Cada vez tenemos más claro que hay planetas en los lugares menos esperados: flotando solitarios por el espacio (expulsados de sus sistemas), alrededor de estrellas como la nuestra (que era lo más lógico), alrededor de púlsares (los primeros exoplanetas descubiertos), y alrededor de estrellas más pequeñas que nuestro Sol. No los veíamos y ahora los números se nos van de las manos, aunque los que más nos interesan son los parecidos a la Tierra, de tipo rocoso. Pero, ¿qué condiciones se dan en esos discos de escombros donde nacen los planetas para que sean de un tipo o de otro?

El nacimiento de los planetas es el final de un proceso que implica mucha condensación y concentración de materia. En el principio, tenemos una tenue nube molecular que se encuentra en el espacio, con granos de polvo y moléculas de gas flotando aleatoriamente. En un momento dado, la materia empieza a condensarse en determinados puntos que, si se dan las condiciones necesarias, acabarán colapsando y creando estrellas. La estrella tendrá a su alrededor los restos de su propia formación, los escombros, que acabarán formando un disco a su alrededor.

Esa materia sobrante, compuesta de gas y polvo, quedará “flotando” en torno a la estrella, generando, con el tiempo, discos de material en los que esos restos se “apelotonan” y acaban naciendo los planetas (también hemos hablado de discos de segunda generación, algo intrigante que aún se está estudiando). Así que podemos decir que las estrellas son las “madres” de los planetas.

Conocer la composición de estos discos, su física y su química, es fundamental para saber qué necesita un planeta para formarse. Es decir: según la materia prima que tengamos y las condiciones que se den, tendremos planetas o no y, de tenerlos, serán rocosos o gaseosos.

Como no podía ser de otra manera, nos intriga saber cómo se formó la Tierra, qué condiciones se dieron para el surgimiento de un planeta como el nuestro. Para intentar saber más, estudiamos los discos de estrellas jóvenes, parecidas a nuestro Sol en sus primeras etapas, con el fin de intentar establecer ciertos paralelismos. Una de esas estrellas es AB Aurigae, una estrella de tipo Herbig Ae que alberga un conocido disco protoplanetario en el que parece haberse iniciando la fase de formación de planetas, una etapa conocida como “disco de transición”, un paso entre esa etapa de material acumulado en el disco y la formación planetaria.

Dentro del disco, uno de los lugares clave a la hora de estudiar dónde y cómo se inicia el nacimiento planetario es la denominada “trampa de polvo”, el lugar en el que vemos que hay mayor acumulación de polvo dentro de un disco de escombros.

Una trampa de la que no podrás escapar… o sí.

La “trampa de polvo” se llama así porque los datos indican que los granos de polvo quedan atrapados durante muchísimo tiempo, lo cual facilitaría la formación de las semillas de los planetas [1]. Otro aspecto interesante es la forma del disco que, en este caso, se ve ligeramente alterada, lo cual podría ser un indicio de que la formación planetaria ha dado comienzo: los datos de interferometría indican que tiene forma de herradura [2].

Al principio, los discos protoplanetarios cuentan con una abundante cantidad de gas que irán perdiendo con el tiempo, a medida que se forman los planetas y se “limpia” de restos de material. Parte de ese gas también se integrará en el planeta. De hecho, en este trabajo, liderado por Susana Pacheco-Vázquez y Asunción Fuente, del Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN), se ha estudiado la composición química del gas del disco de la estrella AB Auriga y se han detectado varias moléculas orgánicas simples [3] y monóxido de azufre (SO).

El azufre es uno de los elementos más abundantes del Sistema Solar. Sin embargo, hasta ahora este es el único disco protoplanetario en el que se ha observado SO. Pero ese no es el único misterio: en la trampa de polvo no se encuentra la cantidad esperada de SO. Casi todas las moléculas presentan una distribución espacial en forma de herradura, al igual que el polvo. Sin embargo, la distribución espacial del SO se parece más a un anillo con emisión uniforme. Esto solo se podría entender si el SO fuera menos abundante en la trampa del polvo que en el resto del disco.

Una posible explicación para comprender dónde ha podido ir a parar el SO que no encontramos, sería que esas moléculas de SO y SO₂, dadas las condiciones de alta densidad que se dan en la trampa de polvo [4], estuvieran congeladas sobre las superficies de los granos de polvo. Y es que, con observaciones en el rango milimétrico (el rango en el que emiten los objetos más fríos) las moléculas en el hielo no se pueden detectar, por eso no encontramos la cantidad esperada de SO.

¿Qué significa que haya o no haya SO en una trampa de polvo? En principio, se podría utilizar su presencia, ausencia o incluso abundancia, para saber si el disco que estamos estudiando está acercándose a la fase en la que empieza a crear planetas. Y, puesto que el gas y el polvo que se encuentran en los discos protoplanetarios son la materia prima de la que nacen los planetas, la comprensión de su química puede arrojar alguna luz sobre la eterna cuestión: el origen de la vida.

 

Notas

[1]El máximo de la emisión de polvo corresponde a un máximo de presión de gas en el que las partículas de polvo estarían atrapadas durante mucho tiempo, unos 0,1 Myr (millones de años).

[2]El disco de transición es altamente asimétrico en azimut, presentando una morfología desproporcionada con el máximo hacia el sudoeste.

[3] Los compuestos detectados son HCO⁺, H₂CO, HCN, CN, CS y SO.

[4]El equipo ha llegado a esta conclusión tras realizar cálculos detallados sobre la química, la excitación y la transferencia radiativa que simulan las condiciones físicas en el disco protoplanetario y estudian la química del azufre dentro de la trampa de polvo.

 

Imágenes

Imagen 1: Disco protoplanetario que rodea a la estrella AB Aurigae. Crédito: Telescopio Espacial Hubble/STIS/C.A. Grady (NOAO, NASA/GSFC), et al., NASA.

Imagen 2: Imágenes de NOEMA del disco de transición que rodea a la estrella AB Aurigae.

Imágenes con alta resolución espacial (~1.6»= 231 AU) de las líneas de C¹⁸O 2->1, H₂CO 3_0,3->2_0,2 y SO 5₆ -> 4₅ obtenidas con NOEMA. La emisión de las líneas moleculares sigue al anillo detectado en la emisión de polvo continuo (a 1mm). La trampa de polvo se detecta claramente en el continuo de 1mm y en la imagen de C¹⁸O. Sin embargo, la línea SO presenta una emisión casi uniforme a lo largo del anillo sin realce significativo.

Se han realizado cálculos de transferencia radiativa, químicos y de excitación, simulando las condiciones físicas de un disco protoplanetario, con el fin de investigar la química de azufre en la región de formación de planetas. Nuestro modelo muestra que, las condiciones de alta densidad características de la trampa de polvo, conducirían a una rápida congelación de las moléculas de SO y de SO₂ en las superficies de los granos. La ausencia de algunas moléculas volátiles como SO puede utilizarse, por tanto, como un diagnóstico químico para detectar la existencia de un entorno en el que están naciendo planetas.

Imagen 3: Comparación entre los espectros modelados y los detectados por el telescopio de 30 metros hacia el disco de AB Aur. Las líneas azul y magenta corresponden al mismo modelo con ángulos de inclinación del disco de 27◦ y 40◦ respectivamente.

Contacto:

Asunción Fuente:  a.fuente@oan.es
Observatorio Astronómico Nacional (IGN)

Roberto Neri: neri@iram.fr
Instituto de Radioastronomía Milimétrica (IRAM)

Más información:

Este trabajo se ha publicado en el artículo científico “High spatial resolution imaging of SO and H₂CO in AB Auriga: the first SO image in a transitional disk”, publicado en la revista “Astronomy and Astrophysics”, y sus autores son Susana Pacheco-Vázquez (OAN-IGN), Asunción Fuente (OAN-IGN), Clément Baruteau (CNRS, IRAP), Olivier Berné (CNRS, IRAP),  Marcelino Agúndez (ICMM), Roberto Neri (IRAM), Javier R. Goicoechea (ICMM),  José Cernicharo (ICMM) y Rafael Bachiller (OAN-IGN).

Este trabajo se ha llevado a cabo con observaciones del interferómetro NOEMA y el radiotelescopio IRAM 30m. Las observaciones con el radiotelescopio IRAM 30m se realizaron dentro del gran programa ASAI («IRAM chemical survey of sun-like star-forming regions», sondeo químico de IRAM de regiones de formación de estrellas de tipo solar), cuyos investigadores principales son R. Bachiller y B. LeFloch. Las observaciones de NOEMA las realizó un equipo internacional liderado por el Observatorio Astronómico Naciona (IGN).

Enlaces:

Nota de prensa en ASTROMOL: “El lugar donde nacen los planetas”