Imagen NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/ AURA)
Cabeza de Mono (NGC 2174): imagen obtenida por el telescopio Hubble de una nebulosa que alberga estrellas jóvenes (puntos brillantes), nubes de plasma y nubes moleculares (regiones oscuras)Imagen NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/ AURA)Los telescopios actuales recién ahora comienzan a tener la resolución suficiente para vislumbrar los pormenores de ese proceso, que implica un turbulento tira y afloja entre fuerzas gravitatorias y magnéticas. Por un lado, la gravedad tiende a condensar el gas, lo cual permite que los átomos en el centro de las regiones más densas de la nube sean comprimidos hasta liberar energía por medio de reacciones de fusión nuclear, originando nuevas estrellas. Por el otro, los campos magnéticos de la nube tienden a hacer fuerza en el sentido contrario al de la gravedad. Todos sabemos que la gravedad finalmente triunfa, pero nadie comprende muy bien los detalles de ese conflicto.
Para resolver ese problema, un equipo liderado por los astrofísicos Elisabete de Gouveia Dal Pino, de la Universidad de São Paulo, y Alexander Lazarian, de la Universidad de Wisconsin, en Madison, Estados Unidos, está llevando a cabo simulaciones del comportamiento del gas y de los campos magnéticos en las nubes moleculares. Los resultados de sus simulaciones más recientes resuelven contradicciones entre la teoría y lo que está comprobado, brindando asidero a una nueva idea que sugiere de qué modo los campos magnéticos dificultan, pero no llegan a impedir, el surgimiento de nuevas estrellas. Ésa misma idea podría explicar por qué los anillos de gas y polvo ubicados en torno de las estrellas recién nacidas ‒y que posteriormente podrían originar un sistema de planetas‒ no desaparecen por efecto de los campos magnéticos.
Las nubes moleculares son regiones muy pequeñas y particulares del medio interestelar, que atraviesa las galaxias. Esas nubes son como bolsones de gas y polvo mucho más fríos que el medio interestelar circundante. Mientras que en las nubes de gas interestelar la temperatura alcanza miles de grados Celsius, manteniendo a los electrones separados de los núcleos atómicos y formando el plasma (gas cargado eléctricamente), en las nubes moleculares la temperatura promedio oscila alrededor de -173º Celsius. Por esa razón, las nubes moleculares se encuentran compuestas, en su mayor parte, por átomos neutros que se combinaron en moléculas, y por eso reciben ese nombre. Pero incluso las nubes moleculares cobijan una pequeña porción de plasma, suficiente para que las líneas del campo magnético de la nebulosa estén ligadas al desplazamiento del gas.
“El plasma fluye allí en forma muy turbulenta”, dice el astrofísico Reinaldo Santos de Lima, quien concluyó su doctorado en la USP bajo la dirección de Gouveia Dal Pino y actualmente forma parte de su posdoctorado en la Universidad de Wisconsin. Él explica que el plasma de la galaxia es permanentemente removido por las ondas de choque provenientes de explosiones de estrellas gigantes en el final de sus vidas, las supernovas. Una de las consecuencias de esa turbulencia es que el desplazamiento de las cargas eléctricas del plasma amplifica los campos magnéticos muy débiles, remanentes del inicio del Universo, que surcan el espacio. Esos campos amplificados, que alcanzan hasta 0,003 gauss (cien veces menores que el de la superficie de la Tierra), acaban afectando a las nubes moleculares.
Collares magnéticos
Para explicar este fenómeno cuando dicta clases, Dal Pino emplea una analogía. Las partículas del plasma estarían unidas a las líneas del campo magnético del mismo modo que las cuentas de un collar se encuentran sujetas por un cordón. “Si el gas se desplaza hacia un lado, arrastra las líneas del campo magnético consigo”, dice Lima. “Eso configura un problema para la formación estelar”.
A medida que una región más densa ‒un núcleo‒ en el interior de la nube se contrae debido a la atracción gravitatoria de su propia masa, esa contracción comprime las líneas del campo magnético. El resultado de ello es un campo con forma de reloj de arena (observe la figura) que ejerce una fuerza repulsiva contra la gravitatoria. Esa fuerza, sin embargo, actúa solamente en dirección perpendicular a las líneas de los campos magnéticos. Por eso, la masa continúa acumulándose en el centro del núcleo original que recorre los caminos a lo largo de las líneas, hasta que la fuerza gravitatoria supera a la magnética y nace la estrella.
Se imaginaba que la nueva estrella heredaría el campo magnético del núcleo que la originó. No obstante, al observar estrellas recién formadas, los astrónomos miden en su superficie un campo magnético 10 mil veces menor que el esperado.
Esa discrepancia entre la teoría y las observaciones sugiere que algún fenómeno desconocido desconecta las líneas del campo magnético del campo del gas durante su contracción. Así, las líneas no se comprimirían tanto en el centro de los núcleos y la estrella resultante tendría un campo magnético menor. El candidato favorito de los astrofísicos para explicar los campos magnéticos menos intensos era, hasta hace poco, un fenómeno conocido como difusión ambipolar. “A medida que la nube colapsa, el plasma pierde calor por irradiación y sus electrones se recombinan con sus núcleos atómicos”, explica Lima. “Ese material neutro sigue colapsando sin arrastrar las líneas de campo”.
Con todo, los estudios vienen confirmando que, para que la difusión ambipolar logre apartar las líneas del campo magnético del centro del núcleo originario de un modo eficiente, el tamaño de los granos de polvo formados en las nubes moleculares debería ser diferente al estimado. El fenómeno tampoco explica la distribución de los campos magnéticos medidos por los astrónomos.
En 2005, Lazarian propuso una alternativa a la difusión ambipolar, que poseía la ventaja de no depender del tamaño de los granos de las nubes moleculares. Su concepción se basa en el fenómeno de la reconexión magnética. Ésta ocurre cuando dos porciones de plasma, cada una cargando líneas de campo magnético en direcciones paralelas pero con sentidos opuestos, son forzadas a colisionar una contra la otra. En un plasma turbulento, ese proceso ocurre en forma rápida, tal como demostraron Lazarian y Ethan Vishniac en 1999. Durante la colisión explosiva, las líneas de campo son recortadas y agrupadas en una nueva configuración de dirección y sentido.
La reconexión magnética ocurre con bastante frecuencia y violencia en la superficie del Sol, eyectando masa solar hacia el espacio durante tempestades magnéticas en la superficie de la estrella. La reconexión explica otros procesos astrofísicos, tales como la aceleración de los rayos cósmicos ultraenergéticos (lea en Pesquisa FAPESP, edición nº 200). Sin embargo, se pensaba que ese evento raramente ocurría en las nubes moleculares. Sin embargo, Lazarian propuso que la turbulencia del gas en las nubes sería capaz de acelerar el proceso.
Pequeños remolinos turbulentos crearían las condiciones para que la reconexión magnética apareciera por toda la nube. En 2009, Lazarian y el astrofísico Grzegorz Kowal, actualmente en la USP, realizaron simulaciones en computadora demostrando que la reconexión magnética inducida por la turbulencia realmente funcionaba. Utilizando la analogía de Dal Pino, la turbulencia del gas sería capaz de cortar y reconectar las cuerdas de los collares, liberando las cuentas y apartando el exceso de cordones fuera del centro de los núcleos de las nubes moleculares.
Cuando en 2009 pasó unos meses en Wisconsin, trabajando con Lazarian, Lima empleó el código informático escrito por Kowal para elaborar un modelo simplificado del colapso de un núcleo en una nube molecular. Las simulaciones, que fueron publicadas en el Astrophysical Journal en 2010, indicaron que la turbulencia del gas mantenía a las líneas del campo magnético alejadas del núcleo, permitiendo su colapso por efecto de la gravedad.
Otra estudiante de doctorado de Dal Pino, Márcia Leão, actualmente posdoctorando en la Unicamp, realizó simulaciones aún más realistas del proceso. En un artículo publicado en noviembre de 2013 en la revista The Astrophysical Journal, los investigadores compararon los resultados de esas simulaciones con las observaciones de núcleos en nubes moleculares efectuadas por el astrónomo Richard Crutcher, de la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign, Estados Unidos. Las simulaciones de Leão consiguieron explicar las distribuciones de densidad del gas y de su campo magnético medidas por Crutcher mejor de lo que cabría esperarse por la teoría de la difusión ambipolar.
Manteniendo el giro
Millones de años después del inicio del colapso, el gas y el polvo del núcleo de la nube molecular, que antes ocupaban un volumen de algunos años luz de extensión, acaban concentrados en un espacio similar, más o menos, al del sistema solar, con centenas de minutos luz, formando una estrella rodeada por un disco de acreción, que puede generar un sistema planetario (vea la figura). Los cálculos sugieren, no obstante, que el campo magnético de la nube molecular impediría la formación de esos discos. Las líneas del campo frenarían la rotación del material del disco, que terminaría por caer en la protoestrella.
Simulaciones publicadas en 2012 y 2013 por el equipo de Dal Pino sugieren que ese inconveniente también queda resuelto por la reconexión magnética inducida por la turbulencia, que transporta el exceso de líneas magnéticas hacia afuera del disco. El equipo contempla la publicación, este mismo año, de un estudio realizado junto a Gustavo Guerrero, de la Universidad Federal de Minas Gerais, que aporta valores más precisos de ese transporte magnético, para comparar mejor esa explicación con otras alternativas.
“Las previsiones teóricas se encuentran más adelantadas que las observaciones reales”, comenta el astrónomo Gabriel Franco, de la UFMG, quien trabaja con los datos referentes al campo magnético de una nube molecular obtenidos mediante un dispositivo montado en el telescopio Apex, en Chile. “Para darse una idea, el campo con forma de reloj de arena, que fue preconcebido hace décadas, se observó por primera vez en 2006”.
La antena del Apex es el prototipo de las 66 antenas del observatorio Alma, que se inauguró en 2013, y también contará con un instrumento capaz de medir campos magnéticos de núcleos primigenios y protoestrellas. Pero, para poder observar todos los detalles, Dal Pino aguarda la puesta en servicio de otra red de radiotelescopios que se está construyendo en Argentina, denominada Llama. “Es posible”, dice, “que logremos probar nuestras teorías con observaciones de altísima resolución mediante la interferometría, combinando las antenas del Alma y del Llama”.
Proyecto
Investigation of high energy nvestigation of high energy and plasma astrophysics phenomena: theory, observation, and numerical simulations (nº 2006/50654-3); Modalidad Proyecto Temático; Investigadora responsable Elisabete Maria de Gouveia Dal Pino; Inversión R$ 366.341,75 (FAPESP).
Artículos científicos
LEÃO, M.R.M. et al. The collapse of turbulent cores and reconnection diffusion. The Astrophysical Journal. v. 777, n.1. nov. 2013.
SANTOS-LIMA, R. et al. Disc formation in turbulent cloud cores: is magnetic flux loss necessary to stop the magnetic braking catastophre or not? Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. mar. 2013.
