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Las estrellas masivas tienen el potencial de formar sistemas solares

Las estrellas masivas tienen el potencial de formar sistemas solares

Las estrellas forman sus sistemas solares. Esto es cierto para nosotros y también lo es para los demás. Pero para algunas estrellas masivas, su capacidad para dar forma a sistemas que aún se están formando es crucial.

Cuando son jóvenes, las estrellas están rodeadas por una masa giratoria de gas y polvo llamada disco protoplanetario. Los planetas se forman en estos discos y el proceso puede tardar millones de años. Pero las estrellas tienen diferentes masas y diferentes emisiones de radiación que afectan cómo se forman los planetas, o si se forman en absoluto.

Una nueva investigación investiga cómo la fuerte radiación ultravioleta de estrellas masivas afecta la formación de planetas en discos. El artículo de investigación es «En un disco protoplanetario se observa un flujo de fotoevaporación impulsado por el UV lejano.Fue publicado en la revista Science y el autor principal es Olivier Berne del Instituto de Investigación de Astrofísica y Planetología de la Universidad de Toulouse, Francia.

La investigación analiza estrellas grandes en el primer millón de años de su vida, cuando no sólo son jóvenes sino también extremadamente luminosas. Los investigadores se centraron en varias estrellas de la Nebulosa de Orión y sus guarderías estelares. Las estrellas son al menos diez veces más grandes que el Sol y 10.000 veces más brillantes. ¿Qué efecto tiene su brillo y toda la radiación sobre los discos en los que se forman los planetas?

Estas poderosas estrellas jóvenes emiten altos niveles de radiación ultravioleta lejana (FUV), que tiene el potencial de eliminar masa de los discos de formación de planetas. Esta fuerza se extiende más allá de su entorno inmediato hasta los discos que rodean estrellas cercanas de baja masa.

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«La mayoría de las estrellas de baja masa se forman en cúmulos estelares que también contienen estrellas masivas, que son fuentes de radiación ultravioleta lejana (FUV)», explican los investigadores. «Los modelos teóricos predicen que esta radiación FUV produce regiones de fotodisociación (PDR) en las superficies de los discos protoplanetarios alrededor de estrellas de baja masa, lo que afecta la formación planetaria dentro de los discos». Los rangos de PDR pueden extenderse a varios cientos de unidades astronómicas (AU).

Los investigadores examinaron un disco protoplanetario ubicado dentro del rango de estrellas activas de gran masa que se encuentran en… Conjunto trapecio En el corazón de la Nebulosa de Orión. Las cinco estrellas más brillantes de este grupo tienen masas de entre 15 y 30 masas solares, lo que las convierte en las principales candidatas para estudiar las PDR en discos de formación de planetas cercanos. El PDR Orion Bar es un PDR típico que ha sido muy estudiado.

Nebula de Orión. El Cúmulo Trapecio está ubicado arriba y a la derecha de las tres estrellas en el Cinturón de Orión en esta imagen. Las estrellas del Trapecio son las principales responsables de iluminar a Orión, y su poderosa energía FUV puede extraer gas de los discos protoplanetarios que rodean estrellas cercanas de baja masa. Fuente de la imagen: NASA, ESA, M. Robberto (Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial/ESA) y Equipo del Proyecto Orion Locker del Telescopio Espacial Hubble, dominio público, a través de Wikimedia Commons

El disco de la imagen, d203-506, es bombardeado por una intensa radiación FUV procedente de estrellas trapezoidales masivas. La radiación FUV dispersa la materia en el disco, impidiendo la formación de planetas. Según la investigación, en este disco es imposible que se forme un planeta con la masa de Júpiter, porque la radiación elimina la materia.

Esta forma de investigación tiene a la izquierda una imagen óptica del Hubble.  A la derecha hay una imagen JWST NIR de la misma región, incluida una vista ampliada del disco d203-506.  La línea de puntos representa una característica llamada Orion Bar PDR.  En la parte superior derecha de la barra, el gas está completamente ionizado y en la parte inferior izquierda, el gas es neutro.  Una imagen más pequeña del disco muestra un punto brillante donde los chorros de la estrella en fusión envían material al espacio.  Crédito de la imagen: Byrne et al.  2024.
Esta forma de investigación tiene a la izquierda una imagen óptica del Hubble. A la derecha hay una imagen JWST NIR de la misma región, incluida una vista ampliada del disco d203-506. La línea de puntos representa una característica llamada Orion Bar PDR. En la parte superior derecha de la barra, el gas está completamente ionizado y en la parte inferior izquierda, el gas es neutro. Una imagen más pequeña del disco muestra un punto brillante donde los chorros de la estrella en fusión envían material al espacio. Crédito de la imagen: Byrne et al. 2024.

«La formación de planetas está limitada por procesos de eliminación de masa del disco, como la fotoevaporación», escriben los autores. «Esto ocurre cuando las capas superiores de los discos protoplanetarios se calientan mediante rayos X o fotones ultravioleta». Una vez calentado, el gas excede la velocidad de escape del disco y abandona el sistema.

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Después de que la radiación empuja la masa fuera del disco, se acumula en una envoltura difusa alrededor del disco.

Este diagrama de la investigación muestra algunas de las fuerzas involucradas en el disco de formación de planetas D203-506.  Características como el punto brillante y los chorros son visibles pero no están etiquetadas en las imágenes JWST que preceden a esta.  Las flechas marrones muestran el gas expulsado del disco por la radiación FUV, que produce la capa color canela alrededor del disco.  El contorno naranja es el frente de desintegración.  Crédito de la imagen: Byrne et al.  2024.
Este diagrama de la investigación muestra algunas de las fuerzas involucradas en el disco de formación de planetas D203-506. Características como el punto brillante y los chorros son visibles pero no están etiquetadas en las imágenes JWST que preceden a esta. Las flechas marrones muestran el gas expulsado del disco por la radiación FUV, que produce la capa color canela alrededor del disco. El contorno naranja es el frente de desintegración. Crédito de la imagen: Byrne et al. 2024.

La poderosa radiación FUV divide el hidrógeno molecular en hidrógeno atómico. PDR representa la transición entre el hidrógeno molecular y atómico. Cuando el hidrógeno se convierte en hidrógeno atómico, se calienta y el calentamiento ayuda a estimular la fotoevaporación del hidrógeno.

Cuando la estrella dentro del disco afectado es más masiva, esto ayuda a limitar la pérdida de hidrógeno del disco. Su gravedad puede ayudar al disco a retener materia, haciéndola disponible para la formación planetaria.

Todo esto se hace relativamente rápido en el disco. En el disco d203-506, la masa de la estrella es de sólo 0,3 masas solares. En apenas 0,13 millones de años, se extraerá del disco suficiente material para impedir la formación de un planeta con la masa de Júpiter, escriben los investigadores. «Esto es incluso más rápido que la formación de planetas en sus primeras etapas», escribieron los investigadores.

Pero la poderosa radiación FUV y los PDR que producen hacen más que simplemente prevenir la formación de planetas gigantes gaseosos. También dan forma a otros aspectos del futuro sistema solar.

«El impacto afecta a la masa, el radio, la edad, la evolución química y el crecimiento y migración de los planetas que se forman dentro del disco», explican los autores.