Aumentando el detalle conocido de los discos proto-estelares

Título del artículo original: Vertical Structure of the Transition Zone from Infalling Rotating Envelope to Disk in the Class 0 Protostar, IRAS04368+2557
Autores: Nami Sakai, Yoko Oya, Aya E. Higuchi, Yuri Aikawa, Tomoyuki Hanawa, Cecilia Ceccarelli, B. Lefloch, Ana López-Sepulcre, Yoshimasa Watanabe, Takeshi Sakai, Tomoya Hirota, Emmanuel Caux, Charlotte Vastel, Claudine Kahane, and Satoshi Yamamoto
Institución del primer autor: The Institute of Physical and Chemical Research (RIKEN), Star and Planet Formation Laboratory, Japón
Estado de la publicación: Publicado en el Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS)

La formación de estrellas es uno de los temas principales de estudios con el observatorio ALMA.  Una característica importante de ALMA es que cuenta con un conjunto de antenas que trabajan juntas utilizando el método de interferometría. Debido a que la resolución de un interferómetro depende de la separación máxima entre antenas, las señales de las antenas se combinan para simular un solo telescopio con el mismo diámetro que la distancia máxima entre antenas — que permite distinguir la forma precisa de los objetos fríos de nuestro vecindad.  En la primera etapa de formación estelar, una protoestrella se forma por el colapso gravitacional de gas y polvo, un proceso que todavía no genera suficiente calor para ser visto con luz óptica (o luz visible), pero que sí emite luz milimétrica. Esta luz puede ser detectada por ALMA.

El objeto del estudio

Durante las primeras etapas del colapso de un objeto la teoría de formación estelar espera que la formación de material sea en forma de disco alrededor del objeto.  El desafío se encuentra en detectar ese disco lo antes posible.  Un caso icónico que se llama IRAS04368+2557 (Figura 1) en la region L1527 fue observado con ALMA en su primer ciclo de observaciones (cicle 0, en 2012), y en los siguientes ciclos. Hasta el momento se han publicado (Sakai et al. 2014, Oya et al. 2015, Ohashi et al. 2014 ) distintas versiones de este objeto a través de distintas moléculas (ver la parte “Observaciones” abajo).  Lo que se veía era un disco dentro de una envoltura — esto es el cúmulo de gas y polvo que envuelve la protoestrella, que está rotando y transfiriendo masa a la protoestrella.  Lo que no se esperaban los autores era que la forma del disco incluyera una zona de transición entre el disco y la envoltura

Figura 1: Dibujo de la forma del disco dentro de la envoltura (envelope).  La zona de transición entre el disco y la envoltura está marcado por el radio centrífugo (“centrifugal radius”) y la barrera (“barrier”) centrifuga.  (Figura de la sala de prensa de ALMA).

¿Cómo se caracteriza la forma del disco?  Los autores de la publicación de hoy — el grupo de Sakai et al. — son expertos en medir “la barrera centrífuga” (ver la Figura 1), que definen como la mitad del radio centrífugo.  Este radio centrífugo es muy importante físicamente porque es el límite donde la fuerza gravitacional y la fuerza centrifuga están en equilibrio.  Es decir, la fuerza hacía adentro es igual a la fuerza hacía afuera, y se encuentra en un estado estable.  Resulta que — fuera de lo esperado — el gas de la envoltura puede pasar el radio centrífugo, y llegar hasta la barrera centrífuga.  Esta zona de transición es la que buscan caracterizar en gran detalle con ALMA.

Las observaciones

ALMA se conoce bien este objeto en L1527.  Ha observado en distintos ciclos de observaciones las diversa moléculas que muestran la forma de distintas regiones del disco.  En este artículo, los autores presentan CCH y SO.  Anteriormente, el mismo grupo de autores (Sakai et al. 2014, y Oya et al. 2015) había estudiado las moléculas CCH, CS, H₂CO, CH₃OH, c-C3H2 pero con una peor resolución.  Ahora logran detallar hasta una resolución angular de 0.26″ x 0.13″, equivalente a 20-35 AU.  Es decir, ¡la distancia desde el Sol hasta Urano o Neptuno!  Así se puede empezar a dar pistas de como se formó nuestro sistema solar (aunque ese tema no era el foco del estudio).

Figura 2: Observaciones de la molécula CCH (colores muestran la intensidad).  Las líneas horizontales miden las distancias de la barrera centrífuga y el radio centrífugo.  Las líneas blancas casi-elípticas marcan el polvo de emisión continua. Se ve la orientación “del canto”, de norte al sur.  (Figura 1c de Sakai et al. 2017, adoptada aquí).

Resultados

Se puede ver las distintas zonas del disco a través de las observaciones con distintas moléculas. Cada molécula deja una huella química en el disco, debido a la densidad y temperatura de la estructura.  En el estudio de hoy, presentan la CCH (Figura 2) y la SO.  En el caso de la CCH, se ve que emite en la zona entre la barrera centrífuga y el radio centrífugo, en una forma de anillo.  Pero dentro de la barrera centrífuga, a una distancia de menos de 100 AU de la protoestrella, esta molécula desaparece.  Además de esto, un resultado importante es que mucha materia se encuentra justo en el límite de la barrera centrífuga.  El cambio químico dramático a esta distancia debe resultar porque mucho gas que viaja desde la envoltura hacía adentro no puede pasar la barrera centrífuga (es por esto que se le llama barrera). En esa zona hay un choque y la temperatura aumenta.

¿El efecto de este choque?  Teorizan que el sistema se convierte momentum angular en la forma de un chorro de gas hacia afuera (“outflow” en Figura 1).  Puede que esta zona sea el misterioso y buscado punto de lanzamiento de los chorros de gas, entonces la zona es importante en lograr un equilibrio de acreción y expulsión en un sistema protoestelar.

Como muchos descubrimientos importantes, esta investigación soluciona algunas preguntas y deja muchas mas aún.  Lo que ya saben es que el sistema es más complejo de pensaban anteriormente.  Seguramente van a seguir observando este sistema y otros sistemas, buscando distintas moléculas con alta resolución y hacer comparaciones con modelos teóricos.  Una pista será observar el chorro de gas cerca del supuesto punto de lanzamiento.