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¿Qué gira alrededor de esta estrella?

irc10216
Crédito: Izan Leao (Universidad Federal de Río Grande del Norte, Brasil).

Una estructura espiral que gira alrededor de IRC+10216

Nuestro cosmos está lleno de polvo de estrellas, las cenizas de estrellas que murieron y que expulsaron al medio interestelar su materia, plagándolo de gas, polvo y moléculas. Cuando las estrellas parecidas a nuestro Sol consumen el hidrógeno en sus núcleos, terminan su etapa de “secuencia principal” y da comienzo su fase final. Dado que IRC+10216 es la estrella con gran pérdida de masa más cercana a nosotros, es la estrella evolucionada más estudiada y parece guardar un secreto: no está sola.

A medida que las estrellas parecidas a nuestro Sol evolucionan hacia la fase de rama asintótica gigante (AGB, Asymptotic Giant Brach), expulsan grandes cantidades de material al medio interestelar, formando una envoltura circunestelar alrededor de estos objetos. Gracias a la precisión sin precedentes proporcionada por el enorme conjunto de antenas ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter  Array), ahora podemos estudiar las regiones más interiores de las envolturas circunestelar de esas estrellas evolucionadas.

IRC +10216 es la estrella evolucionada rica en carbono más estudiada. Situada a una distancia estimada de 424 años luz, esta estrella AGB es la estrella con alta pérdida de masa más cercana a nosotros. Esta proximidad ha permitido la detección de un gran número de moléculas en su envoltura circunestelar. Estas detecciones han proporcionado a su vez un estudio profundo y fructífero de los procesos químicos que ocurren en el material expulsado de esta estrella. La importancia de estas regiones es fundamental, ya que cubre la zona donde el polvo se forma y se acelera, y donde los granos de polvo desencadenan muchas reacciones químicas.

Pero, después de muchos estudios de diferentes grupos de investigación, una pregunta permanece sin respuesta: ¿por qué el gas se ha distribuido en capas irregulares alrededor de la estrella central? De hecho, la eyección de materia a su alrededor pasa de ser relativamente esférica, a gran escala, a relativamente compleja en las regiones más interiores.

Hay una teoría para explicar la forma de la envoltura de esta estrella evolucionada.

Estructura espiral, ¿una estrella compañera?

Entender la estructura de la envoltura circunestelar y del gas molecular alrededor de esta estrella es fundamental para revelar los procesos químicos que tienen lugar en ella. Por ejemplo, una estructura grumosa puede permitir que la radiación UV procedente del medio interestelar llegue hasta las regiones interiores del gas molecular y desencadene reacciones químicas.

También la cinemática de estas eyecciones de material nos permiten estudiar el proceso de expulsión de las zonas interiores e inferir el mecanismo implicado: los datos sugieren que la materia liberada por la eyección se está expandiendo y gira lentamente.

Dado que se espera que las capas de material eyectado por la estrella evolucionada sean esféricas, la distribución irregular a su alrededor, formando un frente espiral, puede explicarse por la presencia de una estrella compañera.

Sales como trazadoras para confirmar la presencia de una estrella compañera

La astroquímica utiliza los datos obtenidos por los diferentes instrumentos para conocer el papel de las moléculas en los procesos químicos que tienen lugar en el universo. En este trabajo, se esperaba que las moléculas portadoras de metales sirvieran para sondear en las regiones más interiores de la envoltura circunestelar que rodea a IRC +10216.

Mientras que las moléculas portadoras de aluminio (Al) parecen estar presentes en una capa más o menos esférica, la emisión molecular de las sales como el cloruro de sodio (NaCl) y el cloruro de potasio (KCl) presentan un alargamiento en las regiones interiores con un mínimo central.

Esto significa que el Al se distribuye cerca de la estrella, mientras que el NaCl y el KCl están a cierta distancia de la estrella. La forma de esta distribución (probablemente una espiral o un toro que orbita alrededor de la estrella [1]) encaja con trabajos anteriores que estudiaron la emisión de otras moléculas que propusieron antes la teoría de una estrella compañera.

Por ejemplo, se ha descubierto que la emisión de moléculas como CO, HCN y SiS tiene su pico en zonas centrales, mientras que la de radicales como CN o C3H presenta un agujero central, mostrando que la abundancia de estas moléculas aumenta relativamente lejos de la estrella. Además, se ha sugerido que el desplazamiento de estos huecos con respecto a la posición central de la estrella puede deberse al hecho de que se trate, en realidad, de un sistema binario.

Más observaciones de alta resolución angular y espectral permitirían a los investigadores limitar las características de las estructuras detectadas, pero con este trabajo, la presencia de una estrella que orbita a IRC + 10216 se convierte en la explicación que se ajusta más a la estructura espiral giratoria vista a su alrededor.

Notas:

[1] Esta estructura no se observa en las transiciones de moléculas portadoras de Al, probablemente debido a la diferencia en los momentos dipolares de estos dos conjuntos de moléculas.

Más información:

Los resultados de este trabajo se han publicado en el artículo científico “HINTS OF A ROTATING SPIRAL STRUCTURE IN THE INNERMOST REGIONS AROUND IRC+10216”, por G. Quintana-Lacaci (Grupo de Astrofísica Molecular, ICMM, CSIC, España); J. Cernicharo (Grupo de Astrofísica Molecular, ICMM, CSIC, España); M. Agúndez (Grupo de Astrofísica Molecular, ICMM, CSIC, España); L. Velilla Prieto (Grupo de Astrofísica Molecular, ICMM, CSIC; Centro de Astrobiología, INTA-CSIC, España); A. Castro-Carrizo (Instituto de Radioastronomía Milimétrica, Francia); N. Marcelino (INAF, Instituto de Radioastronomía, Italia); C. Cabezas (Grupo de Espectroscopía Molecular (GEM), Unidad asociada CSIC, Universidad de Valladolid (UVA), España); I. Peña (GEM, Unidad asociada CSIC, UVA, España); J. L. Alonso (GEM, Unidad asociada CSIC, UVA, España); J. Zúñiga (Dpto. de Química-Física, Facultad de Química de la Universidad de Murcia, España); A. Requena (Dpto. de Química-Física, Facultad de Química de la Universidad de Murcia, España); A. Bastida (Dpto. de Química-Física, Facultad de Química de la Universidad de Murcia, España); Y. Kalugina (LOMC-UMR 6294, CNRS-Universidad del Havre, Francia; Departamento de Óptica y Espectroscopía, Universidad Tomsk State, Rusia); F. Lique (LOMC-UMR 6294, CNRS-Universidad del Havre, Francia); y M. Guélin (Instituto de Radioastronomía Milimétrica; LERMA, Observatorio de París, Universidad de Investigación PSL, CNRS, Francia).

Artículo publicado originalmente en el blog de Nanocosmos:  What twirs around this star?

 

 

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La trampa de polvo

Artículo publicado en Naukas el 3 de junio de 2016

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Cada vez tenemos más claro que hay planetas en los lugares menos esperados: flotando solitarios por el espacio (expulsados de sus sistemas), alrededor de estrellas como la nuestra (que era lo más lógico), alrededor de púlsares (los primeros exoplanetas descubiertos), y alrededor de estrellas más pequeñas que nuestro Sol. No los veíamos y ahora los números se nos van de las manos, aunque los que más nos interesan son los parecidos a la Tierra, de tipo rocoso. Pero, ¿qué condiciones se dan en esos discos de escombros donde nacen los planetas para que sean de un tipo o de otro?

El nacimiento de los planetas es el final de un proceso que implica mucha condensación y concentración de materia. En el principio, tenemos una tenue nube molecular que se encuentra en el espacio, con granos de polvo y moléculas de gas flotando aleatoriamente. En un momento dado, la materia empieza a condensarse en determinados puntos que, si se dan las condiciones necesarias, acabarán colapsando y creando estrellas. La estrella tendrá a su alrededor los restos de su propia formación, los escombros, que acabarán formando un disco a su alrededor.

Esa materia sobrante, compuesta de gas y polvo, quedará “flotando” en torno a la estrella, generando, con el tiempo, discos de material en los que esos restos se “apelotonan” y acaban naciendo los planetas (también hemos hablado de discos de segunda generación, algo intrigante que aún se está estudiando). Así que podemos decir que las estrellas son las “madres” de los planetas.

Conocer la composición de estos discos, su física y su química, es fundamental para saber qué necesita un planeta para formarse. Es decir: según la materia prima que tengamos y las condiciones que se den, tendremos planetas o no y, de tenerlos, serán rocosos o gaseosos.

Como no podía ser de otra manera, nos intriga saber cómo se formó la Tierra, qué condiciones se dieron para el surgimiento de un planeta como el nuestro. Para intentar saber más, estudiamos los discos de estrellas jóvenes, parecidas a nuestro Sol en sus primeras etapas, con el fin de intentar establecer ciertos paralelismos. Una de esas estrellas es AB Aurigae, una estrella de tipo Herbig Ae que alberga un conocido disco protoplanetario en el que parece haberse iniciando la fase de formación de planetas, una etapa conocida como “disco de transición”, un paso entre esa etapa de material acumulado en el disco y la formación planetaria.

Dentro del disco, uno de los lugares clave a la hora de estudiar dónde y cómo se inicia el nacimiento planetario es la denominada “trampa de polvo”, el lugar en el que vemos que hay mayor acumulación de polvo dentro de un disco de escombros.

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Una trampa de la que no podrás escapar… o sí.

La “trampa de polvo” se llama así porque los datos indican que los granos de polvo quedan atrapados durante muchísimo tiempo, lo cual facilitaría la formación de las semillas de los planetas [1]. Otro aspecto interesante es la forma del disco que, en este caso, se ve ligeramente alterada, lo cual podría ser un indicio de que la formación planetaria ha dado comienzo: los datos de interferometría indican que tiene forma de herradura [2].

Al principio, los discos protoplanetarios cuentan con una abundante cantidad de gas que irán perdiendo con el tiempo, a medida que se forman los planetas y se “limpia” de restos de material. Parte de ese gas también se integrará en el planeta. De hecho, en este trabajo, liderado por Susana Pacheco-Vázquez y Asunción Fuente, del Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN), se ha estudiado la composición química del gas del disco de la estrella AB Auriga y se han detectado varias moléculas orgánicas simples [3] y monóxido de azufre (SO).

El azufre es uno de los elementos más abundantes del Sistema Solar. Sin embargo, hasta ahora este es el único disco protoplanetario en el que se ha observado SO. Pero ese no es el único misterio: en la trampa de polvo no se encuentra la cantidad esperada de SO. Casi todas las moléculas presentan una distribución espacial en forma de herradura, al igual que el polvo. Sin embargo, la distribución espacial del SO se parece más a un anillo con emisión uniforme. Esto solo se podría entender si el SO fuera menos abundante en la trampa del polvo que en el resto del disco.

Una posible explicación para comprender dónde ha podido ir a parar el SO que no encontramos, sería que esas moléculas de SO y SO2, dadas las condiciones de alta densidad que se dan en la trampa de polvo [4], estuvieran congeladas sobre las superficies de los granos de polvo. Y es que, con observaciones en el rango milimétrico (el rango en el que emiten los objetos más fríos) las moléculas en el hielo no se pueden detectar, por eso no encontramos la cantidad esperada de SO.

¿Qué significa que haya o no haya SO en una trampa de polvo? En principio, se podría utilizar su presencia, ausencia o incluso abundancia, para saber si el disco que estamos estudiando está acercándose a la fase en la que empieza a crear planetas. Y, puesto que el gas y el polvo que se encuentran en los discos protoplanetarios son la materia prima de la que nacen los planetas, la comprensión de su química puede arrojar alguna luz sobre la eterna cuestión: el origen de la vida.

Notas

[1]El máximo de la emisión de polvo corresponde a un máximo de presión de gas en el que las partículas de polvo estarían atrapadas durante mucho tiempo, unos 0,1 Myr (millones de años).

[2]El disco de transición es altamente asimétrico en azimut, presentando una morfología desproporcionada con el máximo hacia el sudoeste.

[3] Los compuestos detectados son HCO+, H2CO, HCN, CN, CS y SO.

[4]El equipo ha llegado a esta conclusión tras realizar cálculos detallados sobre la química, la excitación y la transferencia radiativa que simulan las condiciones físicas en el disco protoplanetario y estudian la química del azufre dentro de la trampa de polvo.

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Imágenes

Imagen 1: Disco protoplanetario que rodea a la estrella AB Aurigae. Crédito: Telescopio Espacial Hubble/STIS/C.A. Grady (NOAO, NASA/GSFC), et al., NASA.

Imagen 2: Imágenes de NOEMA del disco de transición que rodea a la estrella AB Aurigae.

Imágenes con alta resolución espacial (~1.6”= 231 AU) de las líneas de C18O 2->1, H2CO 30,3->20,2 y SO 56 -> 45 obtenidas con NOEMA. La emisión de las líneas moleculares sigue al anillo detectado en la emisión de polvo continuo (a 1mm). La trampa de polvo se detecta claramente en el continuo de 1mm y en la imagen de C18O. Sin embargo, la línea SO presenta una emisión casi uniforme a lo largo del anillo sin realce significativo.

Se han realizado cálculos de transferencia radiativa, químicos y de excitación, simulando las condiciones físicas de un disco protoplanetario, con el fin de investigar la química de azufre en la región de formación de planetas. Nuestro modelo muestra que, las condiciones de alta densidad características de la trampa de polvo, conducirían a una rápida congelación de las moléculas de SO y de SO2 en las superficies de los granos. La ausencia de algunas moléculas volátiles como SO puede utilizarse, por tanto, como un diagnóstico químico para detectar la existencia de un entorno en el que están naciendo planetas.

Imagen 3: Comparación entre los espectros modelados y los detectados por el telescopio de 30 metros hacia el disco de AB Aur. Las líneas azul y magenta corresponden al mismo modelo con ángulos de inclinación del disco de 27◦ y 40◦ respectivamente.

Contacto:

Asunción Fuente:  a.fuente@oan.es
Observatorio Astronómico Nacional (IGN)

Roberto Neri: neri@iram.fr
Instituto de Radioastronomía Milimétrica (IRAM)

Más información:

Este trabajo se ha publicado en el artículo científico “High spatial resolution imaging of SO and H2CO in AB Auriga: the first SO image in a transitional disk”, publicado en la revista “Astronomy and Astrophysics”, y sus autores son Susana Pacheco-Vázquez (OAN-IGN), Asunción Fuente (OAN-IGN), Clément Baruteau (CNRS, IRAP), Olivier Berné (CNRS, IRAP),  Marcelino Agúndez (ICMM), Roberto Neri (IRAM), Javier R. Goicoechea (ICMM),  José Cernicharo (ICMM) y Rafael Bachiller (OAN-IGN).

Este trabajo se ha llevado a cabo con observaciones del interferómetro NOEMA y el radiotelescopio IRAM 30m. Las observaciones con el radiotelescopio IRAM 30m se realizaron dentro del gran programa ASAI (“IRAM chemical survey of sun-like star-forming regions”, sondeo químico de IRAM de regiones de formación de estrellas de tipo solar), cuyos investigadores principales son R. Bachiller y B. LeFloch. Las observaciones de NOEMA las realizó un equipo internacional liderado por el Observatorio Astronómico Naciona (IGN).

Enlaces:

Nota de prensa en ASTROMOL: “El lugar donde nacen los planetas

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“Gas on the rocks”: mezclado, no agitado

Artículo publicado en Naukas el 8 de marzo de 2016

Nebulosa de Orión vista en el infrarrojo. Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA. Agradecimiento: Cambridge Astronomical Survey Unit.
Nebulosa de Orión vista en el infrarrojo. Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA. Agradecimiento: Cambridge Astronomical Survey Unit.

Isocianato de metilo en el espacio y en los cometas

Uno de los errores de traducción que más me ha llamado la atención ha sido el de la expresión “on the rocks”. Nunca olvidaré aquel clásico de Hollywood en el que alguien le pide un whisky a otro personaje y le dice, “Sí, sobre la roca”… En realidad tendría que haber dicho: “Sí, sólo, con hielo”.

Igualmente curiosa es la traducción de “Shaken, not stirred” para el Martini, que trae a los traductores revueltos, aunque parece que “mezclado, no agitado” ha sido la más aceptada en las últimas apariciones de James Bond. A nosotros, la errónea expresión “sobre la roca” nos viene muy bien para hablar, no ya de whisky, sino de gas: el gas que se deposita sobre la “roca” (ya sea un grano de polvo o un cometa) y que, más tarde, puede acabar transformándose en hielo. Todo muy “on the rocks” y muy mezclado.

Detectar nuevas especies moleculares en el espacio es algo que, hoy en día, se hace con cierta normalidad. Es muy complejo, debido a que las moléculas emiten en el rango del espectro electromagnético menos energético, y por eso son necesarios instrumentos muy sensibles. Hasta hoy se ha detectado un gran número de especies moleculares, y cerca de un 30% de esas detecciones se han llevado a cabo por equipos de investigación españoles.

Una de las metas en toda investigación astroquímica es comprender cómo tienen lugar los fenómenos químicos en el espacio: ¿es importante que una molécula hallada en un cometa se encuentre también en el medio interestelar? ¿Cómo puede condicionar la mezcla de especies moleculares el surgimiento de la vida o las características futuras de un planeta? ¿Qué cantidades son necesarias? ¿Hay entonces alguna relación entre la química del Sistema Solar primitivo y la actual?

Las densas nubes interestelares son los lugares en los que se forman las estrellas y los planetas. La mayor parte de su masa es esencialmente gas molecular con una pequeña fracción de diminutos granos de polvo [1].

Por otro lado, los granos de polvo, generalmente, tienen un núcleo de silicatos sobre el que van adhiriéndose y acumulándose las moléculas de la fase gaseosa, formando mantos de hielo sobre el grano. Esto ocurre durante el colapso gravitacional de las nubes de gas y polvo, nubes a partir de las cuales se formarán nuevas estrellas y sistemas planetarios como el nuestro, dando lugar a planetas gaseosos gigantes y cuerpos rocosos como la Tierra, asteroides y cometas.

Nuestro Sistema Solar se formó hace 4.500 millones de años a partir de una nube interestelar de gas y polvo y, por lo tanto, la composición de los cuerpos que surgieron de ella está estrechamente vinculada con la composición de la nube interestelar de la que nacieron. Así pues, se considera que, por ejemplo, la superficie helada de los cometas es un repositorio de información que nos habla de la composición del gas y el polvo que había en la nebulosa solar primitiva.

El cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko y la nube de Orión

El análisis reciente de la composición de la superficie helada del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko [2] por parte de su aterrizador, Philae, reveló la existencia de un número importante de moléculas orgánicas complejas, la mayoría de ellas ya detectadas en fase gaseosa en nubes interestelares.

Pero entre las especies detectadas en la superficie del cometa había una que no había sido observada previamente en nubes interestelares: el isocianato de metilo (CH3NCO).

Philae detectó la molécula con un espectrógrafo de masas, pero para detectar una especie molecular sobre un cometa se utilizan técnicas distintas a las que se usan en el medio interestelar. De hecho, para confirmar su presencia en el medio interestelar, había que realizar un concienzudo análisis que consiste en obtener el espectro rotacional de las moléculas en el laboratorio de espectroscopía molecular, de manera que pudieran obtenerse frecuencias y líneas correspondientes a esa molécula.

Tras un arduo trabajo de laboratorio que empezó en 2010, un equipo internacional de investigación, liderado por José Cernicharo (del Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM) del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC)), ha descubierto, en las nubes de Orión, el isocianato de metilo. De hecho, a partir de este trabajo de observación, llevado a cabo con los datos obtenidos con el radiotelescopio IRAM 30-metros y el interferómetro ALMA, se han caracterizado y detectado cerca de 400 líneas de esta molécula.

Este resultado, junto con análisis previos de otros cometas estudiados desde tierra, ha conducido al desarrollo de un importante trabajo en la búsqueda de una posible conexión entre abundancias moleculares interestelares y cometarias.

CH3NCO

El isocianato de metilo (CH3NCO) podría desempeñar un importante papel prebiótico en la formación de péptidos que podrían tener un papel significativo en la evolución química de la Tierra primitiva. Se sabe que, a temperatura ambiente, el metil isocianato reacciona con agua y con muchas sustancias que contienen grupos N-H o grupos O-H [3], comunes en la fase gaseosa en Orión.

Aunque es una molécula potencialmente relevante en la química del medio interestelar, hasta el momento no había sido incluida en ningún modelo químico y su detección no se ha dado a conocer hasta ahora en revistas astrofísicas. Sin embargo, tal y como afirma Cernicharo, “Intuimos su presencia por similitud con otras especies detectadas previamente y, finalmente, la confirmamos. Para nuestra sorpresa, es una de las moléculas más abundantes con un grupo metilo y un grupo isocianato”.

La región de formación de estrellas masivas de Orión es el prototipo de “núcleo caliente”, las zonas más prometedoras para buscar CH3NCO. Su parte más activa es la nebulosa Kleinmann-Low (Orión-KL) donde un grupo de estrellas recién nacidas, profundamente embebidas en la región, interactúa con su material circundante: el hecho de que se haya detectado en núcleos calientes y no en nubes oscuras y frías sugiere una química dominada principalmente por la actividad en los mantos de los granos de polvo. Es decir, la evaporación de los mantos de hielo de los granos de polvo produce una química muy rica, al mezclarse las moléculas de gas originales con las que surgen de esa evaporación.

Por otro lado, se supone que la superficie congelada de los cometas mantiene la memoria de la composición de los granos de polvo de la nebulosa solar primitiva. Estos granos de polvo, si son similares a los de Orión, expulsarán las moléculas tan pronto como se calienten por la radiación o por los impactos con los rayos cósmicos.

Será de gran interés observar la coma del cometa para conocer las abundancias de las especies de la fase gaseosa y obtener información sobre cómo se han identificado moléculas que han sobrevivido a la eyección de la superficie del cometa. Además, es fundamental llevar a cabo experimentos de laboratorio sobre hielos para conocer los procesos de formación de CH3NCO en estas superficies. Conocer su composición original nos ayudará a saber más sobre cuáles son las condiciones necesarias para que surjan sistemas parecidos al nuestro, sistemas que empiezan siendo, simplemente, “gas on the rocks”.

 


Caracterizar en laboratorio

En 2006, este equipo de investigación inició un sondeo profundo de líneas en el dominio milimétrico (80-280 GHz) de Orión KL con el radiotelescopio IRAM 30m con el objetivo de caracterizar completamente su composición química. Sin embargo, debido a la alta temperatura cinética del gas [4], muchos niveles rotacionales y vibracionales de especies abundantes están poblados y producían un bosque de líneas espectrales (es decir, había una enorme cantidad de información “superpuesta”, difícil de descifrar).

El número de líneas no identificadas era demasiado grande para realizar una búsqueda realista de nuevas especies moleculares. Inicialmente se detectaron alrededor de 15.000 líneas espectrales de las cuales 8.000 eran desconocidas. Fue necesario iniciar un trabajo sistemático en los laboratorios espectroscópicos para caracterizar todos los isotopólogos y los estados vibracionalmente excitados de las especies más abundantes en Orion-KL con el fin de identificar las líneas desconocidas.

Se caracterizaron numerosos isotopólogos y estados vibracionales en el laboratorio, identificándolos posteriormente en los datos y reduciendo el número de líneas no identificadas a 4.000, algunas de ellas particularmente fuertes [5].

De las 523 líneas esperadas de CH3NCO en los datos obtenidos por el equipo, 282 se encuentran sin mezclar con otras y 119 se mezclan parcialmente con otras especies (sin que esto impida identificarlas sobre el perfil de la línea). Las otras 122 líneas se mezclan completamente con líneas de otras especies más abundantes, la mayoría de ellas en el dominio de longitudes de onda de 1,3 mm (197-280 GHz), donde la densidad de líneas en Orión crece enormemente.


 

Notas:

[1] La fracción de granos de polvo es de ~1/200. La especie molecular más abundante es el hidrógeno molecular (H2), seguida del CO. A esta lista se suman más de 180 moléculas complejas en distintas proporciones.

[2] El experimento COSAC (Cometary Sampling and Composition) a bordo del aterrizador Philae de la misión Rosetta, ha medido in situ las abundancias de los principales componentes de la superficie del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.

[3] CH3NCO fue la responsable de las muertes en el desastre industrial de Bhopal.

[4] TK ~ 100-300 K

[5] Un gran número de isotopólogos que contienen 13C, 15N, 18O y estados vibracionalmente excitados de especies como CH2CHCN, CH3OCOH, CH3CH2CN, y NH2CHO entre otras, fueron completamente caracterizadas en el laboratorio e identificadas en los datos. También se detectaron nuevas moléculas tales como amonio, NH3D+, acetato de metilo, CH3COOCH3 y metil etil éter, CH3OCH2CH3.

 

Más información:

Este trabajo ha sido presentado en el artículo “A rigorous detection of interstellar CH3NCO: An important missing species in astrochemical networks”, publicado en la revista Astronomy and Astrophysics, y sus autores son José Cernicharo (Grupo de Astrofísica Molecular, Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM), CSIC, España); Zbigniew Kisiel (Laboratorio de espectroscopía milimétrica y submilimétrica, Instituto de Física, Academia Polaca de Ciencias, Polonia); Belén Tercero (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM, CSIC, España); Lucie Kolenisková (Grupo de Espectroscopía Molecular (GEM), Área de Química-Física, Laboratorios de Espectroscopia y Bioespectroscopia, Universidad de Valladolid (UVa)-Unidad Asociada CSIC, España); Ivan R. Medvedev (Departamento de Física, Universidad del Estado de Ohio, Columbia, EE.UU.); Alicia López (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM, CSIC, España); Sarah Fortman (Departamento de Física, Universidad del Estado de Ohio, Columbia, EE.UU.); Manfred Winnewisser (Departamento de Física, Universidad del Estado de Ohio, Columbia, EE.UU.); Frank C. De Lucia (Departamento de Física, Universidad del Estado de Ohio, Columbia, EE.UU.); José Luis Alonso (GEM-UVa, Unidad Asociada CSIC, España); y Jean-Claude Guillemin (Instituto de Ciencias Químicas de Rennes, Escuela Superior Nacional de Química de Rennes, CNRS, Francia).

Imágen de cabecera:
Nebulosa de Orión vista en el infrarrojo.
Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA. Agradecimiento: Cambridge Astronomical Survey Unit
Enlace a imagen original.

Vídeo:
Impresión artística que nos lleva en un viaje en 3D por la nebulosa de Orión. Crédito: ESO/M. Kornmesser. Enlace a vídeo original.

 

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¿Planetas de segunda generación?

Artículo publicado en Naukas el 26 de abril de 2016

Nebulosa del rectángulo. Crédito: ESA, Hubble, NASA.
Nebulosa del rectángulo. Crédito: ESA, Hubble, NASA.

Los planetas nacen alrededor de jóvenes estrellas en formación. Surgen de los discos rotantes de restos de material, los que sobran tras el nacimiento del propio astro. Luego, los alrededores de la estrella, ya con sus planetas emergiendo, se “limpian” de material difuso y quedan relativamente despejados. Hasta hace unos años pensábamos que los discos eran exclusivos de esas primeras etapas estelares, pero entonces se descubrió que no, que estrellas en fases avanzadas volvían a tener discos de material a su alrededor.

Y ahí es donde nace la pregunta: ¿podría haber planetas de segunda generación?

Cuando las estrellas parecidas a nuestro Sol acaban con el combustible de sus núcleos, inician un declive que consta de diversas etapas. Una de ellas es la de gigante roja, en la que se hincha considerablemente y empieza a expulsar el material que la compone en forma de capas, como en una lenta oleada de moléculas de gas y granos de polvo. Aquí es donde los vientos estelares empujan ese material hacia fuera. La estrella sigue “deshaciéndose” de sus capas, llegando hasta la fase de mayor pérdida de masa, la Rama Asintótica de las Gigantes o AGB, por sus siglas en inglés.

Muchas estrellas que ya han atravesado esta etapa (denominadas post-AGB) en sistemas binarios (parejas de estrellas que orbitan la una en torno a la otra) tienen un disco formado por gas y polvo que gira alrededor de ambas estrellas. Sabemos que existen, pero ignoramos los detalles de su formación, su estructura y su evolución, aunque se han encontrado sorprendentes similitudes con discos que giran en torno a estrellas jóvenes.[1]

Hay investigaciones que consideran la posibilidad de que estos discos de polvo, ligados gravitacionalmente, existan en muchas estrellas binarias en etapas avanzadas. De hecho, el dato se usa incluso al revés: la presencia de un disco indica que puede ser un sistema binario con una estrella post-AGB. Continue reading ¿Planetas de segunda generación?

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¿Quién tEME al Orión feroz?

Artículo publicado en Naukas el 25 de enero de 2016

Orión y Orión KLBuscando trans etil metil éter en Orión KL

Cuando el lobo feroz amenazó a los tres cerditos con soplar y soplar hasta derribar sus casas, ellos le retaron diciendo que cada uno construiría su casa de un material distinto: paja, madera y ladrillo.

Obviamente, no se tarda lo mismo en construir una casa de paja o de madera que una de ladrillo (con lo que el cuento criticaba las poquitas ganas de trabajar que tenían dos de los cerditos). El lobo consiguió derribar a soplidos las casas de paja y madera (que menudos pulmones debía tener el canis lupus), pero no la de ladrillo, donde al final se refugiaron los tres cerditos que acabaron escaldando al lobo. (Mi niña interior se preguntaba si esa casa de ladrillo, hecha tan a prisa y corriendo, no iba a ser de una calidad pésima… cosas que da el pensar).

El factor clave, en este caso, era el tiempo. Continue reading ¿Quién tEME al Orión feroz?

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Vuelve IRC+10216: “¡Que me dejéis en paz!”

Artículo publicado en Naukas el 5 de febrero de 2016

Imagen1_Tras las airadas declaraciones hechas el verano pasado en un conocido programa para celebrities estelares pidiendo respeto a su intimidad, la envoltura circunestelar IRC+10216 y su compañera, CW Leonis, ofrecen unas nuevas declaraciones en exclusiva para Naukas.

Amo a CW Leonis, y no porque sea rica -en carbono-. Estamos en un momento de madurez y queremos disfrutar de los años que nos quedan”, confiesa la envoltura IRC+10216, muy unida a su compañera estelar.

Por su parte, la estrella evolucionada afirma: “Sé que somos especiales, pero ese no es motivo para que ALMA siga dando la brasa. ¿Qué más da si tenemos una distribución peculiar del CH3CN?”.

Para quienes no estén al tanto de este tema candente (nunca mejor dicho), debemos recordar que IRC+10216 y CW Leonis mantienen una relación muy estrecha. El pasado mes de julio fueron pilladas in fraganti por la potente paparazzi (o, mejor dicho, paparazza) de la estrellas, ALMA [1]. Continue reading Vuelve IRC+10216: “¡Que me dejéis en paz!”

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La piel de Orión (reloaded)

Artículo publicado en Naukas el 10 de diciembre de 2015

La nebulosa de Orión vista por el Hubble. Créditos: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) et al.
La nebulosa de Orión vista por el Hubble. Créditos: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) et al.

Orión es la región de formación de estrellas masivas más cercana y brillante, una “guardería estelar” que se ha convertido en nuestro laboratorio de experimentación astrofísico. Está tan cerca que podemos tomar imágenes de la región entera y, a la vez, estudiar detalles de la misma. En este artículo nos centraremos en cómo influye la radiación ultravioleta procedente de las estrellas en las nubes interestelares de gas y polvo que las rodean.

Las nubes interestelares son zonas del espacio “entre las estrellas” formadas por gas y polvo, regiones monstruosamente más grandes que las nubes del cielo en las que, en algunos grumos “elegidos” por la gravedad, la materia puede condensarse y colapsar hasta formar estrellas. En concreto, la gran nube de de Orión es una región tremendamente activa del cielo. Dentro de la misma destaca el Cúmulo del Trapecio, un grupo de estrellas masivas y muy energéticas rodeadas de gases que pueden verse desde tierra incluso con pequeños telescopios ópticos amateur. Continue reading La piel de Orión (reloaded)

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Flatulencias espaciales (II)

Artículo publicado en Naukas el 13 de enero de 2016

Sulfuro de Carbonilo. Crédito: Ben Mills (Benjah-bmm27).
Sulfuro de Carbonilo. Crédito: Ben Mills (Benjah-bmm27).

Hace unos meses, desde el facebook de Astromol, planteamos un reto: si conseguíamos alcanzar los cuatrocientos seguidores, escribiríamos más reportajes sobre gases pestosos en el universo. Y los superamos. De hecho, desde la publicación de “Flatulencias espaciales (I)” , hemos superado los ochocientos. Así que aquí tenéis la segunda parte de “flatulencias espaciales”, dedicada, en esta ocasión, al sulfuro de carbonilo.

“La naturaleza no deja de sorprendernos”. Como si del guion de un documental se tratase, me veo pronunciando esta frase mientras elijo el título de este reportaje. Sé que es algo escatológico, pero es totalmente cierto: vamos a hablar de algunos de los gases que están en nuestras flatulencias. Ojo, que en nuestras flatulencias no sólo hay gases, hay más cosillas, pero de esas no vamos a hablar. Los compuestos que dan a los pedos ese olor (que no todos huelen igual, todo dependerá de lo que hayamos ingerido) se conocen bien. Y algunos de ellos también están en el espacio. Ahora entenderán por qué yo, que suelo hablar de astrofísica y astroquímica, me meto en estos temas.

Tras hablar del sulfuro de hidrógeno (H2S) en “Flatulencias espaciales (I)”, hoy vamos a centrarnos en el sulfuro de carbonilo (OCS) que, aunque tenga un nombre muy mono, parecido a un diminutivo, no se queda corto en cuanto a peligrosidad frente al anterior compuesto. Continue reading Flatulencias espaciales (II)

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Flatulencias espaciales I

Artículo publicado en Naukas el 3 de agosto de 2015
Sulfuro de hidrógeno o ácido sulfhídrico. Crédito: Ben Mills, Benjah-bmm27Hace unos meses, desde el facebook de Astromol, planteamos un reto: si conseguíamos alcanzar los cuatrocientos seguidores, escribiríamos más reportajes sobre gases pestosos en el universo. Y los superamos. Así que aquí tenéis estas “flatulencias espaciales” que, hoy, se centran en el sulfuro de hidrógeno.

“La naturaleza no deja de sorprendernos”. Como si del guion de un documental se tratase, me veo pronunciando esta frase mientras elijo el título de este reportaje. Sé que es algo escatológico, pero es totalmente cierto: vamos a hablar de algunos de los gases que están en nuestras flatulencias. Ojo, que en nuestras flatulencias no sólo hay gases, hay más cosillas, pero de esas no vamos a hablar. Los compuestos que dan a los pedos ese olor (que no todos huelen igual, todo dependerá de lo que hayamos ingerido) se conocen bien. Y algunos de ellos también están en el espacio. Ahora entenderán por qué yo, que suelo hablar de astrofísica y astroquímica, me meto en estos temas.

Hoy vamos a empezar una serie de gases pestosos con un gas que parece estar en un montón de sitios: el sulfuro de hidrógeno. Continue reading Flatulencias espaciales I

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IRC+10216 pide respeto a su privacidad

Sección central de una serie de imágenes que, al igual que en un escaneado, nos permiten distinguir la distribución de la materia en torno a la estrella IRC+10216. Los datos para componer esta imagen han sido obtenidos por el telescopio IRAM 30m.
Sección central de una serie de imágenes que, al igual que en un escaneado, nos permiten distinguir la distribución de la materia en torno a la estrella IRC+10216. Los datos para componer esta imagen han sido obtenidos por el telescopio IRAM 30m.

Artículo publicado en Naukas el 16 de julio de 2015

En unas declaraciones hechas a “La vida de las estrellas”, el programa de “celebrities” más caliente del momento, la envoltura circunestelar IRC+10216 ha declarado estar harta de ser perseguida por los paparazzi.

Hace ya unos cuantos años que IRC+10216 saltó a la fama por estar atravesando un momento de su vida bastante tumultuoso. Sin embargo, en las últimas etapas, confiesa estar ya muy harta de ser perseguida por los paparazzi, que insisten (de una forma que llega a ser extenuante) en dar a conocer cada detalle de su existencia cotidiana. “Estoy especialmente cansada de una tal ALMA, es que no me deja en paz”, afirma enojada. Continue reading IRC+10216 pide respeto a su privacidad

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