Una frontera helada para la formación de planetas y cometas
Por primera vez se ha obtenido una imagen de una línea de nieve en un remoto
sistema planetario sumamente joven. La línea de nieve, situada en el disco que
rodea a la estrella de tipo solar TW Hydrae, promete revelarnos más sobre la
formación de planetas y cometas, los factores que influyen en su composición y
la historia de nuestro Sistema Solar. Los resultados se publican hoy en la
revista Science Express.
Impresión artística de las líneas de nieve en torno a TW Hydrae
Imágenes
Esta concepción artística muestra la línea de nieve en TW Hydrae; podemos ver
granos de polvo cubiertos de agua helada en la parte interior del disco (entre
4,5 y 30 unidades astronómicas, en azul) y granos de polvo recubiertos con hielo
de monóxido de carbono en la parte externa del disco (>30 unidades
astronómicas, en verde). La transición de azul a verde marca la línea de nieve
del monóxido de carbono. Las líneas de nieve ayudan a que los granos de polvo se
peguen entre ellos al proporcionarles una cobertura adherente, lo cual resulta
esencial para la formación de planetas y cometas. Debido a los diferentes puntos
de congelación de los diferentes compuestos químicos, pueden encontrarse
diferentes líneas de nieve a diferentes distancias de la estrella.
Crédito:
B. Saxton & A. Angelich/NRAO/AUI/NSF/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
Imágenes
Esta imagen de ALMA muestra la región en torno a la estrella en la que se ha
formado nieve de monóxido de carbono. El monóxido de carbono se muestra en
verde, y comienza a una distancia de más de 30 unidades astronómicas de TW
Hydrae. Además de resultar necesario para la formación de planetas y cometas, el
monóxido de carbono es fundamental para la creación de metanol, un componente
básico para la vida.
Crédito:
ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
Distancia de la línea de nieve comparada con el Sistema Solar
Imágenes
Esta imagen, obtenida con el observatorio ALMA, en Chile,
muestra en color verde la región en torno a la estrella TW Hydrae (en el centro)
en la que se forma la nieve de monóxido de carbono. El círculo azul representa
dónde estaría la órbita de Neptuno si la comparásemos con el tamaño de nuestro
Sistema Solar. La transición a hielo de monóxido de carbono podría a su vez
marcar los límites interiores de la región en la que podrían formarse cuerpos
helados más pequeños, como cometas o planetas enanos como Plutón y Eris.
Crédito:
ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
Utilizando el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), los astrónomos han obtenido la
primera imagen de una línea de nieve en un sistema planetario bebé. En la
Tierra, las líneas de nieve se forman a grandes altitudes en las que las
temperaturas, al bajar, transforman la humedad del aire en nieve. Esta línea
puede verse claramente en una montaña, en la que vemos bien delimitada la cumbre
nevada y la zona en la que comenzamos a distinguir la superficie rocosa, libre
de nieve.
Las líneas de nieve en torno a estrellas jóvenes se forman de un modo
similar, en las regiones más alejadas y frías de los discos a partir de los
cuales se forman los sistemas planetarios. Comenzando en la estrella y
moviéndose hacia fuera, el agua
(H2O) es la primera en congelarse, formando la primera línea de
nieve. Más allá de la estrella, a medida que la temperatura cae, otras moléculas
más exóticas pueden llegar a congelarse y convertirse en nieve, como es el caso
del dióxido de carbono
(CO2), el metano
(CH4), y el monóxido de carbono
(CO). Estos diferentes tipos de nieve dan a los granos de polvo una cobertura
externa que ejerce como pegamento y juega un papel esencial a la hora de ayudar
a estos granos a superar su habitual tendencia a romperse tras una colisión,
permitiéndoles, por el contrario, convertirse en piezas fundamentales para la
formación de planetas y cometas. La nieve, además, aumenta la cantidad de
materia sólida disponible y puede acelerar de forma sorprendente el proceso de
formación planetaria.
Cada una de estas diferentes líneas de nieve — para el agua, el dióxido de
carbono, el metano y el monóxido de carbono — puede estar relacionada con la
formación de diferentes tipos de planetas [1].
Alrededor de una estrella parecida a nuestro Sol, en un sistema solar similar,
la línea de nieve del agua se correspondería con la distancia que hay entre las
órbitas de Marte y Júpiter, y la línea de nieve del monóxido de carbono se
correspondería con la órbita de Neptuno.
La línea de nieve detectada por ALMA es la primera detección de una línea de
nieve de monóxido de carbono entorno a TW Hydrae, una estrella joven que se
encuentra a 175 años luz de la Tierra. Los astrónomos creen que este incipiente
sistema planetario comparte muchas características con nuestro propio Sistema
Solar cuando tenía tan solo unos pocos millones de años.
“ALMA nos ha proporcionado la primera imagen real de una línea de nieve
en torno a una estrella joven, los cual es extremadamente emocionante, ya que
esto nos habla de un periodo muy temprano en la historia de nuestro Sistema
Solar” afirma Chunhua “Charlie” Qi (Harvard-Smithsonian Center for
Astrophysics, Cambridge, EE.UU.) uno de los dos autores principales del
artículo. “Ahora podemos ver detalles antes ocultos sobre las lejanas
regiones heladas de otro sistema planetario similar al nuestro”.
Pero la presencia de monóxido de carbono podría tener consecuencias más allá
de la simple formación de planetas. El monóxido de carbono es necesario para la
formación del metanol, pieza fundamental de las moléculas orgánicas, más
complejas y esenciales para la vida. Si los cometas transportasen estas
moléculas a planetas en formación similares a la Tierra, entonces esos planetas
estarían equipados con los ingredientes necesarios para la vida.
Hasta ahora, nunca se habían obtenido imágenes directas de las líneas de
nieve porque siempre se forman en el plano central del disco protoplanetario,
una zona relativamente estrecha, de manera que no podían precisarse su ubicación
ni su tamaño. Por encima y debajo de esta estrecha región en la que se
encuentran las líneas de nieve, la radiación estelar impide la formación de
hielos. La concentración de polvo y gas en el plano central es necesaria para
proteger el área de la radiación, de manera que el monóxido de carbono y otros
gases puedan enfriarse y congelarse.
Con la ayuda de un truco muy ingenioso, este equipo de astrónomos logró
penetrar en el disco y mirar muy de cerca dónde se formaba la nieve. En lugar de
buscar nieve — dado que no puede observarse directamente — buscaron una molécula
conocida como diazinio
(diazenylium) (N2H+), que brilla intensamente
en la parte milimétrica del espectro y es, por tanto, un objetivo perfecto para
un telescopio como ALMA. Esta frágil molécula se destruye con facilidad en
presencia de gas monóxido de carbono, por lo que solo aparecería, en cantidades
detectables, en regiones en las que el monóxido de carbono se hubiese
transformado en nieve y no pudiese destruirlo. Esencialmente, la clave para
encontrar nieve de monóxido de carbono está en encontrar diazinio.
La extraordinaria sensibilidad de ALMA y su alta resolución han permitido a
los astrónomos rastrear la presencia y la distribución del diazinio y encontrar
un límite claro y definido, situado aproximadamente a unas 30 unidades
astronómicas de la estrella (30 veces la distancia entre la Tierra y el Sol). De
hecho, esto proporciona una imagen negativa de la nieve de monóxido de carbono
en el disco que rodea a TW Hydrae, lo cual puede utilizarse para ver con
precisión la línea de nieve del monóxido de carbono en el lugar en que las
teorías predicen que debería estar — el borde interior del anillo de
diazinio.
"Para estas observaciones tan solo utilizamos 26 de las 66 antenas que
componen el total de ALMA. En otras observaciones de ALMA ya hay indicios de
líneas de nieve alrededor de otras estrellas, y estamos convencidos de que
futuras observaciones, con todo el conjunto de antenas, revelarán mucho más y
proporcionarán mucha más información reveladora sobre la formación y evolución
de los planetas. Espere y verá”, concluye Michiel Hogerheijde, del
Observatorio de Leiden, en los Países Bajos.
Notas
[1] Por ejemplo, los planetas rocosos y secos se forman en la
parte interior de la línea de nieve del agua (más cerca de la estrella), donde
solo puede existir el polvo. En el otro extremo se encuentran los planetas
gigantes gaseosos, que se forman más allá de la línea de nieve del monóxido de
carbono.
Información adicional
El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), una
instalación astronómica internacional, es una colaboración entre Europa, América
del Norte y Asia Oriental en cooperación con la República de Chile. ALMA está
financiado en Europa por ESO, en América del Norte por la fundación Nacional de
Ciencia de los Estados Unidos (NSF) en cooperación con el Consejo Nacional de
Investigación de Canadá (NRC) y el Consejo Nacional de Ciencias (NSC) de Taiwán
(NSC); y en Asia Oriental por los Institutos Nacionales de Ciencias Naturales
de Japón (NINS) en cooperación con la Academia Sinica (AS) de Taiwán. La
construcción y operaciones de ALMA en Europa están lideradas por ESO; en América
del Norte por el National Radio Astronomy Observatory (NRAO),
gestionado por Associated Universities, Inc. (AUI); y en Asia Oriental
por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ). El Joint ALMA
Observatory (JAO) proporciona al proyecto la unificación tanto del
liderazgo como de la gestión de la construcción, puesta a punto y operación de
ALMA.
Esta investigación se presenta en el artículo que aparece en el número del 18
de julio de 2013 en la revista Science Express.
El equipo está compuesto por C. Qi (Harvard-Smithsonian Center for
Astrophysics, EE.UU.); K. I. Öberg (Departamentos de Química y Astronomía,
Universidad de Virginia, EE.UU.); D. J. Wilner (Harvard-Smithsonian Center for
Astrophysics, EE.UU.); P. d’Alessio (Centro de Radioastronomía y Astrofísica,
Universidad Nacional Autónoma de México, México); E. Bergin (Departamento de
Astronomía, Universidad de Michigan, EE.UU.); S. M. Andrews (Harvard-Smithsonian
Center for Astrophysics, EE.UU.); G. A. Blake (División de Ciencias Geológicas y
Planetarias, Instituto Tecnológico de California, EE.UU.); M. R. Hogerheijde
(Observatorio de Leiden, Universidad de Leiden, Países Bajos); y E. F. van
Dishoeck (Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, Alemania).
Qi y Öberg han sido los autores principales de este artículo.
ESO es la principal organización astronómica
intergubernamental de Europa y el observatorio astronómico más productivo del
mundo. Cuenta con el respaldo de quince países: Alemania, Austria, Bélgica,
Brasil, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Holanda, Italia, Portugal, el
Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza. ESO desarrolla un ambicioso
programa centrado en el diseño, construcción y operación de poderosas
instalaciones de observación terrestres que permiten a los astrónomos hacer
importantes descubrimientos científicos. ESO también desarrolla un importante
papel al promover y organizar la cooperación en investigación astronómica. ESO
opera en Chile tres instalaciones de observación únicas en el mundo: La Silla,
Paranal y Chajnantor. En Paranal, ESO opera el Very Large Telescope, el
observatorio óptico más avanzado del mundo, y dos telescopios de rastreo. VISTA
(siglas en inglés de Telescopio de Rastreo Óptico e Infrarrojo para Astronomía)
trabaja en el infrarrojo y es el telescopio de rastreo más grande del mundo, y
el VST (VLT Survey Telescope, Telescopio de Rastreo del VLT) es el
telescopio más grande diseñado exclusivamente para rastrear el cielo en luz
visible. ESO es el socio europeo de un revolucionario telescopio, ALMA, el
proyecto astronómico más grande en desarrollo. Actualmente ESO está planificando
el European Extremely Large Telescope, E-ELT, el telescopio óptico y de
infrarrojo cercano de 39 metros, que llegará a ser “el ojo más grande del mundo
para mirar el cielo”.
Las traducciones de las notas de prensa de ESO las llevan a cabo miembros
de la Red de Divulgación de la Ciencia de ESO (ESON por sus siglas en inglés),
que incluye a expertos en divulgación y comunicadores científicos de todos los
países miembros de ESO y de otras naciones.
El nodo español de la red ESON está representado por J. Miguel Mas Hesse y Natalia Ruiz Zelmanovitch.
El nodo español de la red ESON está representado por J. Miguel Mas Hesse y Natalia Ruiz Zelmanovitch.
Enlaces
Contactos
J. Miguel Mas
Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)
Madrid, España
Tlf.: (+34) 91 813 11 96
Correo electrónico: mm@cab.inta-csic.es
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Correo electrónico: mm@cab.inta-csic.es
Chunhua Qi
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
Cambridge, Mass., USA
Tlf.: +1 617 495 7087
Correo electrónico: cqi@cfa.harvard.edu
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
Cambridge, Mass., USA
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Correo electrónico: cqi@cfa.harvard.edu
Michiel Hogerheijde
Leiden Observatory
Leiden, The Netherlands
Tlf.: +31 6 4308 3291
Correo electrónico: michiel@strw.leidenuniv.nl
Leiden Observatory
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Richard Hook
ESO, Public Information Officer
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Correo electrónico: rhook@eso.org
Esta es una
traducción de la nota de prensa de ESO eso1333.
ESO
Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui
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