discos circunestelares: la cuna de los...

Discos circunestelares: la cuna de losplanetas


Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional

Discos circunestelares: la cuna de los planetas Agrupación Astronómica de Madrid, 15 septiembre 2017





· Aspecto aproximado de nuestra galaxia desde el exterior,con nuestra situación mostrada con un círculo blanco. 100000 años-luz de diámetro y unos 1000 de grosor (como eltamaño del círculo blanco), de manera que a simple vista nisiquiera nos percatamos de ese grosor (estrellas en todasdirecciones). La constelación de Sagitario marca la direcciónhacia el centro de la galaxia, con el brazo más brillante (justoencima del punto). Hay nubes moleculares de hidrógeno conemisión Hα (rojo), donde se forman las estrellas. Nosotrosvemos el disco de la galaxia desde dentro, de perfil.





· Los discos y planetas aparecen con la formación deestrellas, y esto ocurre en el seno de nubes moleculares degas y polvo localizadas sobre los brazos espirales de nuestragalaxia. Desde nuestra perspectiva podemos observar estasnubes, algunas como M8 incluso a simle vista. Las estrellasnacen en grupos (cúmulos, en azul en la imagen superiorderecha) por la reflexión en el polvo de la luz de estrellasjóvenes y calientes. Las nebulosas brillan por las estrellasrecién formadas que ionizan el gas.





· Incluso a gran escala las fotografías de larga exposiciónmuestran el aspecto caótico de estas nebulosas, que ademásson opacas en el óptico debido al polvo. Es evidente quevemos un fotograma de una película muy dinámica(situación de no equilibrio), que en las escalas más pequeñasen las que se forman las estrellas es aún más caótica. Lasestrellas tardan decenas de millones de años en formarse.





· Hay multitud de nebulosas formando estrellas, y esteproceso tiene lugar en pequeñas regiones densas y opacasesparcidas sobre la nube molecular. Las nubes molecularesgigantes tienen unos 100 años-luz de tamaño, y decenas demiles de veces la masa del Sol. Todas se parecenglobalmente, y todas son diferentes en los detalles.





· NGC 602 muestra, al igual que M8, un cúmulo en el centro.Sus estrellas ionizan el gas y dispersan la nube. El 90% de lamasa de gas de la nube se dispersa durante la formación deestrellas. Esto pone al descubierto pilares en la periferia, queson regiones más densas donde se forman nuevas estrellastras el espisodio principal de formación estelar en el centro.También hace que las estrellas del cúmulo no puedanpermanecer juntas por la gravedad del grupo, y tiendan asepararse, como en M7 y Las Pléyades. Otro ejemplo másevolucionado es la constelación de la Osa Mayor. Noscentraremos en lo que sucede en el interior de esaspequeñas nubes de gas y polvo opacas autogravitantes(como los pilares), habitualmente llamadas glóbulos de Bok,donde se forman nuevas estrellas de forma relativamenteaislada.

Formación de estrellasEstudiando la formación estelar


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· El colapso se inicia casualmente en una parte de la nube,normalmente cerca del centro. Es el resultado de laretroalimentación de las turbulencias (interacción de laradiación y viento con el gas y polvo), las cuales acabancomprimiendo el gas y originando regiones demasiadodensas que se vuelven inestables y colapsan. El colapso vaseguido de una fragmentación en múltiples núcleos quecolapsan individualmente, según el tamaño de la nube(posible cúmulo). El núcleo preestelar se va haciendo cadavez más compacto y caliente, y pasa a llamarse protoestrellacuando todas las moléculas en el núcleo están disociadas.Analogía patinador para la forma del disco.· Clases I (c), II (d), y III (e y f) según la clasificaciónevolutiva de Lada. La evolución afecta a la forma de ladistribución espectral de energía que veremos después.



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· Los flujos bipolares liberan el exceso de momento angular,permitiendo que la protoestrella adquiera masa sin aumentarsu velocidad de rotación hasta destruirla. Los flujos lanzan elmaterial a cientos de km/s de velocidad y varios años luz dedistancia, y son la principal evidencia visual de la formaciónde estrellas. En la región habrá más protoestrellas que noestén en esta fase.



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· Disco acampanado, flared in inglés, visto de perfil juntocon sus flujos bipolares. El material de la envoltura cae haciael interior, y cuando hay mucho el exceso de momentoangular distribuye el material así (analogía con mover líquidoen un vaso). Los flujos bipolares y la radiación (de esa yotras protoestrellas vecinas) contribuyen a dispersar laenvoltura, y con el tiempo la caída de material se ralentiza,los flujos cesan, y el disco se aplana de forma natural. Laimagen muestra un disco en la región de Orión visto con elHubble (HST). Es una región con objetos de baja masa,normalmente no se pueden observar en el óptico.

Astronomía modernaEstudiando la formación estelar


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· Grantecan, VLT, telescopio espacial Hubble (seráreemplazado por el James Webb en un año), y futurotelescopio de 30 metros. Alta complejidad, casimegalomaníaca. Los descubrimientos de la astronomíamoderna vienen como consecuencia de la explotación deinstrumentos muy grandes y complejos, cuya construcciónrequiere de múltiples equipos internacionalesmultidisciplinares. El proceso completo de diseño,construcción, y explotación científica conlleva a menudodécadas y el trabajo de muchos miles de personas, con unimportante retorno de conocimiento aplicado en la vidacotidiana. Los telescopios espaciales son imprescindiblespara evitar el efecto de la atmósfera en las observaciones.Con ello se logra más resolución, sensibilidad, y menosefectos artificiales sobre los datos (ruido en la señal).

Astronomía modernaEstudiando la formación estelar


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· Radiotelescopios de 30m (Granada), Plateau de Bure(Grenoble), VLA (Nuevo México), y ALMA (Chile). ALMA es elno va más de la complejidad y avance tecnológico, un grupode 60 radiotelescopios de 12 m de diámetro que puedenoperar conjuntamente como un único radiotelescopio degran diámetro y sensibilidad. Los telescopios ópticosdetectan la luz visible e infrarroja, pero existen otraslongitudes de onda o 'colores' que no podemos ver connuestros ojos o telescopios tradicionales. Losradiotelescopios trabajan en longitudes de ondamilimétricas, detectando la luz de objetos muy fríos inmersosen regiones densas y opacas. 30m y PdBI son instrumentosde IRAM, un consorcio francés, alemán, y español.

¿Por qué tantos telescopios?Estudiando la formación estelar


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· Nuestros ojos evolucionaron para ver, lógicamente, en unrango de luz en que la atmósfera es transparente y el Sol,cuya superficie está a unos 5800 K, tiene su pico de emisiónde radiación. Es lo que entendemos por los 'colores' de la luzvisible, una longitud de onda inferior a una micra.

Rayos X UV Visible IR Ondas de radio

La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano.

También produce una distorsión de las imágenes.

Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintosfenómenos astronómicos.



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· La atmósfera bloquea la radiación UV y X (O3, O2), y el IRlejano (vapor de agua). Son necesarios telescopios en órbita.







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· La atmósfera también distorsiona las imágenes debido a lasvariaciones rápidas en la cantidad de aire en una direcciónconcreta, reduciendo el detalle máximo que se puede lograr.Los observatorios se sitúan en lugares elevados y usantécnicas de óptica adaptativa para reducir el efecto.


Objetos muy calientes Objetos muy fríos(Compton, Chandra, IUE, HST) (Spitzer, Herschel, ALMA, 30m, PdBI, VLA)






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· Hay objetos o fenómenos que sólo se pueden detectar enrayos X, IR, u ondas de radio, no en el visible. La mayoría seobservan en varios rangos, pero son necesarios todos losrangos para entender el objeto. Las nubes molecularesdonde se forman las estrellas son muy frías, emiten enlongitudes de onda largas. Gracias a ellas se puede penetraren el interior de las nubes (analogía con la wifi o el móvil),pero la resolución es menor (obliga a usar antenas gigantes).Las transiciones que se observan con los radiotelescopios noson de tipo electrónicas.

Nebulosa oscura Barnard 68 (Lada & Bergin 2002)

De las nebulosas a las protoestrellas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?


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· Distribución de N2H+

(centro), C18

O (anillo periferia perooculto dentro de la nube), y CS (región de choque con gassiguiendo una dinámica diferente, pulsación radial de lanube). Son transiciones rotacionales observadas con el 30mque penetran en el interior de la nube, permitiendo ver cómose mueve el gas en una nube precursora de la formación deestrellas.

Núcleos preestelares en la nebulosa de la Serpiente



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· Explicar que en Spitzer (IR cercano) se ve en absorción ycon Herschel (IR lejano) en emisión al ser una nube muy fría,y cómo sólo las observaciones en longitudes de onda largas(no demasiado, para no perder resolución) permiten detectarlos núcleos preestelares en colapso. Explicar que estasobservaciones son de continuo (muestran la radiacióntérmica del polvo), no de líneas moleculares.

Flujos bipolares en la nebulosa oscura BHR71



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· De nuevo los flujos bipolares como fase posterior ya con lapresencia de una protoestrella, en este caso la contrapartidadel flujo bipolar detrás de la nube requiere de observacionesen IR para poder verlo. La presencia de los flujos significaque existe un disco de acreción, pero es necesario ir aobservaciones en longitudes de onda milimétricas parapoder verlo.

Ajuste de la SED de Z CMa (Alonso-Albi et al. 2009)

Física y química de discos circunestelares¿Cómo se forman las estrellas y planetas?


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· Explicar las componentes de la SED (distribución espectralde energía), resultado de ajustar observaciones de muydiversos telescopios (resolución). Observaciones en óptico,IR cercano (MSX), IR medio/lejano (IRAS, ISO), sub-mm(JCMT), mm (PdBI, 30m), cm (VLA), cada una con diferenteresolución y trazando polvo a diferente temperatura.

Ajuste de la SED de MWC 137, protoestrella más evolucionada



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· MWC137 tiene el disco casi completamente dispersado. Laemisión libre-libre extrapolada hacia atrás explica casi todala emisión. La envoltura, aunque dispersada y menos masivaque en los objetos anteriores, aún destaca. En baja masa haySEDs parecidas que se interpretan como discostransicionales (el agujero a 5 micras se debe a agujeros oanillos en el disco provocados por planetas gigantes ocompañeras), mientras en estrellas más masivas lafotoevaporación es más intensa y destruye el disco másrápidamente. También el crecimiento de los granos reduce laemisión en mm.

Distribución del CO y N2H+ en el disco de TW Hya (C. Qi et al. 2013)



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Continuo distribución del polvo CO En la región interna más caliente, dentro del snowline

N2H+ Menos abundante que el CO, en el interior se combina

con él y desaparece. Pero fuera el CO se congela en los granos.



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· El continuo muestra la distribución del polvo, conintensidad decreciente con la distancia.







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· El CO es la molécula más abundante tras el H2, y en elinterior más caliente abunda. El N2H

+reacciona con el CO

dando otros productos en el interior, así que donde el COabunda el N2H

+ desaparece.







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· Suficientemente lejos el CO se congela en los granos(snowline) y el N2H

+aparece con intensidad. Cada molécula

tiene un snowline diferente - > diferente composición deplanetas según distancia a la estrella. Analogía con SistemaSolar: H2O es abundante en el interior más caliente (Tierra),se evapora a 100 K en el espacio. El CO a unos 20 K, abundaalgo más lejos (Júpiter y Saturno). En Urano y Neptuno latemperatura es muy fría, con mayor abundancia demoléculas complejas y ligeras como metano y metanol, queen el interior se disociarían con facilidad. Mencionar tal vezdetalles adicionales Sistema Solar:

23Al,

30Fe = > SN cercana

que no destruyó el disco, época extensa de bombardeo poredad cráteres = > migración orbital ligera. La posición delsnowline puede ser dinámica por fulguraciones (FU Ori) o laevolución del disco, lo que complica interpretar lasobservaciones.

Disco en torno a MWC 758 observado con el VLT

Formación de planetas¿Cómo se forman las estrellas y planetas?


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· La imagen izquierda es un simulación en la que aparece laposición de un planeta hipotético no visible que podríaestimular y haber creado la estructura espiral del disco deMWC 758. El conocimiento actual de la formación deplanetas es aún teórico, aunque estamos cerca de laresolución necesaria para observarlo. Los granos sedimentany coagulan (se unen) hacia el plano medio, y se venarrastrados cada vez menos por el gas hacia el interior oexterior por diversas fuerzas. La turbulencia genera vórticesque son los embriones de los planetas.

ALMA ha detectados discos con agujeros, provocados por planetasen formación que barren el polvo y lo mantienen limitado en órbitas

en forma de anillos



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· Los vórtices se vuelven autogravitantes, devorando al restoy entrando en una fase de crecimiento oligárquico (cada vezmás deprisa). Arriba: observaciones de ALMA de los discosde HL Tau y TW Hya. Muestran regiones sin polvo que soncausadas posiblemente por la presencia de planetas quebarren el polvo y dejan esa órbita libre de material. HL Taumás joven que TW Hya.

Discos debris, formados por anillos de escombros



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· Discos de escombros o debris en inglés. Son discos másevolucionados formados por planetesimales (asteroides) y talvez algún planeta como la Tierra. Nuestro Sistema Solartiene un anillo de escombros entre Marte y Júpiter debido aque Júpiter impidió la formación de un planeta en esa región.La dispersión del disco reduce la masa y puede provocarmigraciones en las órbitas de los planetas. Si son repentinasel disco de escombros puede no presentar ningún planetagigante detectable (planetas errantes). Algunos objetosdebris tienen una morfología en herradura y otros muestranzonas en sombra por material en el interior que bloquea laluz de la estrella.

Planetas detectados directamente apantallando la estrella



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· Los planetas de HR8799 son 1 millón de veces más débilesque la estrella, así que se utiliza un instrumento paraapantallar la estrella y evitar que nos ciegue, y una cámaramuy sensible. En el exterior de HR8799, bastante más lejosque el planeta b, existe además un disco de escombros.

Efecto gravitatorio de los planetas en el Sol

¿Cómo se detectan los planetas?A la caza de exoplanetas


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· Además de detectar planetas directamente en lasimágenes (apantallando la estrella) existen varios métodosindirectos. Explicar la influencia gravitatoria en elmovimiento aparente de la estrella. El satélite GAIA de laESA utiliza este método para buscar planetas, tal vezencuentre unos 20 000, casi 10 veces más que todos losconocidos hasta ahora.

Métodos principales: velocidad radial y fotometría



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· Michel Mayor y Didier Queloz hallaron el primer planetaconfirmado alrededor de 51 Peg, usando el método de lavelocidad radial (dando lugar a una auténtica carrera pordetectar más). Explicar el efecto en el espectro y el métodode la fotometría de tránsitos. Ambos requieren delalineamiento del plano orbital con nosotros, como si loviéramos de perfil. La fotometría es más fácil de hacer, y sepuede aplicar a miles de estrellas de una vez. Además, laforma de la curva de fotometría permite derivar el radio delplaneta, y con la velocidad radial la masa, y con ambas ladensidad media (y saber así si es un gigante gaseoso oterrestre).

Planetas detectados mediante diferentes métodos



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· Con ambos métodos se han hallado el 97% de los planetas,la mayoría muy masivos como Júpiter o mayores. Con lavelocidad radial se encuentran los lejanos a la estrella ymasivos, y con la fotometría los muy cercanos,preferentemente. La muestra es sesgada. Se han hallado yconfirmado más de 3000. Hay muchos planetas masivos muycerca de su estrella, llamados hot Jupiter en inglés (Júpitercalientes). Ambos métodos permiten detectar actualmenteplanetas pequeños como la Tierra.

Masa de los planetas en función de la masa de su estrella



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· Los planetas masivos aparecen en todo tipo de estrellas,pero los parecidos a la Tierra sólo están presentes enestrellas de baja masa. También puede ser un sesgo, dadoque las estrellas masivas son más escasas y están más lejos,así que es más difícil hallar en ellos planetas pequeños. GAIAcontribuirá a que la muestra sea menos sesgada, dado queno requiere de un alineamiento del plano orbital por dondegiran los planetas con nuestra línea visual.

Disco en torno a Beta Pictoris (IRAS, ESO, Rolf W. Olsen)



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· El primer disco detectado fue el de Beta Pictoris, por elsatélite IR IRAS en 1983. En 1996 un telescopio de 4mcapturó la imagen inferior izquierda. La imagen derecha laobtuvo Rolf W. Olsen en 2011 mediante un telescopio de sólo25cm de aficionado, y una cámara de consumo moderna.Existen muchas baterías de pequeños telescopios (HATNet ySuperWASP han detectado docenas de planetas cada uno, yTRAPPIST, MEarth, XO, TrES, NGST) para detectar planetaspor fotometría, más baratos y prácticos que los telescopiosprofesionales de varios metros. Los planetas alejadosrequieren de años de monitoreo estable para su detección, sison pequeños es difícil.

Sistema planetario en torno a Trappist 1



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· Trappist 1 es una enana roja M8 de 80 Mjup situada enAcuario a 40 años-luz, con magnitud visual 19. Hace unosmeses fue noticia porque se descubrieron 4 planetasadicionales a los 3 conocidos de antes, todos ellos rocosos ycon tamaños en torno al de la Tierra o Marte. 3 de ellos seencuentran en la llamada zona habitable. El sistema pareceuna versión gigante del sistema de Júpiter y los satélitesgalileanos, con órbitas atrapadas en resonancias yprobablemente un intenso efecto de acoplamiento ycalentamiento de marea. Un sistema parecido pero yaintermedio con el Sistema Solar es Gliese 581, a 20 años-luz.

Próximas misiones espaciales de la NASA (izquierda) y la ESA

Misiones y proyectos futurosA la caza de exoplanetas


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· Las próximas misiones espaciales seguirán usando elmétodo de la fotometría de tránsitos para hallar nuevosplanetas. PLATO no llegará hasta 2024, el resto el próximoaño. CHEOPS, sucesora de Corot, se centra en estrellasbrillantes que luego serán observadas con grandestelescopios en tierra. TESS, sucesora de Kepler, se centra enplanetas en la zona de habitabilidad en torno a estrellas másfrías que el Sol. El objetivo es tener muestra menos sesgada(¿son los hot Jupiters comunes?). Debe haber 20 000millones de planetas en zona de habitabilidad (no implicahabitables). Lo más inmediato es GAIA, que podría detectardecenas de miles de exoplanetas y proporcionar unamuestra menos sesgada, y ALMA para el estudio detalladode los discos.

TMT (Thirty Meter Telescope)

Misiones y proyectos futurosA la caza de exoplanetas


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· Posteriormente con el Webb y con telescopios gigantes enTierra (E-ELT de casi 40 m, el TMT de 30, o el Giant Magellande 24) se espera poder obtener espectros de alta resoluciónde las atmósferas de los nuevos planetas y deducir suscomposiciones químicas, con el tiempo en 3d y variacionesestacionales (posible rama de exoclimas). TMT famosoporque hay problemas para instalarlo en Hawai y elobservatorio de Roque de los Muchachos en la Palma seseleccionó hace poco como localización alternativa. El agua yoxígeno sólo se han detectado en hot Jupiters, y con la masay radio derivados por los dos métodos de detección permitentener sólo una idea muy general de cómo es el planeta.

La astrofísica requiere de instrumentos muy complejos que secomplementan para ayudar a comprender los fenómenos observados.Desde el espacio la calidad es mayor, y necesarias en IR lejano, UV, o X.

Las estrellas se forman por el colapso de parte de una nube moleculargigante, o de pequeñas nubes oscuras, a lo largo de decenas de millonesde años. Los discos de acreción permiten a la protoestrella adquirir masa,y los flujos bipolares la liberación del exceso de momento angular.

Actualmente ya se observan directamente discos circunestelares yplanetas ya formados, pero falta ligar ambos procesos. También falta uncenso no sesgado de las propiedades de los planetas, y apenas se hanestudiado sus atmósferas. En un futuro próximo será posible con detalle.

Los radiotelescopios e interferómetros permiten estudiar las regionesdensas y opacas donde se forman las estrellas y planetas. Lasobservaciones de transiciones rotacionales se utilizan para estudiar laquímica del gas y la influencia del polvo, tanto en las envolturas deprotoestrellas como ahora también en los discos.

Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es unproceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN ynebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es unciclo continuo en las galaxias espirales.

Conclusiones


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· Normalmente la ciencia se basa en la observación, laexperimentación, y la elaboración de teorías. En astrofísicano tenemos un laboratorio para experimentar, dependemosde la observación, y esto lleva a la construcción de enormestelescopios para observar en múltiples longitudes de onda.Tecnologías que a veces pueden aplicarse a la vidacotidiana. La atmósfera terrestre es una limitaciónimportante.






Conclusiones


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· La formación estelar es un proceso muy lento, pero ya hahabido varias generaciones de formación de estrellas.Subjetivamente se dice que las estrellas que se formanahora son de 3ra generación (1 generación = 5000 millonesde años), y en la 1ra no podían existir los planetas terrestres.






Conclusiones


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· No hay un consenso sobre la pregunta básica de cómo seforman los planetas, hacen falta más observaciones dediscos para lograr comprender cómo evolucionan y dan lugara planetas. Los discos detectados hasta ahora no muestransignos claros de planetas en formación. Se ha detectadoagua y otras moléculas en las atmósferas de otros planetas,pero actualmente esto está en el límite técnico, en buenamedida porque la atmósfera terrestre contamina la señal deforma variable en el tiempo y es difícil sustraerlacorrectamente.






Conclusiones


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· La eficiencia de las reacciones químicas dependen de latemperatura, la densidad, la abundancia de cada molécula,la presencia del polvo de diferentes tamaños y sobre todo elcampo de radiación en la región (además del tiempo, pues lasituación no suele ser de equilibrio). Todas estas variablesinfluyen en la evolución química, y esto a su vez en aspectoscomo la composición de los planetas.






Conclusiones


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· La mayor parte del Universo sigue estando compuesto de Hy He como en su origen. Las estrellas procesan este gas porfusión nuclear y generan el resto de elementos químicos,que liberan en explosiones de SN y permiten que engeneraciones siguientes existan planetas terrestres con vida,por ejemplo. Como las nubes moleculares se puedendispersar y volver a formar, es un ciclo continuo. En elnúcleo de estrellas gigantes se genera Fe y Ni (núcleos delos planetas), y en las SN los elementos radiactivos quecontribuyen a mantener el calor interno. Ambos factores sonesenciales para formar planetas como la Tierra y la vida.

Esta presentación está disponible en formato PDF en:http://conga.oan.es/%7Ealonso/sources/cunaPlanetas2017.pdf

Basada en un artículo de divulgación del anuario del OAN:http://conga.oan.es/%7Ealonso/sources/cunaPlanetasAnuario.pdf

Artículos de divulgación del Anuario:http://astronomia.ign.es/anuario-astronomico

¡Muchas gracias por su asistencia!


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