La mayoría de las estrellas se forman en nubes moleculares, en condiciones ambientales específicas que dictan cómo podrían desarrollarse los sistemas planetarios. Junto a esto, las estrellas masivas cercanas también pueden influir aportando una intensa radiación ionizante, lo que puede provocar la formación de una envoltura de gas ionizado alrededor de un disco protoplanetario, que podemos distinguir al detectar líneas espectrales de recombinación de hidrógeno únicas.
Recientemente, un equipo científico dirigido por Ryan Boyden (Universidad de Virginia, EE. UU.) ha utilizado datos del archivo del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para identificar por primera vez las líneas espectrales características asociadas a estas envolturas ionizadas en discos protoplanetarios de la Nebulosa de Orión a 1.000 años-luz de nosotros.
Durante mucho tiempo, ALMA se ha utilizado para identificar líneas de recombinación de grandes objetos astrofísicos, y para estudiar diversas características de los discos protoplanetarios. Sin embargo, este estudio demuestra que los interferómetros de ALMA son lo suficientemente potentes como para detectar las líneas de recombinación de hidrógeno específicas en longitudes de onda de radio de discos protoplanetarios ionizados (proplyds) individuales, incluso dentro de cúmulos estelares densos. Boyden afirma: «Este descubrimiento fue fruto de la casualidad, y a veces esos son los proyectos científicos más apasionantes en los que trabajar: toparse con un nuevo hallazgo, en cierto modo, por accidente.»
Mientras que un disco protoplanetario se define como el disco de polvo y gas que rodea a una estrella joven, un proplyd tiene la particularidad añadida de que el disco está siendo ionizado por una fuerte radiación procedente de estrellas masivas externas cercanas. Así, más allá del propio disco, un capullo de gas ionizado rodea el sistema. El límite energético de esta envoltura aparece como un cometa, ya que la estrella vecina impulsa la foto-evaporación a través del disco, lo que indica a los astrónomos que estos discos ionizados evolucionan de forma muy diferente.
Boyden y su equipo utilizaron datos de observaciones anteriores de ALMA para sondear el gas ionizado que rodea 200 discos protoplanetarios alrededor de estrellas del cúmulo de la nebulosa de Orión. De ellos, 17 proplyds se identificaron de forma única por una línea de recombinación de hidrógeno muy particular.
Aunque el hidrógeno ionizado es común en entornos energéticos como estas regiones de formación estelar, Boyden y su equipo buscaron la firma energética específica que se libera cuando un electrón libre se combina con un ion de hidrógeno y «cae» desde el nivel 42 de energía del hidrógeno hasta el 41. Esa caída, denominada H41α es claramente reconocible en las longitudes de onda de radio de 3,1 mm observadas por ALMA.
«Las líneas en longitudes de onda más largas o cortas nos dirán cada una algo diferente sobre la capa de gas ionizado», explica Boyden. «H41α es la línea que tenemos la suerte de tener ya en nuestras observaciones. Es la indicada para decirnos la temperatura y la densidad del gas ionizado con mucha precisión y afortunadamente es detectable con la sensibilidad de ALMA. ALMA es el conjunto de radiotelescopios más potente del mundo, con la mejor resolución angular, y es excepcionalmente sensible en estas longitudes de onda que utilizamos para encontrar las líneas H41α. Eso es lo que ALMA hace bien, y lo hace eficientemente», dice Boyden.
Dentro de estos datos de líneas espectrales, el equipo científico utilizó el flujo de líneas de recombinación de hidrógeno para calcular una temperatura media de 6.000 – 10.000 K en las envolturas. «Están bastante calientes. Y ésta es ahora una de nuestras mediciones más precisas de la temperatura de ese gas ionizado», afirma Boyden. Además, la anchura de la línea espectral revela un tesoro de información cinemática sobre el disco, ya que la dispersión puede indicar movimientos de efecto
Doppler que empujan la luz hacia longitudes de onda más largas o cortas. Boyden añade: «Estudiamos la anchura de esas líneas de recombinación para preguntarnos: ‘¿Qué está causando esa dispersión? ¿Se trata simplemente de los gases agitándose al azar, o de algún tipo de flujo más ordenado que está asociado con la foto-evaporación de estas estrellas que da forma a la evolución del disco?’ Creemos que es esto último».
Además de las líneas de recombinación H41α, Boyden y su equipo también identificaron unas intrigantes líneas He41α, que indican una posible diferencia respecto a la abundancia esperada de helio en la región. Es posible que estas líneas de helio estén contaminadas por emisiones de carbono adyacentes, reconoce Boyden, mientras especula sobre los próximos pasos en el desarrollo tecnológico de la interferometría de radiotelescopios. «Con las actualizaciones que se avecinan para ALMA, y con ngVLA en el futuro, podrán destacarse en la observación de longitudes de onda más largas para obtener aún más líneas de recombinación de radio. Este proyecto es un gran paso para el trabajo futuro».
Información adicional
Los resultados del estudio están publicados en el siguiente artículo científico:
Boyden et al. “Discovery of Radio Recombination Line Emission from Proplyds in the Orion Nebula Cluster”
El comunicado de prensa original fue publicado por el Observatorio Radioastronómico Nacional (NRAO) de Estados Unidos, socio de ALMA en representación de Norteamérica.
El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), una instalación astronómica internacional, es una asociación entre el Observatorio Europeo Austral (ESO), la Fundación Nacional de Ciencia de EE.UU. (NSF) y los Institutos Nacionales de Ciencias Naturales de Japón (NINS) en cooperación con la República de Chile. ALMA es financiado por ESO en representación de sus estados miembro, por NSF en cooperación con el Consejo Nacional de Investigaciones de Canadá (NRC) y el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología de Taiwán (NSTC), y por NINS en cooperación con la Academia Sinica (AS) de Taiwán y el Instituto de Ciencias Astronómicas y Espaciales de Corea del Sur (KASI)
La construcción y las operaciones de ALMA son conducidas por ESO en nombre de sus estados miembro; por el Observatorio Radioastronómico Nacional (NRAO), gestionado por Associated Universities (AUI), en representación de Norteamérica; y por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ) en nombre de Asia del Este. El Joint ALMA Observatory (JAO) tiene a su cargo la dirección general y la gestión de la construcción, así como la puesta en marcha y las operaciones de ALMA.
Imágenes
El cúmulo de la nebulosa de Orión, visto con el Telescopio Espacial Hubble y Advanced Camera for Surveys (Ricci et al. 2008). La línea blanca discontinua representa el campo de visión del mosaico de ALMA de 3,1 mm. Los círculos azules indican los proplyds detectados en longitudes de onda de H41α. El círculo rojo marca el proplyd en el que también se detectan longitudes de onda de He41α. Los círculos grises indican las posiciones de las detecciones de continuo de 3,1 mm que no se detectan en H41α o He41α. La estrella celeste indica la posición de la fuente ionizante θ1 Ori C. Créditos: Boyden et al. (2025)
Imágenes continuas de 3,1 mm del H41α hallado en proplyds en el cúmulo de la Nebulosa de Orion. Cada imagen se ha generado como una subimagen del mosaico de 3,1 mm de Ballering et al. (2023). El haz sintetizado se muestra en la esquina inferior izquierda de cada panel. La flecha en cada panel señala la dirección de θ1 Ori C. Créditos: Boyden et al. (2025)
La Vía Láctea sobre ALMA en el llano de Chajnantor, en la cordillera de Los Andes, Chile. Se puede apreciar la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes. Creditos: NSF/ AUI/ NSF NRAO/ B.Foott.
Fuente y Fotografías ®ALMA Observatory
