Sal y agua caliente alrededor de protoestrellas masivas

Título del artículo técnico: Salt, Hot Water, and Silicon Compounds Tracing Massive Twin Disks

Autores: Kei E. I. Tanaka, Yichen Zhang, Tomoya Hirota, Nami Sakai, Kazuhito Motogi, Kengo Tomida, Jonathan C. Tan, Viviana Rosero, Aya E. Higuchi, Satoshi Ohashi, Mengyao Liu, Koichiro Sugiyama

Institución del primer autor: National Astronomical Observatory of Japan, Mitaka, Tokyo, Japan

Estado: Enviado a The Astrophysical Journal Letters

Astrobite original: Salt and Hot Water around Massive Protostars por Charles Law.

¿Cómo se forman las estrellas masivas?

Las estrellas masivas tienen un impacto enorme tanto en sus ambientes locales como a través de galaxias enteras, ya que son importantes fuentes de radiación UV, energía turbulenta y elementos pesados. Mientras que la formación de sus contrapartes de baja masa está bien comprendida, el proceso de formar estrellas de alta masa no está aun claro. Se desconoce si las protoestrellas masivas acretan a través de discos (una versión escalada de la formación de estrellas de baja masa) o si se forman a través de un mecanismo distinto.

Aunque trabajos teóricos recientes y simulaciones respaldan el model de disco de acreción, el detectar la presencia de tales discos no está libre de dificultades observacionales. Para hacerlo, los observadores buscan identificar la firma del gas en rotación de estos discos usando líneas de emisión moleculares en longitudes de onda milimétricas. Sin embargo se requieren altas resoluciones espaciales para desentrañar correctamente la emisión de moléculas en el el disco interno con respecto a aquellas asociadas con estructuras de gas circundantes, como envolturas protoestelares y vientos. El advenimiento de interferómetros como el Atacama Large Millimiter/Submillimiter Array (ALMA), proveen las resoluciones angulares necesarias y han llevado a detecciones de un creciente número de estructuras con forma de disco alrededor de protoestrellas masivas. Pero, a pesar de esto, no existe un consenso sobre qué líneas moleculares trazan unívocamente estos discos circumestelares masivos. Más aun, pocos estudios de han llevado a cabo a escalas espaciales lo suficientemente pequeñas para sondear directamente la estructura de estos discos.

En el astrobito de hoy, echamos un vistazo a nuevas observaciones en alta resolución espacial del objeto protoestelar masivo IRAS 16547-4247, que revelan la presencia de dos discos masivos rotatorios e dientifican una posible química universal de “disco caliente”, encontrada en los discos más interiores rodeando protoestrellas masivas.

Discos masivos gemelos en IRAS 16547-4247

Los autores de hoy usaron ALMA para observar el sistema protoestelar masivo IRAS 16547-4247, que se localiza a unos 9 000 años luz de la Tierra. Observaciones previas en radio revelaron la presencia de chorros e indicaron que hay acreción ocurriendo en la vecindad de la protoestrella. IRAS 16547 es también conocido por ser un sistema binario, compuesto por dos objetos polvorientos compactos con una separación de 300 AU (unidades astronómicas), rodeados por un disco circumbinario en rotación. Observando IRAS 16547 a una resolución de solo unos pocos cientos de AU, los autores de hoy pudieron investigar la dinámica del gas de ambos discos protoestelares masivos en detalle.

La figura 1 muestra las imágenes en el contínuo de IRAS 16547 tomadas con ALMA. La emisión del polvo domina el contínuo de 1.3 mm, resaltando el disco circumbinario y las cavidades de vientos, mientras que el contínuo de 3 mm revela las estrucutras de los chorros. Tres protoestrellas individuales pueden verse en ambas longitudes de onda: IRAS 16547-Ea (“Fuente A”), IRAS 16547-Eb (“Fuente B”), que forman la protobinaria, y una tercera fuente más débil, IRAS 16547-W. La protobinaria compuesta por las fuentes A y B está rodeada por un disco circumbinario, mientras que las cavidades de vientos se localizan al norte y al sur de éste.

Una amplia variedad de líneas moleculares son detectadas también en IRAS 16547. La figura 2 muestra los mapas de intensidad integrada de las líneas de emisión representativas que trazan diferentes componentes del sistema protobinario, desde el disco circumbinario hasta los discos circumestelares individuales. Por ejemplo, las líneas de moléculas como el cianuro de metilo (CH₃CN) y el dióxido de azufre (SO₂), que siempre se han asumido como trazadoras de discos, se encontraron en cambio hacia el disco circumbinario y las cavidades de vientos. Por otro lado, la emisión de agua super calentada (H₂O), compuestos de silicio como SiO y SiS, y cloruro de sodio (NaCl) trazan los discos protoestelares individuales. Notablemente, esta es solo la segunda detección de NaCl en un sistema protoestelar, después del disco de la fuente I de Orión.

Trazadores del disco interno: agua caliente y sal

La figura 3 muestra la estructura en velocidad de líneas seleccionadas que trazan la rotación de los discos individuales. En la fuente B los gradientes de velocidad están casi paralelos a la rotación del disco A, pero en la dirección opuesta, lo que sugiere que el disco circumestelar de la fuente B rota en dirección opuesta al disco en la fuente A y al disco circumbinario.

Como puede verse tanto en la las intensidades integradas totales de la figura 2 como en las estructuras de velocidad de la figura 3, hay dos clases de moléculas que trazan las escalas de las 100 AU interiores del sistema binario masivo: líneas “calientes” excitadas vibracionalmente (que se ilustra mejor como “agua caliente”), y moléculas refractarias, como NaCl y los compuestos de silicio SiO y SiS, que se originan en la destrucción de granos de polvo. Un resumen de la estructura física inferida de IRAS 16547 se muestra en la fiugra 4.

Implicaciones de la química de “discos calientes”

Estos resultados sugieren que agua caliente, compuestos de silicio y sales podrían ser comunes en fuentes protoestelares masivas y servir como valiosos trazadores de material de discos internos. La presencia de esta química de “discos calientes” provee un camino prometedor para futuros estudios de formación estelar masiva.

Adicionalmente, la química de discos calientes tiene un vínculo importante con el estudio de meteoritos en nuestro sistema solar. Los materiales más antiguos contenidos en meteoritos primitivos son aquellos asociados con inclusiones ricas en Ca-Al (CAIs), las cuales fueron sublimadas o fundidas en algún punto de nuestro disco protosolar. Esto significa que la nebulosa presolar tuvo que haber sido calentada al menos hasta 1500 K, lo que aparentemente contrasta con las bajas temperaturas de unos pocos cientos de Kelvin típicamente asociada con discos protoplanetarios. Por tanto, todavía no está claro cómo y donde se formaron las CAIs. Futuras observaciones de la química de discos calientes podrían proveer importantes restricciones de las condiciones en fase de gas de moléculas refractarias y proveer conocimiento de la formación de componentes meteoríticos de alta temperatura.