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Astrofísica
¿Planetas Interviniendo en Dar Forma a las
Nebulosas Planetarias?
30 de
Abril de 2008.
 Unos
astrónomos de la Universidad de Rochester han anunciado que las
estrellas de baja masa e incluso posiblemente planetas mayores que
Júpiter pueden intervenir en la creación de una de las más
impresionantes clases de objeto celeste.
 Menéame
La noticia es irónica porque el nombre de nebulosa "planetaria" ha sido
siempre un término engañoso. Cuando estos objetos fueron descubiertos
hace 300 años, los astrónomos no supieron decir qué eran y los nombraron
así por su semejanza con el planeta Urano. Pero a mediados del siglo
XIX, los astrónomos descubrieron que estos objetos realmente eran
grandes nubes de polvo emitidas por estrellas moribundas.
Ahora, los investigadores de la Universidad de Rochester han hallado que
los planetas grandes o las estrellas de baja masa que orbitan alrededor
de estas estrellas viejas pueden de hecho ser un mecanismo crucial para
la creación del fantástico aspecto de tales nebulosas.
La mayoría de las estrellas de tamaño medio, como nuestro Sol,
terminarán sus vidas forjando nebulosas planetarias. La etapa dura sólo
algunas decenas de miles de años, apenas un parpadeo para estrellas que
típicamente viven diez mil millones de años, lo que hace que sea raro
poder observarlas en ese período. De los doscientos mil millones de
estrellas en nuestra galaxia, hasta ahora solo unas 1.500 han sido
identificadas en su fase de nebulosa planetaria.
Cuando la estrella comienza a agotar su combustible, cerca del final de
su vida, su núcleo se contrae y su envoltura se expande, lanzando al
final sus capas exteriores a millones de kilómetros hacia el espacio
circundante. Una de cada cinco veces, esta envoltura mantiene su forma
aproximadamente esférica mientras se expande, pero mucho más a menudo
esta envoltura se contorsiona y se estira en nuevas y fantásticas
formas.
El trabajo del equipo de Rochester consistió en explorar el rol de los
compañeros de baja masa en el proceso estelar que determina el aspecto
de una nebulosa planetaria. Dos situaciones principales se tuvieron en
cuenta: cuando el compañero está en una órbita lejana e interactúa sólo
con los bordes muy externos de la envoltura, y cuando el compañero está
en una órbita muy cerrada y tan cerca de la estrella evolucionada que la
envoltura "engulle" al compañero.
Eric Blackman, Richard Edgar, Jason Nordhaus y Adam Frank han demostrado
que en el caso en el que el objeto compañero, ya sea un planeta o una
estrella, está en una órbita lejana, la gravedad de dicho objeto hace
que éste comience a arrastrar consigo algo del material de la envoltura.
Este material, esencialmente una tenue mezcla de gas y polvo, se
comprime en ondas con forma de espiral que se proyectan hacia fuera de
la estrella central. El polvo y el gas se comprimen más y más en estas
ondas hasta alcanzar una situación comparable en ciertos aspectos a la
de las olas del mar alcanzando la playa. Al final, se forma un toroide
de polvo alrededor de la sección media de la estrella, que probablemente
bloquea en buena medida la expansión de la envoltura, como un cinturón
ceñido alrededor de un globo que se infla. Con el tiempo, esta expansión
parcialmente obstaculizada puede conducir a llamativas formas, tales
como la de la nebulosa Dumbbell.
En el caso en el que el objeto compañero orbita tan cerca de la estrella
primaria que termina engullido por la envoltura, es necesario un nuevo
tipo de modelo. Nordhaus y Blackman modelaron lo que podría suceder a
medida que la envoltura va frenando el movimiento de la estrella
compañera de baja masa o del planeta compañero de alta masa, y
encontraron que es probable que se produzca uno de tres resultados.
En el primero, a medida que el objeto compañero surca el material de la
envoltura, hace que ésta sea parcialmente eyectada hacia el exterior,
adoptando la forma de un gran disco o toroide en torno al ecuador de la
estrella.
La segunda posibilidad es que el objeto compañero provoque este efecto
de un modo más suave. Esto causa que las regiones internas de la
envoltura giren alrededor de la estrella madre más deprisa que el
material de la periferia. La diferencia en la velocidad de rotación,
combinada con la convección de material en la envoltura, estira y
amplifica los campos magnéticos de la estrella. Estos campos magnéticos
estirados pueden actuar como un muelle gigante, eyectando el material de
la envoltura en chorros proyectados desde los polos de la estrella.
En la tercera posibilidad, el objeto compañero es una estrella de muy
baja masa o un planeta de gran masa pero que en cualquier caso son
demasiado pequeños para eyectar la envoltura antes de que ésta les lleve
a un final catastrófico. La intensa gravedad de la estrella central
puede fragmentar el objeto a medida que su órbita se encoge, hasta
dejarlo reducido a un disco de "cascotes" alrededor de ella. Este disco
es muy turbulento, y distintas partes del mismo orbitan a diferentes
velocidades, dando lugar a un fenómeno de dinamo magnética que, al igual
que en la segunda posibilidad, es capaz de expulsar material mediante
chorros proyectados a enorme velocidad desde los polos de la estrella
central. A diferencia del segundo escenario, sin embargo, este material
eyectado por los chorros incluiría además los restos del planeta o
estrella compañeros.
Información adicional en:
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