UNO DE LOS FENÓMENOS MÁSESPECTACULARES QUE OBSERVA-MOS EN EL UNIVERSO es el de los jetsbipolares, chorros de partículas muy coli-mados que viajan a velocidades supersóni-cas y que emergen de un objeto central endirecciones opuestas. Algo que sorprende de este fenómeno esque obervamos jets impulsados por objetoscon características tan distintas como losagujeros negros supermasivos, de cientos

de millones de masas solares, los microcuá-sares, de apenas unas pocas veces la masadel Sol, o las estrellas en formación. Y,más sorprendente aún, en un estudioreciente hemos hallado uno de los primerosindicios de que, a pesar de las diferencias,el funcionamiento de los jets parece regirsepor un mecanismo común. En el caso de los agujeros negros se suelehablar de jets relativistas porque el materialdel jet alcanza velocidades muy altas, de

cientos de miles de kilómetros por segundo,muy cercanas a la velocidad de la luz. Losmás conocidos son los grandes jets de losagujeros negros supermasivos en los núcle-os de galaxias activas, los cuásares, que seobservan a escalas intergalácticas y alcan-zan longitudes de varios millones de añosluz.Sus “hermanos” pequeños, descubiertos enlos años 90 del siglo pasado, son los jets delos microcuásares. Los microcuásares sonagujeros negros más pequeños, con masasde unas pocas veces la del Sol y que seencuentran inmersos en las galaxias. Son elproducto de la muerte de estrellas masivasy los jets que impulsan, aunque también semueven a velocidades relativistas, alcanzanlongitudes menores, de solo unos pocosaños luz. Por último tenemos los jets estelares,

EPORTAJESJETS ESTELARES RLLaass eessttrreellllaass jjóóvveenneess ““iimmiittaann””aa llooss aagguujjeerrooss nneeggrroossSSEE HHAALLLLAANN LLOOSS PPRRIIMMEERROOSS IINNDDIICCIIOOSS DDEE QQUUEE LLOOSSJJEETTSS EENN GGAALLAAXXIIAASS AACCTTIIVVAASS YY LLOOSS JJEETTSSEESSTTEELLAARREESS,, SSIIMMIILLAARREESS EENN AAPPAARRIIEENNCCIIAA,, EESSTTÁÁNNGGOOBBEERRNNAADDOOSS PPOORR UUNN MMEECCAANNIISSMMOO CCOOMMÚÚNNPor Carlos Carrasco-González (IAA-CSIC)

impulsados tanto por estrellas muy jóve-nes, aún en proceso de formación, comopor estrellas muy viejas que se encuentranal final de su vida. Menos energéticos quelos jets relativistas, alcanzan velocidadesde solo unos pocos de cientos de kilóme-tros por segundo y longitudes de unospocos de años luz.

Distintas formas de observar los jetsHasta ahora, los jets relativistas y los este-lares se habían estudiado de formas distin-tas, ya que cada tipo de jet produce laenergía que detectamos a través de meca-nismos diferentes. Por un lado, los jets relativistas no puedenestudiarse por medio de observaciones enel óptico o en el infrarrojo, ya que el mate-rial del jet es demasiado tenue y su densi-dad demasiado baja para emitir en esaslongitudes de onda. Para poder estudiarloses necesario recurrir a longitudes de ondade radio, donde emiten la mayor parte desu radiación. Esta emisión, denominadasincrotrón, se produce cuando hay electro-nes moviéndose a velocidades relativistasen presencia de un campo magnético. Setrata de una radiación con rasgos muycaracterísticos: la intensidad de la luz querecibimos en nuestros telescopios estárelacionada con la intensidad del campomagnético en el jet; además, esta luzmuestra polarización lineal y la direcciónde la polarización está relacionada con ladirección del campo magnético. De estemodo, el estudio de la radiación sincrotónen estos jets se revela como un método efi-caz para estudiar el campo magnético y susefectos sobre partículas del jet. En cambio, la emisión en los jets impulsa-dos por estrellas no aporta informaciónsobre el campo magnético, sino que estárelacionada con la temperatura del mate-rial del jet. Aquí las partículas se muevena velocidades mucho menores, determina-das por la temperatura del fluido, en unmovimiento caótico que provoca choquesentre partículas cargadas; en estos cho-ques, una parte de la energía de las partí-culas se pierde y es emitida en forma deluz. La densidad del fluido en estos jetshace posible que parte de esa luz sea emi-tida en longitudes ópticas e infrarrojas, loque nos permite, por medio de este tipo deobservaciones, medir parámetros impor-tantes del jet, como su densidad o tempe-ratura. Los jets estelares también emiten luz enlongitudes de onda de radio, cuyo estudioresulta ser muy útil para estudiar el fluidomuy cerca de la estrella, donde es acelera-do para formar el jet. Al estar estas estre-

llas envueltas en grandes cantidades dematerial, la densidad es tan alta en estasregiones que la luz visible o infrarroja nopuede escapar, y solo podemos penetraren ellas por medio de observaciones enlongitudes de onda de radio. Sin embargo,y a diferencia de sus homólogos relativis-tas, la emisión en radio de los jets estela-res no contiene información sobre elcampo magnético, se trata de una emisiónno polarizada.

Observar el campo magnéticoY, ¿por qué nos preocupamos tanto por laausencia de datos sobre el campo magné-tico? Pues porque, según las conclusionesque arrojan tanto los modelos teóricoscomo las simulaciones numéricas, elcampo magnético es la clave para enten-der la formación y colimación de los jets. Hasta ahora solo hemos sido capaces deestudiar en detalle el campo magnético enlos jets de galaxias activas, ya que estos

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Combinación de imágenes en óptico (rojo) e infrarrojo (verde) del jet HH 30, impulsado por una estrella en for-mación. Perpendicular al jet, vemos emisión en el óptico (rojo) reflejada en el disco de la estrella.

Concepción artística de un microcuásar. A la izquierda se puede ver el disco de acreción rodeando el agujeronegro que impulsa el jet. El material del disco es arrancado de la atmósfera de una estrella cercana, debido ala fuerte gravedad del agujero negro.

JETS ESTELARES

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emiten radiación sincrotrón polarizadaque nos da información tanto de la inten-sidad como de la morfología del campomagnético. Así, se encuentra que en lamayoría de estos jets el campo magnéticoadopta una configuración en forma dehélice predicha por los modelos teóricos. En el caso de los jets estelares, ya hemosvisto que la emisión térmica de sus jets noaporta información sobre el campo mag-nético, de modo que este es el gran desco-nocido. Resulta irónico que sea, precisa-mente en estos jets, donde tenemos unamayor información del resto de paráme-tros físicos que intervienen, como la den-sidad, velocidad o temperatura del fluido.

Sin embargo, algunos estudios teóricosapuntan hacia una posibilidad de medir elcampo magnético. En algunos casos, aun-que el fluido en el jet no se mueva a velo-cidades relativistas, si la velocidad es delorden de unos mil kilómetros por segun-do, al chocar el fluido con regiones den-sas del medio interestelar, es posible pro-ducir la aceleración de un pequeño núme-ro de partículas hasta velocidades relati-vistas. Y, si un campo magnético está pre-sente en estos jets estelares, entoncesestas partículas relativistas emitirán radia-ción sincrotrón polarizada y podríamosaplicar las mismas técnicas de polarime-tría que en el caso de los jets relativistas

para medir el campo magnético.Analizando el espectro en radio de algu-nos de los jets en estrellas en formaciónmás potentes se han encontrado eviden-cias que sugieren que este mecanismopuede estar ocurriendo. La detección deluz polarizada en estos jets supondría nosolo la confirmación de que este fenóme-no de aceleración está teniendo lugar sinoque, además, permitiría estudiar el campomagnético en los jets estelares. Sinembargo, esta luz polarizada es tremenda-mente débil y requiere de observacionesmuy sensitivas para poder ser detectada.Con esta motivación, recientemente reali-zamos observaciones en radio de la estre-lla en formación IRAS 18162-2048. Estaestrella, ubicada dentro de nuestra gala-xia, a unos 5.500 años luz de la Tierra, esunas diez veces más masiva que el Sol eimpulsa un jet con una longitud de unosveinte años luz de extensión. Este jet,denominado HH 80-81, se trata de uno delos jets en estrellas en formación máspotentes y colimados que conocemos.Para observar este jet usamos el VeryLarge Array (VLA), uno de los interferó-metros de radio más potentes del mundo,formado por veintisiete antenas de radiode veinticinco metros de diámetro cadauna y distribuidas a lo largo de treintakilómetros en el desierto de NuevoMéxico (EEUU). La señal recibida portodas estas antenas se combina de formaque juntas actúan como un solo radioteles-copio de treinta kilómetros de diámetro.De esta manera se obtienen imágenes demuy alta sensibilidad y resolución angu-lar. Usando esta técnica, realizamos unade las observaciones más sensitivas que sehabían hecho hasta ahora de un jet estelar.Y conseguimos detectar emisión polariza-da, lo que confirma la existencia de uncampo magnético en este jet. Además,estudiando las características de esta emi-sión polarizada encontramos que la mor-fología del campo magnético es helicoidaly envuelve el fluido del jet, similar a loque ocurre en el caso de los jets de gala-xias activas.La importancia de este descubrimiento esdoble. En primer lugar, parece confirmarque, a pesar de las diferencias en suscaracterísticas, el funcionamiento de losjets estelares y los jets relativistas pareceser el mismo. Pero este descubrimiento,además, abre la puerta a estudios delcampo magnético en otros jets estelaresque, combinados con las otras técnicas deobservación que ya se venían aplicando,proporcionarán una visión más completadel fenómeno de los jets.

Imagen en radio del jet HH 80-81, impulsado por la estrella en formación IRAS 18162-2048. En la imagen se puedenapreciar los dos chorros que emergen de la estrella central. Las medidas de polarización en estos chorros han per-mitido medir la intensidad y morfología del campo magnético (líneas blancas) en el jet. A ambos lados del jet se pue-den observar emisión en radio de otros objetos diferentes, probablemente otras estrellas en formación.

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Aunque aún no tenemos unadescripción detallada de cómose forman y se coliman los jets,sí que sabemos cuáles sonalgunos de los ingredientesprincipales. Tanto si es impulsa-do por un agujero negro como silo es por una estrella, el objetocentral siempre se encuentrarodeado de un disco de acre-ción. El origen y composición deeste disco es diferente en cadacaso. En las estrellas en forma-ción, por ejemplo, este materialse compone de polvo intereste-lar de las nubes en las que seforman las estrellas. A través deeste disco, la estrella va incor-porando material, creciendo asídesde una masa inicial muypequeña hasta llegar a su masafinal. Cuando la estrella ya estáformada, el disco evolucionapara formar un sistema planeta-

rio, similar al Sistema Solar. Enel caso de los microcuásares, eldisco está compuesto de mate-rial que el agujero negro haarrancado de la atmósfera deuna estrella cercana. A pesar de las diferencias envelocidad, tamaño y densidaddel jet, o en la masa del objetocentral que lo impulsa en cadacaso, todos los jets son morfoló-gicamente idénticos. Siempreobservamos un objeto centralrodeado de un disco de acre-ción y los chorros colimadosque emergen perpendicularesal disco, en direcciones opues-tas a lo largo del eje de rotacióndel sistema. Esta similitud mor-fológica sugiere que el mecanis-mo por el cual se forman, ace-leran y coliman los jets debeser esencialmente el mismo,independientemente de si es

una estrella o un agujero negroel que lo impulsa. En estecaso, las diferencias en veloci-dad o tamaño que aparecen enlos distintos tipos de jets seríanconsecuencia de que en cadacaso el “motor” que lo impulsatiene características diferentes. Los modelos teóricos y simula-ciones numéricas de jets hanpuesto de manifiesto que unode los ingredientes fundamen-tales para la formación y coli-mación de los jets parece serel campo magnético. El esce-nario más aceptado actual-mente se basa en un acopla-miento del campo magnéticocon el disco de acreción.Debido a la rotación del discode acreción, el campo magné-tico anclado en el mismo se“enrolla” formando una hélice alo largo del eje de rotación, es

decir, en la dirección de losjets. Las partículas cargadasdel disco siguen las líneas decampo magnético, y son portanto extraídas del disco einyectadas en el jet. La colima-ción de las partículas se pro-duce a través de la componen-te toroidal del campo magnéti-co, es decir, los “anillos” decampo magnético que envuel-ven el jet. Estos anillos confi-nan el fluido, como si se trata-se de las paredes de un tubo:las partículas cargadas necesi-tan de mucha energía parapoder atravesarlo, mientrasque sí se pueden mover libre-mente siguiendo la líneas decampo a lo largo del jet. Estemecanismo es muy similar alque usamos en los acelerado-res de partículas para acelerary confinar las partículas.

CÓMO SE FORMAN Y COLIMAN LOS JETS

Concepción artística del jet y el disco enuna estrella en formación. Las líneas que

envuelven el jet representan el campo mag-nético helicoidal, responsable del confina-

miento de las partículas del jet.Fuente: Wolfgang Steffen.