor y una resolución 2 veces mejor que la obtenida en ocasiones pasadas.  Se presentó la primera observación directa de la opción 2 (ver la Figura 2).

Figura 2: El sistema L1448 IRS3B observado por Tobin et al. ALMA tiene como meta la investigación de la formación estelar y planetaria. Imagen: Bill Saxton, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NRAO/AUI/NSF

La evidencia morfológica indica que lo más probable es que el sistema se formó por la inestabilidad gravitacional del disco: una configuración jerárquica y una forma espiral del disco.  Pero la última prueba fue el calculo del parámetro Toomre Q.  En la astrofísica, este parámetro mide la estabilidad de un sistema, específicamente un disco en rotación.  En el caso de L1448 IRS3B, su parámetro Toomre Q es consistente con un sistema inestable entre radio de 150 AU a 320 AU, justo donde se encuentra la protoestrella (a la izquierda en la figura), a una distancia de 183 AU del otro par de estrellas (a la derecha), con una separación menor (de 61 AU).

¿Cuán común es la formación de sistemas multiples a través de las opciones 1 y 2, ambas probadas tanto por la teoría como las observaciones?  Ahora será necesario seguir observando diversos sistemas, aprovechando el poder de nuevos observatorios como ALMA.  Lo sorprendente de este estudio es que los sistemas multiples pueden tomar forma muy temprano, a lo mejor dentro de los primeros 150,000 años en el caso presente.   Aunque miles de años puede parecer mucho, es un momento corto en comparación con los millones (o más) de años de vida de las estrellas.  La búsqueda de más ejemplares jóvenes sigue.

Figura 3: Una muestra artística de la formación protoestelar a través del colapso del gas, y el resultado del sistema de 3 protoestrellas, con flechas para indicar su rotación. Imagen: Bill Saxton, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NRAO/AUI/NSF

¿Quiere saber más?

Ver también el comunicado de prensa de ALMA (en español): Joven sistema de estrellas vecinas sorprendido en plena formación 

Otro resumen (en inglés, escrito en paralelo pero no como traducción) en Astrobites: Unstable Birthplace – A Great Location for Forming Stellar Siblings