Un estudio revela que será necesario cambiar los modelos utilizados hasta ahora para el estudio de las estrellas evolucionadas
Este trabajo, basado en datos obtenidos con el instrumento HIFI, a bordo del telescopio espacial Herschel, y el telescopio IRAM de 30 metros, revoluciona nuestro conocimiento sobre las envolturas de estrellas evolucionadas en las últimas fases de su vida. El estudio revela la existencia de grandes variaciones en la intensidad de la emisión molecular que cambian por completo el concepto estático utilizado hasta ahora.
Para llegar a estas conclusiones, el equipo ha estudiado las condiciones físicas en las distintas capas de una prototípica estrella evolucionada rica en moléculas con átomos de carbón: CW Leonis [1]. Se trata de una estrella gigante roja que ha alcanzado la etapa final de su vida y cuyo radio es comparable al de la órbita de Marte en el Sistema Solar.
La estrella, tras consumir todo el hidrógeno que tenía en su núcleo, comenzó a utilizar el helio como combustible nuclear y, hace unos 70.000 años, empezó a eyectar material hacia el medio interestelar en forma molecular [2]. Estas capas, ubicadas desde las regiones más internas (la fotosfera) hasta distancias de varias miles de veces el tamaño de la estrella, son el escenario de importantes procesos físicos y químicos. Por primera vez, gracias a las capacidades de Herschel, ha sido posible registrar la firma de algunas líneas moleculares altamente excitadas, detectadas en los entornos cálidos de esta estrella evolucionada.
En el espectro electromagnético, se distinguen las líneas espectrales correspondientes a transiciones entre distintos estados de energía de un átomo o una molécula. Haciendo un símil, podríamos decir que las líneas moleculares serían las “huellas dactilares” que dejan las moléculas que observamos en la luz que captan nuestros instrumentos. Cada molécula, tiene un espectro de luz característico que permite identificarlas sin ambigüedades.
“Para nuestra sorpresa, cuando Herschel/HIFI [3] observó a CW Leonis en diferentes épocas, detectamos una fuerte variabilidad en algunas de estas líneas”, afirma José Cernicharo, autor principal del artículo. “Estas estrellas son variables pulsantes de tipo Mira con periodos que van típicamente desde unos meses hasta 1-2 años [4]. Nuestra interpretación es que esta variabilidad es la consecuencia del efecto de bombeo de los niveles de energía moleculares por los fotones infrarrojos que emanan de la estrella y que varían con la fase estelar”.
En los gases del medio interestelar, las moléculas pueden excitarse, principalmente, a través de dos procesos: por colisiones con otras especies moleculares y por absorción de radiación electromagnética infrarroja. En los procesos de colisión, las moléculas chocan principalmente con hidrógeno molecular y helio (las dos especies más abundantes en estos entornos). En estos choques se libera energía que está relacionada con la temperatura del medio. El segundo mecanismo por el que se excitan las moléculas se debe a la absorción de la radiación infrarroja procedente de las capas interiores de la estrella. Este mecanismo da lugar a transiciones muy energéticas, gracias a un mecanismo continuo de excitación denominado bombeo infrarrojo.
En el proceso de “muerte” de una estrella de tipo solar, se atraviesan diferentes fases o etapas. Pero, además, al ser una estrella variable pulsante, pasa por un ciclo que se repite cada cierto tiempo. Estos ciclos están directamente relacionados con la emisión de la estrella en el rango infrarrojo, que varía, no sólo dependiendo de la fase en que ésta se encuentra, sino también de la profundidad de la capa observada en la envoltura estelar.
Según revela el estudio, algunas líneas son más sensibles a estas variaciones que otras. “El cambiante campo de radiación estelar induce variaciones en las temperaturas del polvo y el gas a través de cada capa de la envolvente, dependiendo de la fase estelar y en un intervalo de tiempo diferente, lo cual nunca había sido considerado hasta ahora en los modelos”, indica D. Teyssier, de ESAC (European Space Astronomy Center, centro de la ESA en Madrid).
Es necesario revisar los modelos actuales
Durante más de tres décadas, los astrónomos han confiado en modelos de transferencia de radiación de líneas moleculares que asumen un calentamiento y una excitación en estado estacionario para derivar importantes parámetros como la abundancia molecular, la temperatura y los perfiles de densidad, y las tasas de pérdida de masa en estrellas evolucionadas. Esto se justificaba, en parte, por la falta de evidencia de variaciones en la intensidad de las líneas, al margen de algunos casos de fuerte emisión máser en estrellas AGB (rama asintótica de las gigantes) ricas en oxígeno, para las cuales la emisión máser y la intensidad del continuo en el infrarrojo estaban claramente correlacionadas.
Ahora sabemos que la excitación molecular en una cierta capa de la envoltura depende, no solo de su distancia a la estrella, sino también de la fase en que ésta se encuentre. Una consecuencia de este estudio es la imposibilidad de seguir utilizando ciertas especies moleculares como calibradores estándar de intensidad en Radioastronomía [5].
Cada molécula en este juego tiene sus propias peculiaridades (perfil de abundancias, frecuencia e intensidades de los modos vibracionales). Por otro lado, estos efectos podrían ser distintos para cada isotopólogo de una molécula determinada debido a las diferentes opacidades de sus líneas rotacionales y ro-vibracionales.
Dada su variabilidad, las líneas submilimétricas y de infrarrojo lejano en la envoltura circunestelar de las estrellas AGB, ya no pueden considerarse como calibradores de intensidad fiables y hay que ser precavidos a la hora de derivar los parámetros físicos. Tras la interpretación de las observaciones, este trabajo identifica la necesidad de revisar los modelos anteriores y elaborar modelos de trasferencia radiativa que incluyan la variabilidad del flujo de radiación infrarroja con la fase estelar y el efecto de bombeo infrarrojo a través de la envoltura de la estrella.
Notas
[1] CW Leonis, en la constelación de Leo, también es conocida como IRC+10216 y como CGCS 2619.
[2] Por lo general, las estrellas de tipo solar suelen acabar formando, al final de sus vidas, una nebulosa planetaria, formada por una enana blanca y los restos de gas y polvo rodeando al remanente estelar.
[3] Las observaciones se han realizado entre los 480 y los 1907 GHz con el instrumento de HIFI/Herschel: en total, se llevaron a cabo con HIFI siete periodos de observación entre mayo de 2010 y mayo de 2013, usando el mismo procedimiento de observación en todas las etapas. Además, se llevaron a cabo observaciones complementaras a frecuencias más bajas con el telescopio de 30 metros IRAM entre 2012 y 2013 en una muestra seleccionada de frecuencias entre 85 y 350 GHz.
[4] Los datos utilizados en este trabajo son el fruto de un seguimiento de la emisión térmica de líneas moleculares en IRC+0216 llevado a cabo durante 3 años, un intervalo de tiempo más largo que el periodo de luz de la estrella.
[5] Este artículo se centra en el estudio de CCH (N = 1-0, 3-2, 4-3, 6-5, 7-6, 8-7) y HNC (J = 1-0, 3-2, 6-5, 7-6, 8-7). Se presenta la primera evidencia de fuerte variación temporal en la intensidad de esas líneas, así como de líneas de alta excitación de varias especies moleculares más. En el caso concreto de las líneas de CO, su uso como calibradoras debe limitarse a las líneas de bajo-J.
Más información
Este trabajo se ha presentado en el artículo científico “Discovery of Time Variation of the Intensity of Molecular Lines in IRC+10216 in The Submillimeter and Far Infrared Domains”, publicado en la revista The Astrophysical Journal Letters (796, L21), cuyos autores son José Cernicharo (Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid, ICMM-CSIC, España); D. Teyssier (ESAC, European Space Astronomy Center (Madrid), ESA, España); G. Quintana-Lacaci (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC, España); F. Daniel (Universidad Grenoble Alpes, Francia); M. Agúndez (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC, España); L. Velilla Prieto (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC, España); L. Decin (Instituut voor Sterrenkunde, Universidad Católica de Leuven, Bélgica); M. Guélin (Instituto de Radioastronomía Milimétrica, Francia); P. Encrenaz (LERMA, Observatorio de París, Francia); P. García-Lario (ESAC, European Space Astronomy Center, ESA, España); E. de Beck (Departamento de Ciencias de la Tierra y el Espacio, Universidad Chalmers de Tecnología, Observatorio Espacial de Onsala, Suecia); M.J. Barlow (Departamento de Física y Astronomía, University College London, Reino Unido); M.A.T. Groenewegen (Koninklijke Sterrenwacht van België, Bélgica); D. Neufeld (Departamento de Física y Astronomía, Universidad Johns Hopkins, Baltimore, EE.UU.); J. Pearson (Jet Propulsion Laboratory, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, EE.UU.).
Qué es ASTROMOL
ASTROMOL está formado por más de 100 investigadores integrados en 12 grupos interdisciplinares, establecidos en varias instituciones públicas de investigación y universidades. Expertos en espectroscopía de laboratorio, físicos moleculares, químicos y astrónomos trabajan juntos para estudiar, con un enfoque innovador, las moléculas encontradas en el espacio, intentando dilucidar, no sólo qué especies hay en cada zona, sino también qué implicaciones tienen en los procesos físicos y químicos que rigen el universo.
El proyecto ASTROMOL Consolider-Ingenio “Astrofísica Molecular: la era de Herschel y ALMA” está financiado por el “Subprograma Consolider–Ingenio” del Ministerio de Economía y Competitividad (MINECO) del gobierno español.
Consolider ASTROMOL está liderado por el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) a través del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (centro coordinador en el grupo de Astrofísica Molecular) y del Centro de Astrobiología, Instituto de Estructura de la Materia (grupo de Física Molecular), Instituto de Física Fundamental (grupo de Cálculos ab-initio y Dinámicos) e Instituto de Astrofísica de Andalucía (Grupo de Atmósferas Planetarias Terrestres). Asimismo participan diversos organismos y universidades públicas como el Observatorio Astronómico Nacional (IGN, grupo de Medio Interestelar y Circunestelar), el Instituto de Astrofísica de Canarias (grupo de Transferencia de Radiación y Espectropolarimetría en Astrofísica), la Universidad de Valladolid (Grupo de Espectroscopía Molecular, unidad asociada al CSIC), la Universidad Complutense de Madrid (Laboratorio de Dinámica de Reacciones Físicas y Espectroscopía Multifotónica y el Grupo de Láseres y Haces Moleculares del Instituto Pluridisciplinar), la Universidad Pablo de Olavide (Grupo de Espectroscopía Láser y Espectrometría de Masas), la Universidad de Castilla–La Mancha (Grupo de Química y Contaminación Atmosférica) y la Universidad de Murcia (Grupo de Láseres, Espectroscopía Molecular y Química Cuántica).
Enlaces:
– Nota de prensa completa: Hacia un cambio de modelo en las medidas estelares
– Acceso al artículo científico completo: “Discovery of Time Variation of the Intensity of
Molecular Lines in IRC+10216 in The Submillimeter and Far Infrared Domains”. – Página web del Consolider Ingenio 2010 ASTROMOL.
Pies de imagen:
Imagen 1: Composición de la estrella CW Leonis obtenida por el satélite GALEX (Galaxy Evolution Explorer) publicada en el artículo “The Astrosphere Of The Asymptotic Giant Branch Star IRC+10216“.
Imagen 2: La estrella CW Leonis, también conocida como IRC +10216, observada con los instrumentos SPIRE y PACS, instalados en el observatorio espacial Herschel. Créditos: ESA/SPIRE/PACS/Consorcio MESS.
