Cáscaras y espirales en las envolventes de estrellas AGB

Uno de los estados evolutivos de las estrellas como nuestro Sol es una etapa que dura de uno a diez millones de años, llamada rama asintótica de las gigantes (AGB, por sus siglas en inglés). Nuestro Sol entrará en la etapa AGB en unos cinco mil millones de años (su edad actual es de unos 4 mil 600 millones de años). Durante la etapa AGB la estrella se expande y llega a tener tamaños de hasta unas cinco unidades astronómicas (UA; la distancia media de la Tierra al Sol, o unos 150 millónes de kilómetros), temperaturas menos elevadas en su superficie y una alta luminosidad o brillo. Cabe notar que las estrellas AGB tienen además una envolvente gigantesca (de hasta miles de unidades astronómicas en tamaño), formada a raíz del viento estelar muy pronunciado de esta etapa y mucho más intenso que el viento de estrellas más jóvenes como nuestro Sol. La envolvente está formada primordialmente por hidrógeno y helio y por elementos más pesados, como nitrógeno, carbono y oxígeno en forma gaseosa. Adicionalmente, las envolventes contienen también granos de polvo y moléculas como monóxido de carbono (CO) y de silicio (SiO), entre otras, que eventualmente alcanzan el espacio abierto entre las estrellas (llamado interestelar) gracias al viento de la AGB que continúa empujando el material.

En los últimos años se ha avanzado en gran manera en la exploración y estudio detallados de las envolventes de AGB, gracias a la puesta en marcha de telescopios de última generación. El Atacama Submillimeter Array (ALMA), localizado a cinco mil metros sobre el nivel del mar en el desierto de Atacama al norte de Chile, ha sido vital en estos avances. Este radiotelescopio supersensitivo ha observado de forma exquisita muchas AGB a longitudes de onda milimétricas. Anteriormente se pensaba que la distribución de gas en las envolventes era más o menos uniforme y sin grandes variaciones. Pero ALMA ha mostrado imágenes de envolventes con una intrincada y compleja distribución de materia en forma de cáscaras y de aspecto espiral (ver Figura 1). Aunque se sabía que un viento estelar cambiante en el tiempo podría dar como resultado una envolvente en capas, las estructuras reveladas por ALMA fueron una grata e inesperada sorpresa. Entonces diferentes equipos internacionales empezaron a investigar posibles mecanismos que dieran lugar a tales estructuras complejas.

Una de las explicaciones que ha cobrado fuerza, y se considera como la más probable, es que una estrella compañera es la responsable de tales estructuras en el envolvente. Las estrellas pueden tener compañeras y formar sistemas binarios, es decir, el par se encuentra atado gravitacionalmente y se mantienen estables como tal por periodos largos de mucho millones de años, como el sistema Tierra-Luna o Tierra-Sol. Debido al tamaño gigantesco de la envolvente de las estrellas AGB, es posible que la estrella compañera cruce el material de la envolvente. Ya que la envolvente está formada principalmente de gas, la gravedad y movimiento de la compañera empuja y perturba ese gas de la envolvente, cambiando la distribución y densidad de aquél, a medida que se mueve en su órbita. El resultado de tal interacción puede tener consecuencias bastante increíbles, tanto desde el punto vista evolutivo como directamente visual, que es lo que podemos apreciar en imágenes de telescopios como ALMA (Figuras 1 y 2).

La explicación de la formación de estructura de cáscaras y espirales, por medio de una binaria, es plausible y tiene sentido físicamente. Ahora, en el quehacer científico hay que explicar cuantitativamente y a través de modelos físicos que, con un grado alto de certidumbre, el fenómeno propuesto es el responsable de lo que observamos. Aquí entra una herramienta crítica para muchos estudios astronómicos, el cómputo de alto rendimiento. A grandes rasgos se siguen estos pasos. En el modelo computacional se asignan los parámetros de la binaria, incluyendo las masas estelares, la distancia entre ellas y el periodo de la órbita. Además, hay que incluir el tamaño de la envolvente de la AGB, su masa, la tasa de pérdida de masa (o sea la velocidad del viento estelar). Entonces se hace evolucionar el sistema en el tiempo y, aplicando leyes físicas relevantes, se obtiene la configuración final del sistema en un cierto tiempo. Ésto nos da la distribución de densidad del gas en la envolvente (Figura 1, panel inferior), así como su velocidad. Como segundo paso computacional, los astrónomos aplican una herramienta muy potente llamada transferencia radiativa. Ésta permite inyectar una fuente de fotones a la envolvente de gas que ya tiene forma de cascarones o espirales, que simula el papel de la radiación proveniente de la estrella. Computacionalmente, se sigue el camino y la interacción de esos fotones con el gas. Entonces obtenemos una distribución de intensidad de la radiación resultante, de manera análoga a la distribución de densidad del gas mencionada arriba. Esta radiación proveniente del gas es lo que los telescopios como ALMA observan. En particular, y como mencionamos, las envolventes son brillantes en emisión de monóxido de carbono (CO), incluyendo isótopos comunes como el ¹³CO. La Figura 1 muestra la emisión en estas moléculas. Recordemos que todo lo que los telescopios observan es una proyección en el cielo, es decir en dos dimensiones, de estas envolventes, por lo que la estructura de cáscaras es en realidad tridimensional.

Finalmente, dichas imágenes del modelo computacional se pueden comparar con las observaciones directamente obtenidas por el telescopio. Prácticamente, estamos tratando de reconstruir lo que le ha pasado a la envolvente estelar a través de la interacción con la estrella binaria. Si la comparación entre modelo y observación es lo suficientemente precisa, podemos argumentar que nuestro modelo representa de forma adecuada lo que está ocurriendo con el sistema físico real. Así, en nuestro caso podemos argumentar que el modelo físico y evolutivo que planteamos explica las formaciones de cáscaras y espirales. Uno de los primeros casos exitosos de dicha comparación está en la Figura 1 y corresponde a la estrella LL Pegasi, a una distancia de mil parsecs (1 parsec equivale a unos 3.1x10¹³ km). Kim. H. y colaboradores mostraron de forma convincente que un sistema binario con una excentricidad de 0.8 y un periodo orbital de 800 años, donde la compañera se acerca a la AGB hasta una distancia de 30 UA, es responsable de la formación de estructura de gas observada con el telescopio ALMA. Cada vez que la compañera completa una órbita, alrededor de la AGB, va dejando esos aparentes huecos en la distribución del gas, por lo que el periodo orbital está relacionado con el espaciamiento entre los brazos de la estructura espiral. Aun cuando existen modelos alternativos que tratan de explicar las cáscaras vistas en algunas envolventes de AGB, por ejemplo, un viento estelar pulsante que naturalmente produce cascarones formados por gas más denso que el circundante, es difícil explicar la estructura espiral sin la inclusión de una estrella compañera. Otro caso de un modelado satisfactorio está en la Figura 2 y corresponde a la estrella GX Monocerus, localizada a una distancia de 650 parsec (2x10¹⁶ km). Los resultados, también a través de una comparación con un modelo computacional, implican un sistema binario altamente excéntrico con un período de 140 años. Modelos cada vez más refinados y que puedan explicar estructuras aparentemente más desordenadas, como en GX Monocerus, son importantes para lograr tener modelos más unificados.

Un siguiente paso en el estudio de estos sistemas consiste en entender qué otras moléculas presentan emisión en estructura espiral y cuál es su relación química con el CO. Por ejemplo, se han detectado envolventes con emisión de monóxido de silicio (SiO), que siguen más o menos la estructura trazada por el CO. Otras moléculas como el monosulfato de silicio (SiS) están más concentradas en el centro de la envolvente. Un tema de frontera es entender cómo estas moléculas facilitan la formación de polvo (de ahí llamadas precursoras de polvo), que luego es empujado hacia la parte externa y termina siendo añadido al medio interestelar. Todo el material expulsado por la AGB, incluyendo gas y polvo, posteriormente formará parte de una nueva generación de estrellas. De esta manera, las estrellas AGB son una población estelar de vital importancia para la evolución de galaxias como la nuestra.