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En el principio mismo de la vida de las estrellas, comienza el proceso de formación de los planetas.

Utilizando la cámara/espectrógrafo del infrarrojo medio T-ReCS en el Telescopio Gemini Sur, David Ciardi (del Centro Científico Michelson de Caltech) y sus colaboradores han descubierto que el procesamiento de los gránulos de polvo alrededor de la proto-estrella binaria Serpens SVS20 comenzó en un punto sorprendentemente temprano de la evolución del sistema.

En las observaciones se obtuvieron datos fotográficos y espectroscópicos para sondear el joven sistema binario localizado a unos 815 años luz (250 parsecs) de distancia. Este sistema se encuentra en la región central de la Nube de Serpens en un joven cúmulo proto-estelar que tiene una edad estimada de unos 100 000 años. Las conclusiones del equipo se basaron en la observación de silicatos cristalinos asociados con las dos estrellas de este sistema binario.

La juventud de SVS20 (la misma edad de su cúmulo anfitrión, unos 100 000 años de edad) permitió una exploración detallada de una fase temprana crítica en el proceso de formación planetaria. Las observaciones de Ciardi et.al. sugieren que estamos comenzando a explorar las fases iniciales de la formación planetaria, cuando el polvo interestelar primordial se está transformando en las más grandes y complejas partículas que son las semillas de los protoplanetas.

Este análisis indica también que el proceso de formación planetaria, incluyendo el de nuestro propio sistema solar, se inicia probablemente durante las primeras etapas de la formación estelar, cuando la protoestrella está todavía acretando la mayor parte de su masa.

El hecho de que la emisión del polvo no se pueda resolver espacialmente en el límite de los datos fotográficos restringe el tamaño del disco circumestelar de polvo a una distancia de aproximadamente 100 unidades astronómicas de las estrellas (más o menos el tamaño de nuestro sistema solar hasta el Cinturón de Kuiper).

La imagen del T-ReCS en 11,7 micrones del sistema binario SVS20 en la Nube de Serpens. Las dos estrellas están separadas por apenas 1,5 arcosegundos, pero el telescopio Gemini las muestra muy claramente. Crédito: Gemini South

Aunque ambos componentes del sistema (SVS20-Norte y SVS20-Sur) presentan distribuciones similares de energía de banda ancha en el infrarrojo, las temperaturas y luminosidades de las estrellas son muy diferentes. La más brillante (SVS20-Sur) tiene una temperatura de entre 7 000 y 10 000ºK y una luminosidad de entre 20 y 80 soles, mientras que su compañera más pequeña (SVS20-Norte) tiene una temperatura d unos 3 000ºK y una luminosidad de 0,9 Soles.

Los silicatos que se encuentran en el medio interestelar o en las nubes moleculares son exclusivamente gránulos de polvo no cristalinos y amorfos. Sin embargo, se pueden observar gránulos tanto amorfos como cristalinos en sistemas estelares y planetarios más evolucionados, incluyendo aquellos que aunque jóvenes, están en sus últimas etapas de formación.

Es así que el polvo cristalino está presente cerca de las estrellas T Tauri y Herbig Ae/Be (que tienen apenas algo así como un millón de años de edad), discos de restos como el de Beta Pictoris (de entre 15 a 20 millones de años de edad), y en nuestro sistema solar con sus miles de millones de años de edad (por ejemplo, en el cometa C/1996 Q1).

Durante la formación y evolución tempranas del polvo en estos sistemas, los silicatos cristalinos se forman por un proceso que todavía permanece en el misterio. Cuanto más temprano podamos observar en la historia de este proceso, mejor comprenderemos la forma en que se procesa el polvo que rodea a una joven estrella.

La espectroscopía en el infrarrojo medio proporciona una de las herramientas más poderosas para sondear la transformación inicial de las nubes interestelares de polvo en los más grandes discos protoplanetarios que se condensarán y crecerán hasta transformarse en planetesimales primordiales.

Arriba: los espectros del infrarrojo medio de SVS20-S y SVS20-N después de haber eliminado el modelo de recubrimiento de extinción de línea de visión. Las líneas cortadas inclinadas representan el nivel continuo de la emisión en general. Abajo: los espectros de 10,5 a 12,1 micrones para las dos protoestrellas, luego de sustraer el continuo local. Los espectros están dominados por la olivina amorfa. Ambas fuentes muestran picos cerca de los 11,3 y los 10,9 micrones. El pico central cerca de los 11,3 micrones se asocia tentativamente con la fosterita. El pico angosto en los 10,9 micrones se asocia tentativamente con la enstatita. Ambas son formas de silicatos cristalinos.

Nuestros conocimientos sobre la evolución de los discos protoplanetarios están aumentando rápidamente gracias a las mejoras en nuestras capacidades para explorar los discos y los alrededores de sistemas estelares muy jóvenes, al utilizar instrumentos extremadamente sensibles en el infrarrojo medio.

Estas observaciones (tanto desde el suelo como en el espacio) han comenzado a develar las complejidades relacionadas con el crecimiento de los planetesimales y su evolución temprana causada por las colisiones en los discos protoplanetarios.

A la vez, los sistemas de óptica adaptativa en los grandes telescopios con base en tierra nos han permitido fotografiar directamente algunos planetas jóvenes muy masivos.

Protoestrellas

Proto-estrellaCrédito: Science&Art; / Dejan Vinkovic

Estos objetos se encuentran en una etapa muy primitiva de la evolución estelar, luego de haberse separado de una nube de gas interestelar, pero antes de haber colapsado lo suficiente como para dar lugar al comienzo las reacciones de fusión nuclear.

Esta fase puede durar de 100 000 hasta 10 millones de años, dependiendo de la masa de la estrella.

Las protoestrellas están rodeadas por densos capullos de gas y polvo que bloquean a la luz visible, pero que permiten el paso de grandes cantidades de radiación del infrarrojo lejano y de microondas.

Estrellas T Tauri

Son estrellas muy jóvenes y livianas, de menos de 10 millones de años de edad y que están por debajo de las tres masas solares, y que todavía continúan en proceso de contracción gravitatoria; representan un estado intermedio entre una protoestrella y una estrella de poca masa de la secuencia principal, como nuestro Sol.

Las estrellas T Tauri se encuentran únicamente en nebulosas o en cúmulos estelares muy jóvenes, muestran espectros de temperaturas relativamente bajas (es decir, son del tipo G o M) con fuertes líneas de emisión y anchas líneas de absorción.

Son más luminosas que las estrellas de la secuencia principal del mismo tipo, y contienen una gran abundancia de litio, un indicador de su extrema juventud ya que el litio se destruye rápidamente en los interiores estelares.

Las estrellas T Tauri muestran a menudo grandes discos de acreción, remanentes de la formación estelar. Sus erráticos cambios de luminosidad pueden deberse a las inestabilidades en estos discos, a la violenta actividad de la atmósfera estelar, o a nubes cercanas de gas y polvo que oscurecen algunas veces la luz estelar.

Se reconocen dos grandes tipos de estrellas T Tauri, basados en características espectroscópicas que surgen de las propiedades de sus discos: las “T Tauri clásicas” y las “T Tauri de líneas débiles”.

Las estrellas T Tauri clásicas tienen grandes discos que resultan en fuertes líneas de emisión.

Las T Tauri de líneas débiles están rodeadas por discos pequeños o simplemente carecen de ellos. Este tipo de T Tauri resulta de particular interés puesto que proporcionan a los astrónomos una visión de las etapas tempranas de la evolución estelar que no está cubierta por el material nebuloso.

Una parte de la materia ausente del disco puede haber ido a la formación de planetesimales, de los cuales finalmente nacerán los planetas. Según una estimación, aproximadamente un 60% de las estrellas T Tauri de menos de 3 millones de años de edad poseen discos de polvo, en comparación con el 10% de estas estrellas de más de 10 millones de años de edad que también los poseen.

Entre las estrellas infantiles emparentadas con las T Tauri se encuentran las estrellas FU Orionis.

Las T Tauri más cercanas a nosotros se encuentran en la nube molecular de Taurus y en la Nube de Rho Ophiuchus, ambas a unos 460 años luz (140 parsecs) de distancia.

Estas estrellas reciben su nombre por su prototipo, la así denominada T Tauri, en la constelación de Taurus (el Toro).

Estrellas Herbig Ae/Be

Imagen infrarroja de la estrella Herbig Ae/Be LkHa198, a 2 000 años luz de distancia en Casiopea.Crédito: 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF.

Son un tipo de estrellas todavía en contracción (anterior a la secuencia principal) de los tipos espectrales A o B, con fuertes líneas de emisión (especialmente en las líneas correspondientes a H-alfa y en las H y K del calcio), asociadas con nebulosidades bastante brillantes.

Reciben su nombre por el astrónomo estadounidense George Herbig (1920-) y son también conocidas como estrellas Herbig-Bell o estrellas Herbig de emisión.

Un ejemplo bien conocido es R Coronae Borealis. El número de estrellas Herbig Ae/Be es menor que el de estrellas T Tauri, por dos razones: en general, las estrellas de más masa son menos comunes, y también porque la escala temporal de la contracción del núcleo de estas estrellas es menor que el de las estrellas menos masivas, de modo que permanencen fuertemente insertadas en sus nubes originales hasta el final de sus etapas de acreción de masa.

Recopilado, traducido y ampliado para Astroseti.org por
Heber Rizzo Baladán

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FUENTES
-- Gemini Observatory
-- The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight

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