Sorpresas en la nebulosa del Huevo Podrido

Por Natalia Ruiz Zelmanovitch, el 7 abril, 2015. Categoría(s): Astronomía • Ciencia • Física • Química
Nebulosa de la Calabaza o nebulosa del Huevo Podrido, Messier 46. Créditos: Valentín Bujarrabal (OAN, Observatorio Astronómico Nacional, IGN, España), WFPC2, HST, ESA, NASA.
Nebulosa de la Calabaza o nebulosa del Huevo Podrido, Messier 46. Créditos: Valentín Bujarrabal (OAN, Observatorio Astronómico Nacional, IGN, España), WFPC2, HST, ESA, NASA.

Ya habíamos hablado antes de la presencia de gases malolientes en entornos astrofísicos. Ahora, un equipo de investigadores ha descubierto nuevas especies moleculares con nitrógeno en una envoltura circunestelar conocida como nebulosa de la Calabaza o nebulosa del Huevo Podrido. ¿Qué por qué se llama así? Tapaos la nariz…

Las estrellas moribundas son auténticas fábricas de moléculas, ya que lanzan al medio interestelar parte del material que las forma, creando una especie de nube de gas y polvo a su alrededor denominada “envoltura circunestelar”. Utilizando el radiotelescopio IRAM 30m, un equipo de investigadores ha descubierto nuevas especies con nitrógeno (N) en OH231.8+4.2, una envoltura circunestelar rica en oxígeno también conocida como la nebulosa de la Calabaza o nebulosa del Huevo Podrido.

Desde hace unos 40 años, la química circunestelar es una fértil fuente para nuevos descubrimientos moleculares y para el desarrollo de modelos físicos y químicos. Las envolturas circunestelares alrededor de estrellas evolucionadas (en la etapa de la rama asintótica de las gigantes o AGB) se forman como resultado del intenso proceso de pérdida de masa que sufren estos objetos y están compuestas, principalmente, de gas molecular y polvo, lo que las convierte en las zonas del espacio con uno de los ambientes químicos más complejos.

Estas envolturas circunestelares se clasifican según las abundancias relativas de carbono y oxígeno, siendo ricas en uno u otro elemento, lo que determinará qué tipo de química predominará en cada uno de estos entornos.

En el caso de envolturas circunestelares ricas en oxígeno, el carbono desempeña el papel de “reactivo limitante” y se supone que está casi completamente contenido en el monóxido de carbono (CO), que es una especie muy abundante y estable, mientras que el oxígeno restante queda libre para reaccionar con otros átomos, formando moléculas adicionales portadoras de oxígeno.

Por esta razón, aparte del CO, las envolturas circunestelares ricas en oxígeno son relativamente pobres en especies moleculares portadoras de carbono, mientras que las envolturas ricas en carbono muestran bajas abundancias de especies portadoras de oxígeno. Hasta la fecha, la mayor parte de los esfuerzos de observación para detectar nuevas moléculas circunestelares se habían centrado en fuentes ricas en carbono, ya que se cree que cuentan con una química más compleja que sus homólogas ricas en oxígeno (de hecho, el objeto más estudiado de este tipo es la estrella evolucionada CW Leonis, en cuya envoltura se han descubierto unas 80 moléculas).

Sin embargo, trabajos recientes sugieren que las envolturas ricas en oxígeno pueden ser químicamente más diversas de lo que originalmente se pensaba. Por ejemplo, se han identificado algunos compuestos químicos inesperados (como HNC, HCO+, CS, CN, etc.) en un número de estrellas de tipo tardío ricas en oxígeno, incluyendo la nebulosa del Huevo Podrido, estudiada en este trabajo: utilizando datos obtenidos con el telescopio IRAM 30m, en un sondeo llevado a cabo en longitudes de onda milimétricas, se han detectado las especies moleculares HNCO, HNCS, HC3N y NO [1].

Este trabajo encierra muchas “primeras veces”: es la primera vez que se detectan HNCO y HNCS en cualquier tipo de envoltura circunestelar; es la primera vez que se ha detectado HC3N en una envoltura rica en oxígeno; por último, el hallazgo de NO (monóxido de nitrógeno) representa la primera detección en una envoltura alrededor de una estrella evolucionada de masa baja/intermedia (estrellas con una masa de entre una y ocho veces la masa del Sol).

La importancia de estas detecciones radica, no sólo en su descubrimiento, sino en que, además, nos dan pistas de los procesos químicos que podrían formarlas: el estudio de este hallazgo sugiere que los procesos de choque podrían ser los causantes de su formación. Pero, antes, conozcamos un poco más a nuestra protagonista.

Campo del cielo en el que se encuentra la Nebulosa de la Calabaza o nebulosa del Huevo Podrido, Messier 46. Créditos: ESA; Valentín Bujarrabal (Observatorio Astronómico Nacional, IGN) y sondeo Digitized Sky Survey.
Campo del cielo en el que se encuentra la Nebulosa de la Calabaza o nebulosa del Huevo Podrido, Messier 46. Créditos: ESA; Valentín Bujarrabal (Observatorio Astronómico Nacional, IGN) y sondeo Digitized Sky Survey.

OH231.8+4.2, la nebulosa de la Calabaza o del Huevo Podrido

OH231.8+4.2 [2] es una conocida nebulosa bipolar que también se conoce con el nombre de nebulosa del Huevo Podrido (aunque por la misma regla de tres se podría llamar la nebulosa pestilente… como sabéis, no es la primera vez que hablamos de gases pestosos ni de otros compuestos con un característico mal olor. En este caso, nuestra nebulosa tiene tantos compuestos sulfurosos que la cosa debe andar muy mal ahí arriba (en este caso particular, la nebulosa contiene moléculas con azufre (H2S, SO y SO2) en gran abundancia, que serían las responsables del típico olor a descomposición).

La etapa evolutiva de esta nebulosa no está clara debido a sus múltiples e inusuales propiedades. Se cree que se trata de una precursora de nebulosa planetaria detectada, probablemente, en una fase de transición de breve duración. La estrella central es QX Pup [3], y está oscurecida en el rango visible por el gas y el polvo.

La evolución tardía de este objeto puede haber sido compleja, ya que tiene una estrella compañera binaria identificada indirectamente a partir del análisis espectral de la luz reflejada por la nebulosa.

Una estrella compañera podría influir y alterar una envoltura circunestelar tanto en el desarrollo físico (por ejemplo, debido a la influencia de su campo gravitatorio) como químico (por ejemplo, si fuera muy caliente, podría emitir luz de tipo ultravioleta capaz de disociar parte de las moléculas).

La mayoría del material nebular se encuentra en forma de polvo y gas molecular frío y masivo. Este gas se encuentra en una estructura muy alargada y grumosa formada por dos componentes principales: un núcleo central y un flujo bipolar altamente colimado.

Tanto la presencia de flujos bipolares como la presencia de choques, son características comunes a los objetos que han dejado la fase de AGB y se encuentran evolucionando a la fase de pre-nebulosa planetaria.

Sin embargo, esta nebulosa aún preserva características afines a las envolturas esféricas de estrellas que aún se encuentran en la fase AGB. De hecho, la estrella central, QX Pup, se clasifica como AGB. Vamos que, como decíamos al principio, no nos queda claro en qué etapa de su vida se encuentra y es probable que esté en un momento de transición y la hayamos pillado “in fraganti”.

Pero ese no es el único tema de debate: aún se discute cuál ha podido ser el proceso que dio origen y forma a esta nebulosa tal y como la vemos hoy en día. Se cree que, en un primer momento, se creó una envoltura de forma esférica alrededor de la estrella AGB (lo cual ocurre en la mayoría de las estrellas de este tipo). Sin embargo, un mecanismo de origen desconocido creó unos chorros de materia bipolares, colimados y fuertemente acelerados [4]. El choque de dichos chorros con la envoltura AGB, que previamente ocupaba ese lugar en la zona de los polos, empujaría ese material lejos de la estrella, creando esa forma de calabaza o reloj de arena.

Es probable que el origen de estas diferencias y de la propia aceleración [5] sea consecuencia de la presencia de esa posible compañera estelar, un escenario plausible que se ha propuesto para explicar la forma y la aceleración de pre-nebulosas planetarias bipolares y de nebulosas planetarias.

La importancia de los choques

Les habíamos dejado con la miel en los labios (porque decir con el huevo podrido en los labios, como que no) al adelantarles la importancia de los choques en este trabajo de investigación. Y es que, tras estudiar y comparar las observaciones y los resultados de los modelos, se dedujo que las cantidades encontradas de estas especies moleculares (recuerden, HNCO, HNCS, HC3N y NO) en esta nebulosa no podían ser producto ni de química inducida por fotones ultravioleta ni de química inducida por rayos cósmicos, y que otros procesos, por ejemplo, los choques, jugaban un papel importante en su formación.

Es muy probable que las moléculas situadas en la zona del choque, que se encuentra entre el chorro y la envoltura esférica, se disociaran. Incluso podría haberse extraído material de los granos de polvo. Luego, tras el paso del choque, el material chocado se iría enfriando con el paso del tiempo, permitiendo así que volvieran a formarse nuevas moléculas.

En definitiva, este sondeo en el rango milimétrico ha llevado al equipo a obtener información muy detallada sobre la estructura físico-química global de esta envoltura. OH231.8+4.2 podría ser el mejor ejemplo de un entorno alrededor de una estrella evolucionada que ha sufrido choques y, por tanto, un entorno único para el estudio de los procesos químicos inducidos por estos choques.

Ya ven: huevos podridos, violentos impactos, gases malolientes… nuestra nebulosa oxigenada parecía un entorno aburrido. Y va a ser que no.

Más información:

Este trabajo se ha presentado en el artículo científico “New N-bearing species towards OH231.8+4.2: HNCO, HNCS, HC3N and NO”, y ha sido publicado en la revista Astronomy & Astrophysics. Sus autores son L. Velilla Prieto (Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid, ICMM-CSIC; Centro de Astrobiología, CAB/INTA-CSIC); C. Sánchez Contreras (CAB/INTA-CSIC); J. Cernicharo (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC; CAB/INTA-CSIC); M. Agúndez (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC; CAB/INTA-CSIC; Laboratorio de Astrofísica de Burdeos, LAB/Universidad de Burdeos, Francia); G. Quintana-Lacaci (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC; CAB/INTA-CSIC); J. Alcolea (Observatorio Astronómico Nacional OAN-IGN); V. Bujarrabal (OAN-IGN); F. Herpin (LAB/Universidad de Burdeos); K. M. Menten (Instituto Max Planck de Radioastronomía, Alemania); y F. Wyrowski (Instituto Max Planck de Radioastronomía, Alemania).

Notas

[1] Además de estas especies moleculares, este sondeo en el rango milimétrico ha detectado cientos de transiciones moleculares, descubriendo más de 30 nuevas especies (incluyendo diferentes isotopólogos) y ampliando la secuencia de transiciones rotacionales detectadas para muchas otras especies en esta fuente.

[2] Descubierta por Turner (1971), OH231.8+4.2 esta nebulosa bipolar rodea a una fuente de OH/IR: los objetos OH/IR -que se observan en el infrarrojo- son objetos estelares brillantes evolucionados con una envoltura que presentan una eminente emisión tipo máser de OH.

[3] Esta estrella se clasifica como M9-10 III y tiene una variabilidad de tipo Mira coherente con una estrella evolucionada AGB.

[4] Con velocidades de hasta ∼400 km s−1.

[5] Parece que la aceleración de los lóbulos pudo tener lugar hace unos ∼800 años en menos de ∼150 años y se cree que el núcleo central de baja velocidad es, probablemente, el vestigio fósil de la envoltura circunestelar de la AGB.



Por Natalia Ruiz Zelmanovitch, publicado el 7 abril, 2015
Categoría(s): Astronomía • Ciencia • Física • Química

 

Publicidad