Flujos colimados en nebulosas planetarias

• Títutlo del artículo: Kinematical investigation of possible fast collimated outflows in twelve planetary nebulae
• Autores: J. S. Rechy-García, M. A. Guerrero, S. Duarte Puertas, Y.-H. Chu, J. A. Toalá and L. F. Miranda
• Institución del primer autor: Instituto de Astrofísica de Andalucía, Granada, Spain
• Estado: Aceptado en MNRAS. Acceso abierto en arxiv.

Las nebulosas planetarias (NPs) son uno de los espectáculos mas impresionantes y coloridos que hay en el universo. Las NPs son descendientes de estrellas de baja masa e intermedia (entre 0.8 y 8.0 masas solares), que se caracterizan por tener una envolvente gaseosa que es ionizada por su estrella central: enana blanca. La forma característica que tienen las NPs proviene de una pérdida de masa importante en etapas evolutivas más tempranas, entre la fase de la rama asintótica de las gigantes (AGB, por sus siglas en inglés) y la fase post-AGB. Las NPs por lo general presentan estructuras a las que se les llaman capas o cascarones (Figura 1), que son formadas a partir de vientos provenientes de la estrella central a diferentes velocidades y densidades.

Muchas NPs, además de tener formas asimétricas, también presentan evidencia de flujos colimados que son expulsados a velocidades altas (del orden de 80km/s, o más). Usualmente, estos flujos son descritos como porciones pequeñas de gas que se mueven a velocidades diferentes (mayores) a las que tienen las capas en expansión de la NP. (ver Figura 2).

Los flujos colimados generalmente son asociados con estructuras puntuales y compactas de baja ionización (zonas donde la radiación ultravioleta que ioniza la NP no entra), ó con forma de Jet (eyección colimada que se mueve a grandes velocidades y que generalmente deja un rastro de su paso a través de la NP; estan representados en color rojo en la Figura 2). El estudio de estas estructuras es importante para entender la formación y evolución de las NPs, ya que sus propiedades espacio-cinemáticas variadas puede deberse a origines diferentes.

¿Cómo se detectan los chorros colimados?

Los flujos colimados se identifican mejor mediante observaciones de imagen directa en bandas angostas en lineas de emisión de baja ionización: en este caso [O II], [N II], y Hα . En este trabajo, los autores han seleccionado una muestra de NPs con observaciones en bandas angostas de [N II], [O II] y Hα , como indicativo de la presencia de flujos colimados.

Para poder ver las estructura de las NPs, no basta solo con obtener imágenes en 2D del cielo, si no que es necesario hacer un estudio detallado de las velocidades radiales (en la línea de visión) a las que las estructuras internas de las NPs se están moviendo. Esto se realiza mediante observaciones espectroscópicas de alta resolución espacial proyectadas a través de una rendija. La rendija debe estar posicionada de tal manera que sólo deje pasar la luz de la región que te interesa estudiar de la NP. Esto permite tener un mapa morfológico-cinemático de las NPs, dado que a altas resoluciones, debido al desdoblamiento de las líneas de emisión por el efecto Doppler, podemos medir la velocidad en la línea de visión de diferentes componentes del gas que se alejan o acercan a nosotros, al mismo tiempo que obtenemos información de su tamaño (Figura 3).

¿Cual es la relación de estos chorros colimados con la formación de las NPs?

En este trabajo se han estudiado 12 NPs donde se sospecha la presencia de flujos colimados a grandes velocidades, los cuales se han separado en dos grupos: las NPs donde se confirman los flujos colimados a altas velocidades, y las NPs en las cuales no es posible confirmarlos. En el primer grupo encuentran 3 NPs que presentan evidencia de tener eyecciones episódicas giratorias bipolares (con simetría axial), es decir, varias eyecciones de materia expulsada desde el centro de la NP en diferentes direcciones. Es importante notar, que estas eyecciones se cree son responsables de la formación de NPs multipolares.

Por otro lado, si bien es cierto que del segundo grupo no fue posible confirmar la presencia de eyecciones colimadas, si que se han podido encontrar estructuras con forma de arco, o “V”, con velocidades mayores a la de la expansión de los cascarones de la NP. Estos pudieran indicar que las eyecciones colimadas tuvieron la suficiente fuerza (momento) para romper la envoltura nebular de la estrella AGB. Sin embargo, las edades cinemáticas del cascarón y las eyecciones son similares, lo que refuta esta interpretación.

Los autores también han encontrado que las NPs del segundo grupo presentan las velocidades de expansión más bajas de toda la muestra, lo que pudiera indicar que se encuentran en una etapa evolutiva temprana (jóvenes), de acuerdo a modelos teóricos de evolución nebular. Pero, esto también pudiera indicar que la estrella progenitora hubiera sido de baja masa (<1.0Msun).