La formación estelar representa un área fundamental en la astrofísica actual, pues explora los complejos mecanismos mediante los cuales las estrellas nacen y evolucionan en el universo. Este fenómeno comienza con el colapso de los núcleos de nubes moleculares densas y frías, bajo la influencia de su propia gravedad. Estas nubes, compuestas principalmente de hidrógeno molecular y polvo interestelar, alcanzan densidades lo suficientemente altas como para que la gravedad atraiga el material hacia su centro, creando así las condiciones necesarias para el surgimiento de nuevas estrellas. Desde entonces, la evolución estelar está estrechamente vinculada a la masa inicial de la estrella. A lo largo de su ciclo de vida, desde su nacimiento hasta su muerte, una estrella está gobernada por procesos gravitacionales e hidrodinámicos, donde la masa desempeña un papel crucial. Por ejemplo, las estrellas masivas, aquellas con más de ocho veces la masa del Sol, tienden a tener vidas más breves y explosivas, culminando en eventos impresionantes como supernovas y agujeros negros. En contraste, las estrellas de baja masa como nuestro Sol tienen vidas más prolongadas y estables, evolucionando finalmente hacia enanas blancas al final de su ciclo evolutivo. Esta relación entre la masa y la evolución estelar es primordial para comprender la diversidad de eventos astronómicos observados en el universo, como la formación de planetas y la dinámica de cúmulos estelares, etcétera.
La observación de estrellas en sus primeras etapas de evolución representa un desafío considerable debido a la intensa actividad asociada a éstas, como procesos de acreción, rotación, discos circunestelares y su actividad magnética. Todo esto ocurre en regiones densas por el polvo, lo que dificulta la observación en longitudes de onda visibles, requiriendo el uso de otras bandas del espectro electromagnético como las ondas de radio. Para superar estos obstáculos, se emplean radiotelescopios en lugar de los telescopios convencionales.
Pero, ¿cómo podemos determinar las masas de las estrellas? Esta pregunta es central en la investigación astronómica y ha llevado al desarrollo de modelos teóricos y técnicas específicas de observación. Inicialmente, las estimaciones dependían de estos modelos basados en observaciones indirectas de propiedades como la luminosidad y la temperatura superficial. Sin embargo, la llegada de las observaciones de estrellas binarias revolucionó este campo al proporcionar parámetros observables para la estimación más precisa de las masas estelares. Las estrellas binarias son sistemas compuestos por dos estrellas que orbitan alrededor de un centro de masas común y representan al menos la mitad de todas las estrellas que vemos en el cielo. Al estudiar su dinámica orbital y aplicar las leyes de la mecánica celeste, como las leyes de Kepler, se pueden calcular las masas con mayor precisión.
En este contexto, enfatizando la importancia de determinar las masas estelares, mi investigación de doctorado, bajo la dirección del Dr. Laurent Loinard (IRyA-UNAM) y el Dr. Sergio Dzib (Instituto de Radioastronomía Max Planck), se enfoca en la determinación precisa de las masas en este tipo de sistemas. Para lograr este objetivo, empleamos observaciones obtenidas mediante la técnica de interferometría de líneas de base muy largas (VLBI, por sus siglas en inglés). El instrumento utilizado es un conjunto de radiotelescopios llamado Arreglo de Línea de Base Muy Larga (VLBA por su sigla en inglés). Al medir con precisión las posiciones de las estrellas binarias, podemos determinar las distancias a las que se encuentran y su separación angular respecto al centro de masa. Además, estimamos el período orbital y calculamos la masa total del sistema, así como las masas individuales. Como resultado, en un artículo recientemente publicado en la revista The Astronomical Journal, reportamos las masas individuales del sistema joven binario Oph-S1 (S1), ubicado en la región de formación estelar de Ofiuco, a unos 450 años-luz de distancia de la Tierra. Estudios previos habían catalogado a la componente principal como una estrella con una masa intermedia de hasta 6 masas solares, basándose en su intensa luminosidad y en los modelos teóricos. Los resultados de nuestro trabajo muestran una masa menor de la esperada para la componente principal. Contrariamente a las estimaciones anteriores, determinamos que la masa de la estrella principal es de tan sólo 4.1 masas solares, mientras que la componente secundaria tiene una masa de 0.8 masas solares.
La discrepancia entre las masas dinámicas observadas y las predicciones teóricas, particularmente en el caso de la estrella principal, destaca la necesidad de refinar los modelos teóricos. Los resultados de este trabajo no sólo cambian la percepción de S1, sino que también podrían contribuir a mejorar los modelos teóricos que describen la evolución estelar en el rango de masas intermedias para estrellas jóvenes.
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