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Los radiojets y la necesidad de un radiotelescopio como SKA para estudiarlos.

Hoy entrevistamos a Guillem Anglada Pons, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC). Guillem publicó, hace unos días, en la revista The Astronomy and Astrophysics Review, un artículo de revisión sobre las características de los radiojets emitidos por las estrellas jóvenes en formación y sobre la necesidad de un radiointerferómetro de alta resolución angular como SKA para detectarlos y estudiarlos en profundidad.

Guillem, ¿qué son exactamente los radiojets?

Existe una gran diversidad de objetos astrofísicos, desde embriones estelares hasta agujeros negros supermasivos, que expulsan material en forma de chorros muy colimados (es decir, formando un haz muy estrecho), a altísimas velocidades y generalmente en direcciones opuestas. A estos chorros de material moviéndose a velocidades muy altas les llamamos «jets». A menudo estos jets emiten ondas de radio y entonces les llamamos «radiojets».

Imagen del sistema disco-jet en la protoestrella de alta masa asociada a HH 80-81. El jet está en contornos y el disco en escala de color. Crédito: C. Carrasco-González et al. (jet), J. M. Girart et al. (disco).

En el caso de las estrellas en formación, los jets son una consecuencia necesaria de su propio proceso de formación. La estrellas se forman a partir de una nube de gas y polvo que comienza a girar y contraerse hasta formar una protoestrella central (es decir, el embrión estelar) rodeada de un disco protoplanetario (que sería el embrión de un sistema planetario). La combinación del giro y la presencia de un campo magnético provoca que salga despedida una parte de ese material en forma de chorros, propagándose en direcciones opuestas y perpendicularmente al plano del disco. De este modo, la estrella libera el exceso de momento angular que, de otra manera, le impediría alcanzar su masa final, pues el material que está cayendo sobre ella giraría tan deprisa que se dispersaría en vez de acumularse en la estrella. Es decir, mientras una parte del material de la nube que rodea a la estrella cae hacia la propia estrella, acrecentando su masa, otra parte es expulsada hacia el exterior en forma de jets.

¿Cómo se detectan estos radiojets?

La detección de estos radiojets es posible porque contienen hidrógeno ionizado que emite ondas de radio. Cuando un átomo de hidrógeno está ionizado significa que ha perdido un electrón, y son los cambios de energía asociados al movimiento de esos electrones libres los que producen la emisión radio. Puesto que la temperatura mide la energía asociada al movimiento de estos electrones, se dice que este tipo de emisión es térmica.  En los jets de estrellas en formación esta emisión generalmente es débil, pero detectable con la instrumentación actual.

Hay otro tipo de emisión, llamada sincrotrón, que se da predominantemente en los jets extragalácticos, donde es muy intensa. La emisión sincrotrón es de tipo no térmico y está producida por electrones relativistas (es decir, acelerados a velocidades cercanas a la velocidad de la luz) en un medio con un fuerte campo magnético. Algunos jets de estrellas jóvenes en formación, además de la emisión térmica, presentan partes con emisión no térmica, producida por un pequeño porcentaje de electrones que han sido acelerados hasta velocidades relativistas en zonas donde existen fuertes choques.

La emisión térmica está directamente relacionada con las propiedades físicas, en este caso la temperatura y densidad del jet, mientras que la emisión sincrotrón lo está con el campo magnético.

¿Qué información nos pueden aportar?

El hecho de que algunos radiojets de objetos estelares jóvenes posean también emisión sincrotrón es muy interesante, ya que esto los asemeja a los jets extragalácticos, permitiendo determinar el campo magnético.

Imagen en luz visible obtenida con el Telescopio Hubble superpuesta con una imagen de radio obtenida con el radiotelescopio VLA de Nuevo México, EEUU. Se obsevan los jets expulsados por la energía gravitacional de un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia elíptica H´rcules A. Crédito. NASA, ESA, S. Baum and C. O’Dea (RIT), R. Perley and W. Cotton (NRAO/AUI/NSF), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Pero, además, en el caso de los jets de estrellas en formación, la emisión térmica permite determinar también sus principales propiedades físicas, a diferencia de los jets donde solo se observa la emisión no térmica. Por lo tanto, en los jets de estrellas en formación la observación conjunta de emisión térmica y no térmica puede proporcionar, tanto el campo magnético como el resto de parámetros físicos necesarios para restringir los modelos que tratan de explicar los mecanismos que los originan, y así extrapolarlos a otros tipos de jets astrofísicos.

Imagen del radiojet en la protoestrella de masa intermedia HOPS 370. La parte térmica del jet está indicada como VLA 11 y la parte no térmica como VLA 12N, 12C y 12S. Crédito: M. Osorio et al.

¿Qué otras aplicaciones tiene el estudio de radiojets?

Puesto que las estrellas se forman dentro de nubes de gas y polvo, no es posible ver su luz con un telescopio óptico hasta que ese polvo se ha disipado. En cambio, las ondas de radio pueden atravesar esas nubes, proporcionando información de lo que ocurre en su interior, donde se encuentran los embriones estelares, para así poder estudiar las primeras fases del proceso de formación estelar. De este modo, por ejemplo, la emisión radio nos descubre la parte del jet que está más cerca de su origen.

Pero el estudio de la zona precisa donde se produce la expulsión de material, que podría revelar un mecanismo universal para todos los jets astrofísicos, es a día de hoy muy difícil de llevar a cabo debido a la falta de resolución angular, es decir a la incapacidad de distinguir con nitidez detalles muy pequeños en una imagen. Con radiotelescopios de nueva generación como el futuro Square Kilometre Array, se espera poder realizar ese tipo de estudios.

¿Por qué SKA es importante para estudiar este fenómeno estelar?

Para recibir señales de radio débiles deben construirse dispositivos que puedan captar eficientemente el mayor número posible de fotones. Una manera de lograrlo es utilizar receptores que puedan sintonizar simultáneamente un amplio rango de frecuencias (es decir, que tengan un gran ancho de banda). Pero, en algunos casos ésta no es una buena solución. Por ejemplo, en el caso de la emisión sincrotrón si se abarca un rango de frecuencias demasiado amplio, se pierde la polarización, que sirve para medir la distribución del campo magnético. Tampoco es una buena solución para la observación de transiciones atómicas o moleculares, que ocurren en un rango muy estrecho de frecuencias. Por ello, la mejor solución es ampliar el área colectora construyendo un gran número de antenas, como es el caso del SKA. De este modo, podrán obtenerse imágenes muy nítidas de objetos muy débiles, que hasta ahora eran imposibles de obtener o que requerirían mucho tiempo para ello (en algunos casos, incluso años de observaciones).

Guillem Anglada Pons

Guillem Anglada Pons es investigador en el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) desde 1997. Sus estudios se centran en la radioastronomía del medio interestelar y la formación estelar y planetaria. Entre sus descubrimientos más notables, se encuentra haber encontrado indicios de un cinturón de polvo, hielo y rocas alrededor de Próxima Centauri, la estrella más cercana a nuestro Sistema Solar, lo que sugiere que podría haber todo un sistema de planetas girando alrededor de ella, entre ellos, Próxima b, un planeta similar a la Tierra según los hallazgos que se realizaron en 2016. Actualmente, Anglada forma parte del Grupo de Ciencia de SKA «Cuna de la vida».

 

Sobre SKA

El proyecto Square Kilometre Array (SKA) es un esfuerzo internacional para construir el radiotelescopio más grande del mundo, liderado por la SKA Organisation, situada en el Observatorio de Jodrell Bank, cerca de Manchester. El SKA llevará a cabo ciencia transformacional para mejorar nuestro entendimiento del Universo y las leyes fundamentales de la física, observando el cielo con un detalle sin precedente y trazando un mapa celeste cientos de veces más rápido que cualquier instalación actual.

El SKA no es un único telescopio, sino una colección de telescopios o instrumentos, llamados array (conjunto), distribuidos a lo largo de grandes distancias. El SKA se construirá en dos fases. La Fase 1 (SKA1) en Sudáfrica y Australia y la Fase 2 (SKA2), en la que se expandirá a otros países del continente africano, así como la expansión de la componente australiana.

Con el apoyo de 11 países miembros (Australia, Canadá, China, España, India, Italia, Nueva Zelanda, Sudáfrica, Suecia, Países Bajos y Reino Unido), la Organización de SKA ha reunido en el diseño y desarrollo del telescopio a algunos de los mejores científicos, ingenieros y responsables políticos del mundo y a más de 100 empresas e instituciones de investigación a lo largo de 20 países.

Más información sobre SKA en http://spain.skatelescope.org