Uno de los temas astrofísicos más candentes actualmente, la búsqueda de planetas similares a la Tierra alrededor de otras estrellas, acaba de recibir un impulso importante de las nuevas observaciones espectrales con el instrumento MIDI en el interferómetro VLT de ESO (VLTI).
Un equipo internacional de astrónomos [2] ha obtenido espectros infrarrojos únicos del polvo en las regiones más internas de los discos protoplanetarios alrededor de tres estrellas jóvenes, ahora en un estado posiblemente muy similar al de nuestro sistema solar en proceso, unos 4.500 hace millones de años
Al informar en el número de esta semana de la revista científica Nature, y gracias a la visión inigualable, aguda y penetrante de la interferometría, muestran que en los tres, los ingredientes correctos están presentes en el lugar correcto para comenzar la formación de planetas rocosos en estas estrellas.
"Arena" en las regiones internas de los discos estelares
El Sol nació hace unos 4.500 millones de años a partir de una nube fría y masiva de gas y polvo interestelar que colapsó bajo su propio tirón gravitacional. Un disco polvoriento estaba presente alrededor de la joven estrella, en el que más tarde se formaron la Tierra y otros planetas, así como cometas y asteroides.
Esta época se ha ido hace mucho tiempo, pero aún podemos presenciar ese mismo proceso al observar la emisión infrarroja de estrellas muy jóvenes y los discos protoplanetarios polvorientos a su alrededor. Hasta ahora, sin embargo, la instrumentación disponible no permitía un estudio de la distribución de los diferentes componentes del polvo en tales discos; incluso los más cercanos conocidos están demasiado lejos para que los mejores telescopios individuales los resuelvan. Pero ahora, como explica Francesco Paresce, científico del proyecto para el interferómetro VLT y miembro del equipo de ESO, “con el VLTI podemos combinar la luz de dos telescopios grandes bien separados para obtener una resolución angular sin precedentes. Esto nos ha permitido, por primera vez, mirar directamente en la región más interna de los discos alrededor de algunas estrellas jóvenes cercanas, justo en el lugar donde esperamos que se formen planetas como nuestra Tierra o que pronto se formen ”.
Específicamente, las nuevas observaciones interferométricas de tres estrellas jóvenes por parte de un equipo internacional [2], utilizando la potencia combinada de dos telescopios VLT de 8.2 m con una separación de cien metros, han logrado una nitidez de imagen suficiente (aproximadamente 0.02 segundos de arco) para medir la emisión infrarroja del región interna de los discos alrededor de tres estrellas (que corresponde aproximadamente al tamaño de la órbita de la Tierra alrededor del Sol) y la emisión desde la parte externa de esos discos. Los espectros infrarrojos correspondientes han proporcionado información crucial sobre la composición química del polvo en los discos y también sobre el tamaño promedio de grano.
Estas observaciones pioneras muestran que la parte interna de los discos es muy rica en granos de silicato cristalino ("arena") con un diámetro promedio de aproximadamente 0.001 mm. Están formados por la coagulación de granos de polvo amorfo mucho más pequeños que estaban omnipresentes en la nube interestelar que dio origen a las estrellas y sus discos.
Los cálculos del modelo muestran que los granos cristalinos deben estar abundantemente presentes en la parte interna del disco en el momento de la formación de la Tierra. De hecho, los meteoritos en nuestro propio sistema solar están compuestos principalmente por este tipo de silicato.
El astrónomo holandés Rens Waters, miembro del equipo del Instituto Astronómico de la Universidad de Amsterdam, está entusiasmado: “Con todos los ingredientes en su lugar y la formación de granos más grandes del polvo ya comenzó, la formación de trozos de piedra cada vez más grandes y , finalmente, ¡los planetas similares a la Tierra de estos discos son casi inevitables!
Transformando los granos
Se sabe desde hace algún tiempo que la mayor parte del polvo en los discos alrededor de las estrellas recién nacidas está formado por silicatos. En la nube natal, este polvo es amorfo, es decir, los átomos y las moléculas que forman un grano de polvo se unen de manera caótica, y los granos son esponjosos y muy pequeños, típicamente de un tamaño de aproximadamente 0,0001 mm. Sin embargo, cerca de la estrella joven donde la temperatura y la densidad son más altas, las partículas de polvo en el disco circunestelar tienden a unirse para que los granos se agranden. Además, el polvo se calienta con radiación estelar y esto hace que las moléculas en los granos se reorganicen en patrones geométricos (cristalinos).
En consecuencia, el polvo en las regiones del disco más cercanas a la estrella pronto se transforma de granos "prístinos" (pequeños y amorfos) a "procesados" (más grandes y cristalinos).
Las observaciones espectrales de los granos de silicato en la región de longitud de onda del infrarrojo medio (alrededor de 10 μm) indicarán si son "inmaculados" o "procesados". Observaciones anteriores de discos alrededor de estrellas jóvenes han demostrado que existe una mezcla de material prístino y procesado, pero hasta ahora era imposible saber dónde residían los diferentes granos en el disco.
Gracias a un aumento de cien veces en la resolución angular con el VLTI y el instrumento MIDI altamente sensible, los espectros infrarrojos detallados de las diversas regiones de los discos protoplanetarios alrededor de tres estrellas recién nacidas, de solo unos pocos millones de años, ahora muestran que el polvo está cerca de la estrella está mucho más procesada que el polvo en las regiones externas del disco. En dos estrellas (HD 144432 y HD 163296) el polvo en el disco interno se procesa bastante mientras que el polvo en el disco externo es casi prístino. En la tercera estrella (HD 142527) el polvo se procesa en todo el disco. En la región central de este disco, está extremadamente procesado, de manera consistente con polvo completamente cristalino.
Por lo tanto, una conclusión importante de las observaciones del VLTI es que los componentes básicos de los planetas similares a la Tierra están presentes en los discos circunestelares desde el principio. Esto es de gran importancia ya que indica que los planetas del tipo terrestre (rocoso) como la Tierra son muy probablemente muy comunes en los sistemas planetarios, también fuera del sistema solar.
Los cometas vírgenes
Las presentes observaciones también tienen implicaciones para el estudio de los cometas. Algunos, tal vez todos, los cometas del sistema solar contienen polvo prístino (amorfo) y procesado (cristalino). Los cometas se formaron definitivamente a grandes distancias del Sol, en las regiones exteriores del sistema solar donde siempre ha estado muy frío. Por lo tanto, no está claro cómo los granos de polvo procesados pueden terminar en cometas.
En una teoría, el polvo procesado es transportado hacia afuera desde el joven Sol por la turbulencia en el disco circunsolar bastante denso. Otras teorías afirman que el polvo procesado en los cometas se produjo localmente en las regiones frías durante mucho más tiempo, tal vez por ondas de choque o rayos en el disco, o por colisiones frecuentes entre fragmentos más grandes.
El presente equipo de astrónomos ahora concluye que la primera teoría es la explicación más probable de la presencia de polvo procesado en los cometas. Esto también implica que los cometas de períodos largos que a veces nos visitan desde los confines de nuestro sistema solar son cuerpos realmente prístinos, que se remontan a una época en que la Tierra y los otros planetas aún no se habían formado.
Por lo tanto, los estudios de tales cometas, especialmente cuando se realizan in situ, proporcionarán acceso directo al material original a partir del cual se formó el sistema solar.
Más información
Los resultados informados en este ESO PR se presentan con más detalle en un documento de investigación "Los componentes básicos de los planetas dentro de la región" terrestre "de los discos protoplanetarios", por Roy van Boekel y coautores (Nature, 25 de noviembre de 2004). Las observaciones se realizaron en el transcurso del programa de demostración científica temprana de ESO.
Notas
[1]: Este comunicado de prensa de ESO se emite en colaboración con el Instituto Astronómico de la Universidad de Amsterdam, Países Bajos (NOVA PR) y el Max-Planck-Institut f? R Astronomie (Heidelberg, Alemania (MPG PR).
[2]: El equipo está formado por Roy van Boekel, Michiel Min, Rens Waters, Carsten Dominik y Alex de Koter (Instituto Astronómico, Universidad de Amsterdam, Países Bajos), Christoph Leinert, Olivier Chesneau, Uwe Graser, Thomas Henning, Rainer K ? hler y Frank Przygodda (Max-Planck-Institut f? r Astronomie, Heidelberg, Alemania), Andrea Richichi, Sebastien Morel, Francesco Paresce, Markus Sch? ller y Markus Wittkowski (ESO), Walter Jaffe y Jeroen de Jong (Observatorio de Leiden , Países Bajos), Anne Dutrey y Fabien Malbet (Observatorio de Burdeos, Francia), Bruno López (Observatorio de la Costa Azul, Niza, Francia), Guy Perrin (LESIA, Observatorio de París, Francia) y Thomas Preibisch (Max -Planck-Institut f? R Radioastronomie, Bonn, Alemania).
[3]: El instrumento MIDI es el resultado de una colaboración entre institutos alemanes, holandeses y franceses. Consulte ESO PR 17/03 y ESO PR 25/02 para obtener más información.
Fuente original: Comunicado de prensa de ESO
