Se ha encontrado un enjambre de estrellas jóvenes y polvorientas alrededor del agujero negro central de nuestra galaxia.

Los agujeros negros supermasivos son extremadamente voraces. Los grupos de polvo y gas son vulnerables a las perturbaciones causadas por la turbulencia y la radiación cuando se acercan demasiado. Entonces, ¿por qué algunos de ellos orbitan alrededor del borde del enorme monstruo de la Vía Láctea, Sgr A*? Quizás estos misteriosos bloques escondan algo.

Después de analizar observaciones de objetos polvorientos, un equipo internacional de investigadores, dirigido por el astrofísico Florian Biesker de la Universidad de Colonia, identificó que estos grupos potencialmente albergan objetos estelares jóvenes (YSO) rodeados por una neblina de gas y polvo. Lo que es aún más extraño es que estas estrellas recién nacidas son más jóvenes que un grupo de estrellas inusualmente jóvenes y brillantes que ya se sabe que orbitan alrededor de Sgr A*, conocidas como estrellas S.

Encontrar estos dos cúmulos orbitando tan cerca es inusual porque se espera que las estrellas que orbitan alrededor de agujeros negros supermasivos sean débiles y mucho más antiguas. Biesecker y sus colegas rechazan la idea predominante de clasificación. [these] «Los objetos tienen forma de nubes sin corazón en el campo de radiación de alta energía del agujero negro supermasivo Sgr A*», dijeron en Estancia Fue publicado recientemente en la revista Astronomy & Astrophysics.

Más que solo polvo espacial

Para que los investigadores pudieran descubrir qué objetos cerca de Sgr A* eran, necesitaban descartar objetos que no estaban allí. Están enterrados en envolturas de gas y polvo, mantienen temperaturas particularmente altas, no se evaporan fácilmente y cada uno orbita solo alrededor del agujero negro supermasivo.

Los investigadores determinaron sus propiedades químicas a partir de los fotones que emiten, y sus emisiones en el infrarrojo medio y cercano eran consistentes con las de las estrellas. Los investigadores utilizaron uno de estos objetos, G2/DSO, como estudio de caso para probar sus ideas sobre qué son estos objetos. El alto brillo y las emisiones particularmente intensas de este objeto lo convierten en el más fácil de estudiar. Su masa es similar a la masa de estrellas conocidas de baja masa.

Las estrellas de tipo miniestelar son estrellas de baja masa que han pasado la etapa protoestelar pero aún no han evolucionado hasta convertirse en estrellas de secuencia principal, con núcleos que fusionan hidrógeno en helio. A estos objetos les gustan las pequeñas estrellas parecidas a estrellas porque no pueden ser acumulaciones de gas y polvo espacial. Las nubes de gas que no tienen objetos en su interior a los que agarrarse por gravedad no pueden permanecer cerca de un agujero negro supermasivo por mucho tiempo. Su intenso calor hace que el gas y el polvo se evaporen muy rápidamente, y las partículas excitadas por el calor chocan entre sí y vuelan al espacio.

El equipo calculó que una nube del tamaño de G2/DSO se evaporaría en unos siete años. En cuanto a la estrella que orbita a la misma distancia del enorme agujero negro, no será destruida a la misma velocidad debido a su densidad y masa mucho mayores.

Otra clase de objetos que hipotéticamente podrían ser estos cúmulos de polvo, pero que no lo son, son las nebulosas planetarias compactas o CPN. Estas nebulosas son las envolturas exteriores de gas en expansión de estrellas pequeñas y medianas en su agonía final. Si bien una nebulosa planetaria compacta tiene algunas características en común con las estrellas, la atracción gravitacional de un agujero negro supermasivo fácilmente separaría y desgarraría sus envolturas de gas.

También es poco probable que las estrellas de tipo binario sean estrellas binarias, aunque la mayoría de las estrellas se forman en sistemas binarios. Es probable que las altas temperaturas y la turbulencia en SGR A* provoquen la migración de estrellas que alguna vez formaron parte de sistemas binarios.

viendo estrellas

Otras observaciones han demostrado que algunos objetos cubiertos de polvo son estrellas emergentes, mientras que otros se cree que son estrellas de algún tipo, pero no han sido identificadas definitivamente.

Las características que hicieron del G2/DSO un caso de estudio excepcional son también la razón por la que se lo identifica como un YSO. D2 es otro objeto de alta luminosidad del tamaño de una estrella de baja masa que es fácil de detectar en el infrarrojo cercano y medio. D3 y D23 también tienen características similares. Estos son los puntos cercanos al agujero negro que los investigadores creen que probablemente sean YSO.

Hay otros candidatos que requieren un análisis más profundo. Estos incluyen objetos adicionales que pueden o no ser YSO, pero que aún exhiben propiedades estelares: D3.1 y D5, que son difíciles de observar. La emisión de infrarrojo medio de D9 es particularmente baja en comparación con las otras candidatas, pero todavía se piensa que es un tipo de estrella, aunque probablemente no sea una YSO. Objetos X7 y Aún se desconoce si alguno de estos objetos es realmente YSO.

Nadie sabe todavía de dónde proceden estos cuerpos de polvo y cómo se formaron. Los investigadores sugieren que los objetos se formaron juntos en nubes moleculares que caían hacia el centro de la galaxia. También creen que, independientemente de dónde nació, migró hacia Sgr A*, y todos los objetos que se encontraban en sistemas binarios quedaron separados entre sí por la enorme gravedad del agujero negro.

Aunque es poco probable que las estrellas tipo S y las potenciales estrellas tipo S se originaran en el mismo cúmulo que las estrellas S ligeramente más antiguas, pueden estar relacionadas de alguna manera. Es posible que hayan experimentado viajes de formación y migración similares, y que las estrellas más jóvenes eventualmente alcancen la misma etapa.

«En teoría, las fuentes de polvo evolucionarán hasta convertirse en estrellas S de baja masa», afirmó el equipo de Bisker en el mismo informe. Estancia.

Incluso los agujeros negros lucen mejor con un brillante colgante de diamantes.

Astronomía y Astrofísica, 2024. DOI: 10.1051/0004-6361/202449729