AA: ¿Cómo se “alimentan” las estrellas jóvenes?

Variabilidad en la acreción de estrellas Herbig Ae/Be★★
I. Mendigutía1, S. Brittain1, C. Eiroa2, G. Meeus2, B. Montesinos3, A. Mora4, J. Muzerolle5, R.D. Oudmaijer6, E. Rigliaco7
1Department of Physics and Astronomy, Clemson University, Clemson, SC 29634-0978, USA
2Departamento de Física Teórica, Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de Madrid, Madrid, España
3Centro de Astrobiología, Departamento de Astrofísica (CSIC-INTA), Madrid, España.
4GAIA Science Operations Centre, ESA, European Space Astronomy Centre, Madrid, Spain.
5Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD, 21218, USA
6School of Physics & Astronomy, University of Leeds, United Kingdom
7Department of Planetary Science, Lunar and Planetary Lab, University of Arizona, USA

1. ¿Podrías explicarnos brevemente de qué trata el artículo?

Las estrellas, en su fase de juventud, están rodeadas por un disco de gas y polvo a partir del cual pueden formarse sistemas planetarios (ver imagen). protoplanetary-disk-dust-mysteryEl propio Sol estuvo rodeado hace unos 5000 millones de años por uno de estos discos, que dio origen al Sistema Solar. No es pues casualidad que todos los planetas orbiten en torno al Sol en el mismo plano. Un parámetro fundamental para entender la evolución de los discos, y por tanto la formación de planetas, es la llamada “tasa de acreción”, que indica la cantidad de gas que cae (acreta) del disco a la estrella por unidad de tiempo. El mecanismo físico que controla la acreción en las estrellas jóvenes de baja masa (como el Sol o menos masivas) es bien conocido, así como la manera de medir observacionalmente la tasa de acreción en estos objetos. Sin embargo, en el caso de las estrellas jóvenes de masa intermedia (entre una y diez veces la masa del Sol, las denominadas estrellas Herbig Ae/Be), hay un debate abierto respecto a los dos puntos anteriores. En este artículo presentamos el análisis de varias observaciones realizadas sobre dos estrellas Herbig Ae/Be prototípicas, HD 31648 y HD 163296. Estas observaciones nos han permitido comprender mejor la manera en que las estrellas jóvenes de masa intermedia acretan material del disco a la estrella, así como medir la tasa de acreción de estos objetos.

2. ¿Qué implicaciones tiene este artículo y en qué ha sido pionero? ¿A qué preguntas ha dado respuestas?

Las principales preguntas a las que contribuimos a dar respuesta son las siguientes: ¿Es el mecanismo físico que dirige la acreción el mismo para estrellas jóvenes de baja y alta masa? ¿Puede medirse la tasa de acreción en las estrellas Herbig Ae/Be del mismo modo que en las estrellas jóvenes menos masivas? El análisis de nuestros datos proporciona una respuesta afirmativa en ambos casos (con matices, para las estrellas Herbig Ae/Be mas masivas y calientes, aun no tenemos respuesta concluyente). Este artículo es pionero principalmente por demostrar que todos los indicadores que se utilizan para medir la acreción en estrellas jóvenes de baja masa son igualmente válidos para las Herbig Ae/Be. Seguimos analizando observaciones que muy probablemente darán mayor soporte a nuestras conclusiones. La implicación directa de nuestros resultados es que abren la posibilidad de realizar observaciones que incluyan muestras amplias de estrellas Herbig Ae/Be, pudiéndose a partir de ahora medir sus tasas de acreción de manera sencilla, de igual modo que se viene haciendo para estrellas jóvenes de menor masa. Las consecuencias de poder realizar este tipo de observaciones cubriendo un amplio número de estrellas se explican en la última pregunta.

3. ¿Qué instalaciones científicas has tenido que emplear para lograr el objetivo?

Hemos utilizado el espectrógrafo X-Shooter en el Very Large Telescope (VLT, Atacama, Chile). La principal ventaja de este instrumento es que cubre un rango de longitud de onda muy amplio (ultravioleta, óptico e infrarrojo cercano), lo que nos ha permitido comparar la tasa de acreción que puede medirse directamente en el rango ultravioleta, con otras estimaciones de la acreción que se obtienen a partir de los rangos óptico e infrarrojo. Hemos comprobado que todas estas estimaciones coinciden, y que se obtiene lo que se esperaría si el mecanismo físico y los indicadores de acreción son los mismos para estrellas jóvenes de baja y alta masa. Las estrellas jóvenes son muy variables, de ahí que haya sido crucial usar un instrumento que nos permita ver de manera simultánea en un amplio rango de longitud de onda.

4. ¿Qué repercusiones podrían tener los resultados de este artículo en la vida diaria actual o futura?

Si la pregunta se refiere a aplicaciones prácticas que pudieran derivarse directamente de la investigación realizada, la respuesta creo que sería ninguna. Es ciencia básica donde lo que se pretende es abordar cuestiones fundamentales. Entender como acretan, y especialmente saber como medir la tasa de acreción en muestras amplias de estrellas jóvenes, es fundamental para entender cual es el mecanismo físico que controla la evolución de los discos que los rodean. Uno de estos posibles mecanismos es la formación planetaria, y diversos estudios teóricos apuntan a que esta podría ser mas eficiente en los discos que rodean las estrellas jóvenes de masa algo superior a la solar. El análisis observacional que hemos realizado es necesario para en un futuro conocer la incidencia de la formación planetaria en estrellas de todos los tipos, no solo en las poco masivas como hasta ahora. Esto tiene repercusiones a la hora de responder preguntas como ¿qué tipo de estrellas son las más favorables para formar planetas? ¿Son las estrellas como el Sol realmente las mejores candidatas? Aparte del interés intrínseco de este y otro tipo de cuestiones de ciencia básica, se genera un avance tecnológico en los detectores e instrumentación científica que se necesita para responderlas, lo que en ultimo término se refleja en aplicaciones directas para la sociedad, como las cámaras digitales integradas en los teléfonos móviles, por poner un ejemplo.

Ignacio Mendigutía

★★ Publicado en Astrophysical Journal en el año 2013.

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