Nubes Moleculares y los Procesos que Inducen la Formación Estelar

Las estrellas nacen en las regiones más densas y frías del medio interestelar (ISM), dentro de vastas aglomeraciones de moléculas y polvo conocidas como nubes moleculares. Debido a sus temperaturas frías de aproximadamente -250 grados Celsius, las nubes moleculares no emiten en el rango óptico, apareciendo como parches negros contra el fondo estrellado en imágenes de rango visible. La luz emitida por las nubes moleculares tiene una longitud de onda entre 60 y 1000 micrones, aproximadamente 100 veces más larga que las frecuencias a las que nuestros ojos (entre 0.4 y 0.7 micrones) o telescopios ópticos como los aficionados son sensibles.

Nota: El rango de luz visible es la luz emitida en frecuencias sensibles a nuestros ojos. Para más información sobre el espectro electromagnético visita Wikipedia.

La astronomía de infrarrojo lejano (FIR) es imposible desde el suelo, ya que nuestra atmósfera bloquea tal radiación. Solo el uso de telescopios espaciales como Herschel o Planck puede permitir el estudio de las nubes moleculares y los secretos de la física de formación estelar.

Nota: Las nubes moleculares también emiten en ondas submilimétricas y milimétricas, que son observables con radiotelescopios terrestres como el Telescopio IRAM de 30m en Sierra Nevada, España. De hecho, necesitamos la combinación de observaciones espaciales y terrestres para estudiar las nubes moleculares en su totalidad.

Existe una relación directa entre la distribución de gas y polvo en una nube molecular y su actividad de formación estelar. Específicamente, las nubes moleculares con mayores cantidades de gas de alta densidad forman más estrellas que las nubes moleculares con gas de baja densidad. El paradigma actual de los procesos físicos que causan la formación estelar tiene dos candidatos principales: gravedad y turbulencia. Aunque este trabajo parece decidirse por la gravedad, se necesita evidencia más directa y mayor para tal afirmación. El problema es que distinguir entre gravedad y turbulencia requiere mediciones muy precisas de la densidad o masa de las nubes moleculares.

Nota: Aunque no se menciona en estos trabajos, hay un tercer proceso que se cree induce el inicio del proceso de formación estelar. Esta es la compresión de nubes moleculares por radiación de estrellas masivas o explosiones de supernovas.

Este es uno de los principales objetivos científicos del lanzamiento del Observatorio Espacial Herschel de la Agencia Espacial Europea (ESA). El método utilizado por Herschel para medir la densidad de las nubes moleculares es el siguiente. Las nubes moleculares emiten siguiendo la Ley de Planck. Esto significa que la nube molecular emite como un cuerpo en equilibrio termodinámico y por lo tanto su emisión está determinada por su temperatura y densidad. Las emisiones de las nubes moleculares en función de la longitud de onda emitida se pueden observar en la figura a continuación. En esta figura, se observan 5 sombras verticales, correspondientes a las longitudes de onda a las que Herschel es sensible. Para cada una de las curvas, la longitud de onda en la que ocurre la emisión máxima está determinada por la temperatura de la nube molecular. Además, el valor de este máximo en el eje vertical está relacionado con la densidad del gas observada. Cuanto mayor es la densidad del gas, mayor es la emisión. Por lo tanto, conociendo la función empírica de la Ley de Planck y teniendo los cinco valores de Herschel, podemos hacer un ajuste de las observaciones para obtener la temperatura y densidad de la nube molecular que se está observando.

Los Problemas de Calibración de Herschel y las Consecuencias para la Investigación

El desafío que enfrentamos es el siguiente: las observaciones de Herschel a 100 y 160 micrones no han sido calibradas correctamente. La mala calibración de los instrumentos inevitablemente conduce a mediciones erróneas o menos precisas. Si nuestro objetivo es medir la densidad del gas en las nubes moleculares para discernir si la gravedad o la turbulencia induce el proceso de colapso gravitacional que conduce a la formación estelar, necesitamos mejorar esta calibración instrumental. El hecho es que la diferencia observacional predicha por los modelos para discernir entre turbulencia y gravedad es tan sutil que las observaciones necesarias deben ser extremadamente precisas. El objetivo de este trabajo es mejorar la calibración de los instrumentos y generar los mapas de temperatura y densidad más precisos jamás obtenidos de todo el plano galáctico.

Consejo: La definición del nivel del cielo o nivel cero de la emisión observada por Herschel a 100 y 160 micrones no está bien definida, generando inexactitudes en las mediciones. El objetivo de este trabajo es combinar las observaciones de Herschel y Planck para mejorar la calibración del nivel cero, obteniendo así mapas más precisos de temperatura y densidad de las nubes moleculares galácticas. Esto ayudará a mejorar nuestra comprensión de qué proceso es responsable de inducir la actividad de formación estelar.

La calibración de estas bandas se realizó originalmente bajo el supuesto de que el cielo emite uniformemente en todo el campo de visión. Esto es definitivamente falso. Para decirlo suavemente, podría llamarse una simplificación excesiva. En regiones de alta emisión debido al polvo, como el plano galáctico, la variación en la emisión es tan significativa que asumir un fondo de cielo constante resulta en una calibración tan precisa como lanzar tres dados de veinte caras y tratar de predecir sus resultados exactos. Sin una calibración precisa, es imposible medir densidades o temperaturas precisas de las nubes moleculares, lo que en consecuencia significa que no es posible determinar qué procesos físicos están actuando en la formación estelar. Los errores de calibración, aunque pueden ser pequeños para los objetos más compactos (pequeños en extensión de imagen), se vuelven enormes e impredecibles a gran escala, en las áreas más difusas de las nubes moleculares. Esto exacerba nuestro problema, ya que es en estas áreas difusas a gran escala donde se encuentra la mayor parte de la masa de las nubes moleculares. Estas son también las áreas que muestran la menor actividad de formación estelar y por lo tanto son las más interesantes de estudiar para discernir qué procesos hacen que un área difusa se vuelva densa y en consecuencia forme estrellas.

Combinando Datos de Herschel y Planck para Mapas Más Precisos de Temperatura y Densidad

En este trabajo, aprovechamos el lanzamiento de otro observatorio espacial que, aunque destinado a una misión completamente diferente (medir el eco del Big Bang), nos proporciona las herramientas necesarias para recalibrar las observaciones de Herschel. El observatorio Planck generó observaciones a gran escala de todo el cielo en su búsqueda del fondo cósmico de microondas. Para lograr su objetivo, Planck tuvo un pequeño obstáculo. Medir la radiación del fondo cósmico significa saber qué hay detrás de nuestra propia Galaxia: la Vía Láctea. Por lo tanto, Planck tuvo que restar la emisión de nuestra Galaxia, ya que bloquea la radiación del fondo cósmico al estar entre ella y nosotros. Como resultado, Planck generó mapas muy precisos de la densidad y temperatura del cielo, aunque a resoluciones angulares más altas que las de Herschel. Podemos usar estos mapas para recalibrar las imágenes de Herschel.

En este caso, Planck nos proporciona la temperatura y densidad de cada punto en la Vía Láctea. Tomamos esta información y realizamos una ingeniería inversa del proceso mostrado arriba. Usando la temperatura y densidad del gas obtenida en cada punto de la Vía Láctea con el telescopio Planck, podemos calcular la emisión teórica de cada punto en la Galaxia usando la Ley de Planck. (Desafortunadamente, tenemos que usar el nombre Planck para mencionar dos objetos diferentes. Nota que la Ley de Planck es la función matemática de la emisión de las nubes moleculares, mientras que Planck en cursiva se refiere al telescopio.) Ahora, conociendo la emisión teórica de cada punto en la galaxia y también conociendo la sensibilidad exacta de Herschel a cada longitud de onda, podemos obtener imágenes simuladas de lo que el telescopio Planck vería si tuviera los mismos instrumentos que el telescopio Herschel. En este caso, también sabemos que la calibración de Planck es muy precisa, ya que este es un requisito clave para el éxito de la misión Planck. En última instancia, podemos usar las observaciones de Planck para corregir los problemas de calibración a gran escala de Herschel, obteniendo así el mejor mapa existente de densidad y temperatura de la Vía Láctea.

Importante: El lector puede preguntarse: si Planck ya tiene los mapas de densidad y temperatura... ¿Por qué no simplemente usarlos y ahorrarnos todo este arduo trabajo? La respuesta es que Planck es un telescopio mucho más pequeño que Herschel. Esto se traduce en que Planck tiene una miopía significativa en comparación con Herschel. En otras palabras, las observaciones de Herschel son mucho más nítidas y revelan detalles más sutiles que las de Planck. Es como si Herschel usara gafas para corregir la miopía de Planck. Específicamente, a 100 y 160 micrones Herschel puede ver detalles 12 y 17 veces más pequeños, respectivamente, que Planck. Esto se puede observar claramente en las imágenes de comparación a continuación. Esto es especialmente importante, ya que es en esos pequeños detalles revelados por Herschel donde debemos buscar las respuestas a las preguntas abiertas sobre el proceso de formación estelar.

Debido a la explicación técnica muy especializada e intensa requerida para este proceso, no profundizamos más en este post, refiriendo al lector a la publicación para más información. Como un breve resumen, podemos decir que la técnica utilizada sigue una serie de pasos:

1. Obtener mapas de emisión simulados de cómo Planck observaría usando los mismos instrumentos que Herschel.
2. Calibración conjunta de los datos de Herschel y Planck. Asegurar que ambos estén en la misma escala.
3. Combinar las imágenes de Herschel y Planck en el espacio de Fourier.

Los resultados obtenidos con esta técnica han demostrado ser verdaderamente espectaculares. Para demostrar su validez, primero aplicamos el método a una nube molecular simulada, de la cual podíamos conocer exactamente su densidad y temperaturas reales. Después de validar el método, lo aplicamos a dos regiones de prueba: Orión y Perseo. La aplicación de nuestro método ha mejorado la estimación de masas observadas por Herschel en Perseo en valores de hasta 30%. En general, nuestro método es capaz de corregir las masas (equivalentes a densidades en los métodos utilizados) de las nubes moleculares por factores que varían de 1 a 100. Este logro es verdaderamente impresionante y actualmente se está aplicando a la totalidad de las observaciones de la Vía Láctea realizadas por Herschel. Una vez completado, habremos logrado el mapa más preciso de temperatura y densidad de nubes moleculares en la Vía Láctea hasta la fecha. Gracias a este trabajo, finalmente esperamos contribuir a la respuesta al enigma de la turbulencia o la gravedad como la causa principal de la formación estelar.

Publicación

Este trabajo se basa en investigación publicada en:

Abreu-Vicente, J., et al. (2017). "Enhanced calibration of Herschel and Planck data in the Galactic plane." Astronomy & Astrophysics, 604, A20.

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