Los teóricos se han preguntado desde hace mucho tiempo cómo pueden formarse las estrellas masivas – hasta 120 veces la masa del Sol – sin lanzar despedidas las nubes de gas y polvo que alimentan su crecimiento. Pero el problema resultó ser menos misterioso de lo que parecía en un momento. Un estudio publicado esta semana por la revista Science demuestra cómo el crecimiento de una estrella masiva puede tener lugar a pesar de una presión de radiación que fluye hacia fuera y que supera el tirón de la fuerza gravitatoria hacia el interior del material.
Descripción del volumen del campo de densidad en una región de la simulación a 55 000 años de evolución. El panel izquierdo muestra una vista polar, y el derecho una vista ecuatorial. Los dedos que alimentan el disco ecuatorial son claramente visibles. Imágenes de Krumholz et al
Los nuevos hallazgos también explican por qué las estrellas masivas tienden a originarse en sistemas estelares múltiples o binarios, dijo el autor principal Mark Krumholz, profesor asistente de astronomía y astrofísica en la Universidad de California en Santa Cruz. La formación de las estrellas compañeras emergió de forma inesperada a partir de unas sofisticadas simulaciones por ordenador que los investigadores usaron para explorar la física de la formación estelar masiva.
“No teníamos previsto resolver esta cuestión, pero fue un beneficio colateral fantástico del estudio”, dijo Krumholz. “El hallazgo principal es que la presión de radiación no limita el crecimiento de las estrellas masivas”.
La presión de radiación es la fuerza ejercida por una radiación electromagnética en la superficie que impacta. Este efecto es despreciable para la luz común, pero se hace significativo en el interior de las estrellas debido a la intensidad de la radiación. En las estrellas masivas, la presión de radiación es la fuerza dominante contrarrestando la gravedad para evitar el posterior colapso de la estrella.
“Cuando aplicas la presión de radiación de una estrella masiva al polvo gas interestelar polvoriento a su alrededor, el cual es mucho más opaco que el gas interno de la estrella, debería hacer estallar la nube de gas”, dijo Krumholz. Anteriores estudios sugieren que la presión de radiación acabaría con la materia prima de la formación estelar antes de que una estrella pudiese crecer mucho más de 20 veces la masa del Sol. Aún así, los astrónomos observan estrellas mucho más masivas que eso.
Krumholz y sus coautores de la UC en Berkeley y el Laboratorio Nacional Lawrence Livermore han pasado años desarrollando complejos códigos por ordenador para simulación de procesos de formación estelar. Combinados con avances en tecnología de computadores, su último software (llamado ORION) les permitía ejecutar una simulación tridimensional detallada del colapso de una enorme nube de gas interestelar para formar una estrella masiva. El proyecto requirió de meses de tiempo de cálculo en el Centro de Supercomputación de San Diego.
La simulación demostró que conforme el gas polvoriento colapsa en el creciente núcleo de una estrella masiva, con la presión de radiación empujando hacia fuera y la gravedad tirando del material hacia dentro, se desarrollan inestabilidades que dan como resultados canales donde la radiación pasa a través de la nube hacia el espacio interestelar, mientras el gas continúa cayendo hacia dentro a través de otros canales.
“Puedes ver dedos de gas cayendo al interior y la radiación filtrándose hacia el exterior entre esos dedos de gas”, dijo Krumholz. “Esto demuestra que no es necesario ningún mecanismo exótico; las estrellas masivas pueden formarse a través de procesos de acreción al igual que las estrellas de masa baja”.
La rotación de la nube de gas conforme colapsa lleva a la formación de un disco de material que alimenta la creciente “protoestrella”. El disco es gravitatoriamente inestable, no obstante, provocando que se agrupe y forme una serie de estrellas secundarias menores, la mayor parte de las cuales terminan colisionando con la protoestrella central. En la simulación, una estrella secundaria se hizo lo bastante masiva para escindirse y adquirir su propio disco, creciendo para formar una estrella compañera masiva. Se formó una tercera estrella pequeña que fue expulsada a una órbita más amplia antes de caer de nuevo y fusionarse con la estrella principal.
Cuando los investigadores detuvieron la simulación, tras permitir que evolucionara durante 57 000 años de tiempo simulado, las dos estrellas tenían masas de 41,5 y 29,2 veces la masa del Sol y orbitaban entre sí en una órbita bastante amplia.
“Lo que formó esta simulación es una configuración común de estrellas masivas”, dijo Krumholz. “Creo que podemos considerar ya resuelto el misterio de cómo se forman las estrellas masivas. La era de los supercomputadores y la capacidad de simular el proceso en tres dimensiones hizo posible la solución”.
El artículo que describe estos resultados se publica por Science en el sitio web Science Express el 15 de enero de 2009. Además de Krumholz, los coautores son Richard Klein, Christopher McKee, y Stella Offner de la UC en Berkeley, y Andrew Cunningham del Laboratorio Nacional Lawrence Livermore.
Esta investigación fue patrocinada por la Fundación Nacional de Ciencia, la NASA y el Departamento de Energía de los Estados Unidos.
Autor: Tim Stephens
Fecha Original: 15 de enero de 2009
Enlace Original
Vía Ciencia Kanija
Imagen actualizada por la USNO
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