Lo que el viento protoestelar se llevó: Estrellas recién nacidas y sus chorros de luz

• Título del artículo: Zooming into the Collimation Zone in a Massive Protostellar Jet
• Autores: Carlos Carrasco-González, Alberto Sanna, Adriana Rodríguez-Kamenetzky, Luca Moscadelli, Melvin Hoare, José M. Torrelles, Roberto Galván-Madrid, y Andrés F. Izquierdo.
• Institución del primer autor: Instituto de Radioastronomía y Astrofísica (IRyA-UNAM), Morelia, México
• Estado del artículo I: Aceptado para publicación en The Astrophysical Journal Letters 
• Astrobites: Going with the Outflow

Las estrellas no se forman silenciosamente. A medida que los grupos de gas colapsan sobre sí mismos dentro de las profundidades más densas y frías de las nubes moleculares interestelares, los precursores de las estrellas (protoestrellas) acumulan masa de su entorno, pero también lanzan materia a grandes velocidades (¡hasta cientos de kilómetros por segundo! ) en formaciones cónicas o en forma de haz de viento interestelar. Estos “chorros/jets protoestelares“, también conocidos como “flujos de salida” (outflows) o “vientos bipolares” influencian enormemente el medio interestelar circundante y se cree que son alimentados por la interacción de la materia que cae sobre la protoestrella y los campos magnéticos que rodean la protoestrella. La naturaleza exacta de cómo se lanzan los chorros protoestelares sigue siendo un área de investigación activa. Un misterio particular es si el mecanismo físico responsable del lanzamiento de estos chorros podría actuar de manera diferente dependiendo de la masa de la protoestrella. El artículo de hoy analiza los “flujos de salida” de una protoestrella masiva, un paso fundamental para comprender las complejidades de las primeras etapas de la formación estelar.

Figura 1: Representación artística de polvo envuelto en los orígenes de un chorro protoestelar. A medida que el gas se acumula en la protoestrella central, un viento de materia a alta velocidad se acelera en un rayo perpendicular al disco. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech / R. Herido (SSC)

Chorros de baja masa vs masas altas

Estudiar el origen de los chorros protoestelares es realmente complicado. Estos chorros viajan enormes distancias y pueden afectar su entorno, pero si queremos comprender la física detrás de estos chorros, debemos observar cuidadosamente la región donde se originan, muy cerca de su protoestrella madre. Desafortunadamente, incluso con los radiotelescopios más potentes, solamente podemos observar un puñado de regiones de formación estelar cercanas. Estudios recientes de alta resolución de regiones de formación estelar han revelado detalles sobre los flujos de salida protoestelares alrededor de precursores de estrellas de menor masa (M < 8 masas solares más o menos). Las estrellas más masivas (de tipo O y B) son considerablemente más raras, y en astronomía, las cosas más raras tienden a estar más lejos, en promedio. Eso significa que no tenemos muchas protoestrellas masivas cercanas para estudiar, y cuanto más lejos esté la protoestrella, mejor será la resolución angular requerida para resolver los detalles finos necesarios para comprender cómo se lanzan estos chorros.

Sin embargo, se cree que los flujos de salida de protoestrellas masivas (tipo O / B) son notablemente diferentes de los vientos de sus contrapartes de baja masa. Parece que los flujos de salida de las protoestrellas masivas son comúnmente menos parecidos a un haz (o “colimado”) y se cree que podrían tener un mecanismo físico completamente diferente. Lo cual es responsable a la estructura paralela a gran escala de sus chorros. En lugar de que el campo magnético local de la protoestrella sea responsable de la linealidad en forma de haz del flujo de salida, es posible que las estrellas masivas expulsen masa salvajemente en casi todas las direcciones, y los campos magnéticos ambientales de los alrededores de la protoestrella son responsables de la colimación del haz. Es imposible determinar la verdad del asunto sin observaciones de alta resolución del entorno inmediato de protoestrellas masivas.

Figura 2: Modelo de las partes más internas (cientos de au) del chorro protoestelar masivo Cepheus A HW2. Arriba a la izquierda: la imagen de radio VLA del chorro protoestelar. Los tres paneles de la derecha muestran la construcción por partes del modelo de flujo de salida para un chorro colimado, un viento cónico y la combinación de ambos. El panel inferior izquierdo muestra el modelo ajustado para adaptarse a los ángulos de salida y las tasas de pérdida de masa de la fuente observada. Crédito de la imagen: Figura 2 del artículo.

La mirada más cercana hasta ahora…

El artículo de hoy analiza la enorme protoestrella Cepheus A HW2 con la resolución más alta hasta el momento, una de las protoestrellas masivas más cercanas con un flujo de salida conocido. Usando el Very Large Array (VLA), los autores pueden resolver el funcionamiento interno del origen del chorro protoestelar, en escalas de hasta 20 unidades astronómicas (au). Los 100 au internos de esta protoestrella tienen algunas diferencias clave en la morfología de sus contrapartes de baja masa, y se visualizan en la figura 1. Al modelar los chorros observados, los autores caracterizan el flujo de salida como si tuviera un componente en forma de cono cerca del protoestrella, así como un componente colimado en forma de viga que se activa más allá.

Figura 3: Comparación de la imagen VLA de Cepheus A HW2 (superior) con un esquema de dibujos animados que muestra cómo una distribución desordenada de vientos protoestelares podría colimarse en un chorro de masa saliente en forma de haz.

Los autores sugieren un par de interpretaciones para este fascinante sistema. En primer lugar, es posible que la misma física sea responsable del lanzamiento de chorros altamente colimados para estrellas de alta y baja masa, pero las estrellas de alta masa tienden a colimarse más lejos de la protoestrella. En segundo lugar, podría ser que las protoestrellas de gran masa produzcan vientos más desordenados por sí mismos, soplando la masa en conos anchos o incluso esféricamente, y el entorno ambiental magnético es responsable de convertir los vientos en forma de cono en un chorro en forma de haz. Dado que tantas protoestrellas masivas parecen tener flujos de salida desordenados, podría ser que se necesite una estructura de campo magnético particularmente oportuna en la nube circundante para producir chorros colimados tan comúnmente vistos para sus protoestrellas de baja masa. Si bien este es solo un ejemplo de tal flujo de salida, nos acerca un gran paso hacia la comprensión de los misteriosos y escurridizos chorros de protoestrellas masivas.

Crédito de la imagen destacada: Figura 3 del artículo.