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Repentino evento de acreción en un sistema protoestelar masivo

Uno de los principales retos de la astrofísica estelar desde ambos puntos de vista, teórico y observacional, es entender el proceso de formación de estrellas masivas (masa > 8 Masas solares). Los protocúmulos masivos (el conjunto de tres o más sistemas en proceso de formación) son un laboratorio importante para el estudio de los procesos involucrados en la formación y naturaleza física de los objetos protoestelares (estrellas en las primeras fases de su vida antes de comenzar el quemado del hidrógeno en su núcleo) embebidos en ellos. Una de las principales características de los protocúmulos es que se encuentran sumergidos en nubes de alta densidad de gas y polvo, por lo que utilizar longitudes de onda infrarrojas y submilimétricas/milimétricas es crucial para su estudio. En este rango de longitud de onda es posible penetrar la alta densidad de polvo que envuelve el protocúmulo y así proporcionar pistas acerca de los mecanismos de acreción que producen las estrellas masivas.

La nebulosa de la Pata de Gato (NGC 6334) es una región de formación estelar. Crédito: ESO.

En el artículo de hoy, se presenta el estudio del protocúmulo estelar NGC 6334I, el cual forma parte de la región de formación estelar galáctica conocida como la nebulosa de La Pata de Gato, Figura 1, (recientemente ESO observó esta nebulosa con una resolución extraordinaria jamás antes tomada, ¡cuidado! no intentes descargar la imagen ya que pesa 5.4 Gb, te dejo una liga que ESO proporciona para ver la imagen de una mánera fácil: Nebulosa de la Pata de Gato). Previas observaciones con el arreglo de radiotelescopios SMA a 1.3 mm resolvieron a NGC 6334I en cuatro componentes: una región H II ultra compacta (MM3), dos núcleos calientes ricos en líneas (MM1 y MM2) y un núcleo de polvo (MM4); siendo MM1 el miembro dominante del protocúmulo y de vital importancia para este estudio. 

El interés en este objeto se origina a partir de observaciones posteriores (de este grupo de astrónomos) utilizando el arreglo de radios telescopios ALMA donde se reportó una anomalía en la pendiente de su distribución espectral de energía (la variación del flujo a diferentes longitudes de onda) de este objeto para la emisión de 1.5 cm a 1.3 mm, en las diferentes componentes asociadas a la región MM1.

La idea principal de este artículo es comparar observaciones realizadas por los autores en dos ciclos diferentes con ALMA (2015 y 2016) a 1.3 y 0.87 mm con viejas observaciones obtenidas 7 años antes con el arreglo de radiotelescopios SMA a 1.3 y 0.87 mm. NGC 6334I ha sido parte de un programa de monitoreo de emisión máser, llevado a cabo en HartRAO, por lo que en este estudio se utilizan estos datos para el análisis de MM1.

Evidencia observacional

Para poder comparar las diferentes observaciones de ambos radiotelescopios se realizó la convolución de las imágenes de ALMA a la resolución de las Imágenes de SMA. Este proceso se muestra en la Figura 2 (panel superior 1.3 mm y panel inferior 0.87 mm) para los diferentes ciclos de observación con ALMA junto con las observaciones de SMA. Lo que se obtuvo en ambos casos es que el resultado de la convolución de ambas imágenes (panel c) muestra una significativa diferencia en la morfología de MM1 y la densidad de flujo total (intensidad de energía emitida por una fuente astronómica), mientras que las otras componentes que alberga este protocúmulo permanecen constantes (MM2 siendo un sistema con características parecidas a MM1 no muestra tales diferencias). Para descartar los efectos de muestreo de cada radiotelescopio individual, los astrónomos realizaron simulaciones para reproducir cómo se vería si SMA hubiera observado al mismo tiempo que ALMA (considerando algunas de las características de las observaciones realizadas con ALMA actuales y de las de SMA en 2008). La imagen resultante de las simulaciones (panel d) demuestra que SMA hubiera visto el mismo comportamiento en MM1 si hubiera observado simultáneamente con ALMA. El exceso obtenido de la densidad de flujo al restar la imagen simulada de SMA 2015 y las observaciones de SMA en 2008 concluyen que MM1 tuvo un destello a 1.33 mm durante el intervalo de 7 años entre las observaciones. Este resultado explica la dramática diferencia de flujo de 1.5 cm a 1.3 mm mencionada anteriormente.

Figura 2. Panel superior: a) observaciones de 2015 de ALMA a 1.3 mm, b) observaciones en 2008 de SMA a 1.3 mm, c) imagen de ALMA convulucionada a la resolución de SMA, d) simulación utilizando las propiedades del panel a) y b) y e) exceso de flujo de restar panel b) del d). Panel inferior: lo mismo pero para las imágenes de 0.87 mm. Figuras 1 y 2 del artículo original.

Observaciones previas sugieren que MM1 es un núcleo que contiene múltiples protoestrellas masivas en proceso de acreción (acumulación de materia). Sin embargo, analizando el exceso en flujo de la imagen de más alta resolución a 0.87 mm (Fig 3 panel superior) muestra que la componente principal MM1B, tiene emisión extendida y elongada consistente con la morfología de las otras subcomponentes de MM1 (A, C, D y G). Esto sugiere que estas cinco regiones podrían pertenecer a un mismo sistema y no a protoestrellas individuales según lo reportando anteriormente.

Figura 3. Panel superior: imagen del exceso de emisión a 0.87 mm de MM1. Los símbolos (+) representan la emisión máser de agua y en contornos emisión a 7 mm de observaciones con el VLA. Las letras marcan las componentes a 1.3 mm modeladas en Brogan et al. (2016). Panel inferior: curvas de luz de la emisión máser de la intensidad total del metanol (cuadrados rojos) y el agua (cuadrados azules). Figuras 3 y 4 del artículo original.

Las observaciones de emisión máser de agua (H2O) y metanol (CH3OH) en el protocúmulo de NGC6334I mostraron que a mediados de 2015 ambas emisiones máser presentaron un destello en su curva luz (la variación de la intensidad respecto al tiempo); curiosamente, las observaciones de ALMA fueron tomadas en este periodo. El destello observado en el panel inferior de la Figura 3, sugiere que una gran cantidad de fotones infrarrojos fueron emitidos en el sistema y excitaron las moléculas causantes de la emisión máser, este resultado sugiere la presencia de un disco de acreción (como dato extra, los diferentes tiempos en que fueron lanzados los destellos proporcionan información acerca de del tamaño de la región de emisión). Asumiendo que la emisión a 0.87 mm comenzó de forma simultánea con los destellos de emisión máser, esto implica un incremento de 70 veces la luminosidad inicial de MM1.

El estudio realizado en el protocúmulo NGC 6334I, en especial en MM1, proporciona evidencia de un repentino evento de acreación (un fenómeno cada vez más aceptado como esencial en el proceso de formación de estrellas de baja masa) y además sugiere que las subcomponentes en MM1 podrían interpretarse como grumos de un disco fragmentado calentado por el mecanismo de acreción y no como protoestrellas individuales, sin embargo, este escenario es un tanto incierto con los datos presentados en este artículo.

Este análisis proporciona una gran oportunidad de explorar y analizar el impacto de la acreción en protoestrellas masivas y entender el proceso de formación de estos objetos por varios años. Por último, los autores mencionan que tienen observaciones de más alta resolución de ALMA que serán utilizadas en un nuevo estudio, lo que puede ayudar a aclarar la naturaleza de las subcomponentes en MM1.

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