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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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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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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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Cómo se forma el carburo de silicio

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Un equipo de investigación, liderado por un científico del CSIC, confirma la presencia de SiCSi en torno a estrellas evolucionadas, ayudándonos a comprender cómo se forman los granos de polvo de carburo de silicio

A veces, las predicciones tardan mucho tiempo en poder confirmarse. Este ha sido el caso de la molécula SiCSi, que cuenta con dos átomos de silicio y un átomo de carbono. En la década de 1990 se predijo que esta molécula, un eslabón perdido en la formación de polvo de carburo de silicio (SiC), debería ser una especie abundante en las regiones internas de envolturas de estrellas evolucionadas ricas en carbono. La confirmación mediante observaciones astronómicas ha debido esperar más de 20 años.

La envoltura de la estrella CW Leonis es, sin duda, una fuente constante de información. Situada a unos 400 años luz de nosotros, esta estrella es una de las fuentes infrarrojas más brillantes del cielo. Debido a su proximidad, IRC+10216, la envoltura circunestelar de CW Leonis, ha sido objeto de muchos estudios porque es excepcionalmente rica en especies moleculares. De hecho, la mitad de las especies interestelares y circunestelares conocidas se han observado en esta envoltura rica en carbono. Continue reading Cómo se forma el carburo de silicio

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El misterio de la pérdida de masa en CW Leonis

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Imagen1: Distribución de la materia en torno a la estrella IRC+10216. Más información.

Analizando datos del telescopio IRAM 30m, un equipo de astrofísicos, con miembros de ASTROMOL, revela la posible existencia de una estrella compañera que, al pasar cerca de CW Leonis, “devoraría” parte de su masa, acelerando así su muerte estelar

La masa y composición química de la materia que expulsan las estrellas, son clave para nuestra comprensión de la evolución química galáctica. La principal fuente de material eyectado son las explosiones de supernova y los vientos de estrellas AGB.

La fase AGB (siglas en inglés de asymptotic giant branch, rama asintótica de las gigantes) es un periodo en la fase final de la vida de una estrella de masa intermedia. Tras agotar el hidrógeno del núcleo, comienza a utilizar el helio como “combustible”, expandiéndose y enfriándose, lanzando al entorno el material que la compone en forma de capas. Dentro de la fase AGB hay una etapa denominada de “AGB térmicamente pulsante” (TP-AGB), y se sabe que en esta etapa las estrellas proporcionan hasta tres cuartas partes de la materia que vuelve al medio interestelar. Continue reading El misterio de la pérdida de masa en CW Leonis

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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.

Una estrella compañera podría estar “devorando” la masa de CW Leonis y acelerando su muerte

Departamento de comunicación del CSIC

Una estrella compañera podría estar “devorando” la masa de la estrella CW Leonis y acelerando así su muerte estelar, según un estudio liderado por el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC). La órbita de este astro en torno a la estrella CW Leonis podría estar “erosionando” su envoltura esférica, hipótesis que explicaría la pérdida de masa. Los resultados de la investigación se publican en la revista Astronomy & Astrophysics.

“Los datos observados muestran capas muy densas que parecen reflejar episodios recurrentes de pérdida de masa en la envoltura de la estrella, en etapas de entre 800 y 1.000 años”, explica el director del estudio, José Cernicharo, investigador del CSIC en el Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid. “Estas capas, que se van desprendiendo poco a poco del cuerpo de la estrella, aparecen parcheadas y rotas en pedazos, aunque las que están más próximas al cuerpo de la estrella son bastante esféricas”, explica el científico. Continue reading Una estrella compañera podría estar “devorando” la masa de CW Leonis y acelerando su muerte

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Hacia un cambio de modelo en las medidas estelares

CW Leonis
CW Leonis

Un estudio revela que será necesario cambiar los modelos
utilizados hasta ahora para el estudio de las estrellas evolucionadas

Este trabajo, basado en datos obtenidos con el instrumento HIFI, a bordo del telescopio espacial Herschel, y el telescopio IRAM de 30 metros, revoluciona nuestro conocimiento sobre las envolturas de estrellas evolucionadas en las últimas fases de su vida. El estudio revela la existencia de grandes variaciones en la intensidad de la emisión molecular que cambian por completo el concepto estático utilizado hasta ahora.

Para llegar a estas conclusiones, el equipo ha estudiado las condiciones físicas en las distintas capas de una prototípica estrella evolucionada rica en moléculas con átomos de carbono: CW Leonis [1]. Se trata de una estrella gigante roja que ha alcanzado la etapa final de su vida y cuyo radio es comparable al de la órbita de Marte en el Sistema Solar.

La estrella, tras consumir todo el hidrógeno que tenía en su núcleo, comenzó a utilizar el helio como combustible nuclear y, hace unos 70.000 años, empezó a eyectar material hacia el medio interestelar en forma molecular [2]. Estas capas, ubicadas desde las regiones más internas (la fotosfera) hasta distancias de varias miles de veces el tamaño de la estrella, son el escenario de importantes procesos físicos y químicos. Por primera vez, gracias a las capacidades de Herschel, ha sido posible registrar la firma de algunas líneas moleculares altamente excitadas, detectadas en los entornos cálidos de esta estrella evolucionada.

En el espectro electromagnético, se distinguen las líneas espectrales correspondientes a transiciones entre distintos estados de energía de un átomo o una molécula. Haciendo un símil, podríamos decir que las líneas moleculares serían las “huellas dactilares” que dejan las moléculas que observamos en la luz que captan nuestros instrumentos. Cada molécula, tiene un espectro de luz característico que permite identificarlas sin ambigüedades.

Para nuestra sorpresa, cuando Herschel/HIFI [3] observó a CW Leonis en diferentes épocas, detectamos una fuerte variabilidad en algunas de estas líneas”, afirma José Cernicharo, autor principal del artículo. “Estas estrellas son variables pulsantes de tipo Mira con periodos que van típicamente desde unos meses hasta 1-2 años [4]. Nuestra interpretación es que esta variabilidad es la consecuencia del efecto de bombeo de los niveles de energía moleculares por los fotones infrarrojos que emanan de la estrella y que varían con la fase estelar”.

En los gases del medio interestelar, las moléculas pueden excitarse, principalmente, a través de dos procesos: por colisiones con otras especies moleculares y por absorción de radiación electromagnética infrarroja. En los procesos de colisión, las moléculas chocan principalmente con hidrógeno molecular y helio (las dos especies más abundantes en estos entornos). En estos choques se libera energía que está relacionada con la temperatura del medio. El segundo mecanismo por el que se excitan las moléculas se debe a la absorción de la radiación infrarroja procedente de las capas interiores de la estrella. Este mecanismo da lugar a transiciones muy energéticas, gracias a un mecanismo continuo de excitación denominado bombeo infrarrojo.

En el proceso de “muerte” de una estrella de tipo solar, se atraviesan diferentes fases o etapas. Pero, además, al ser una estrella variable pulsante, pasa por un ciclo que se repite cada cierto tiempo. Estos ciclos están directamente relacionados con la emisión de la estrella en el rango infrarrojo, que varía, no sólo dependiendo de la fase en que ésta se encuentra, sino también de la profundidad de la capa observada en la envoltura estelar.

Según revela el estudio, algunas líneas son más sensibles a estas variaciones que otras. “El cambiante campo de radiación estelar induce variaciones en las temperaturas del polvo y el gas a través de cada capa de la envolvente, dependiendo de la fase estelar y en un intervalo de tiempo diferente, lo cual nunca había sido considerado hasta ahora en los modelos”, indica D. Teyssier, de ESAC (European Space Astronomy Center, centro de la ESA -Agencia Espacial Europea- en Madrid).

CW Leonis. Créditos: ESA/SPIRE/PACS/Consorcio MESS.
CW Leonis. Créditos: ESA/SPIRE/PACS/Consorcio MESS.

Es necesario revisar los modelos actuales

Durante más de tres décadas, los astrónomos han confiado en modelos de transferencia de radiación de líneas moleculares que asumen un calentamiento y una excitación en estado estacionario para derivar importantes parámetros como la abundancia molecular, la temperatura y los perfiles de densidad, y las tasas de pérdida de masa en estrellas evolucionadas. Esto se justificaba, en parte, por la falta de evidencia de variaciones en la intensidad de las líneas, al margen de algunos casos de fuerte emisión máser en estrellas AGB (rama asintótica de las gigantes) ricas en oxígeno, para las cuales la emisión máser y la intensidad del continuo en el infrarrojo estaban claramente correlacionadas.

Ahora sabemos que la excitación molecular en una cierta capa de la envoltura depende, no solo de su distancia a la estrella, sino también de la fase en que ésta se encuentre. Una consecuencia de este estudio es la imposibilidad de seguir utilizando ciertas especies moleculares como calibradores estándar de intensidad en Radioastronomía [5].

Cada molécula en este juego tiene sus propias peculiaridades (perfil de abundancias, frecuencia e intensidades de los modos vibracionales). Por otro lado, estos efectos podrían ser distintos para cada isotopólogo de una molécula determinada debido a las diferentes opacidades de sus líneas rotacionales y ro-vibracionales.

Dada su variabilidad, las líneas submilimétricas y de infrarrojo lejano en la envoltura circunestelar de las estrellas AGB, ya no pueden considerarse como calibradores de intensidad fiables y hay que ser precavidos a la hora de derivar los parámetros físicos. Tras la interpretación de las observaciones, este trabajo identifica la necesidad de revisar los modelos anteriores y elaborar modelos de trasferencia radiativa que incluyan la variabilidad del flujo de radiación infrarroja con la fase estelar y el efecto de bombeo infrarrojo a través de la envoltura de la estrella.

Notas

[1] CW Leonis, en la constelación de Leo, también es conocida como IRC+10216 y como CGCS 2619.

[2] Por lo general, las estrellas de tipo solar suelen acabar formando, al final de sus vidas, una nebulosa planetaria, formada por una enana blanca y los restos de gas y polvo rodeando al remanente estelar.

[3] Las observaciones se han realizado entre los 480 y los 1907 GHz con el instrumento de HIFI/Herschel: en total, se llevaron a cabo con HIFI siete periodos de observación entre mayo de 2010 y mayo de 2013, usando el mismo procedimiento de observación en todas las etapas. Además, se llevaron a cabo observaciones complementaras a frecuencias más bajas con el telescopio de 30 metros IRAM entre 2012 y 2013 en una muestra seleccionada de frecuencias entre 85 y 350 GHz.

[4] Los datos utilizados en este trabajo son el fruto de un seguimiento de la emisión térmica de líneas moleculares en IRC+0216 llevado a cabo durante 3 años, un intervalo de tiempo más largo que el periodo de luz de la estrella.

[5] Este artículo se centra en el estudio de CCH (N = 1-0, 3-2, 4-3, 6-5, 7-6, 8-7) y HNC (J = 1-0, 3-2, 6-5, 7-6, 8-7). Se presenta la primera evidencia de fuerte variación temporal en la intensidad de esas líneas, así como de líneas de alta excitación de varias especies moleculares más. En el caso concreto de las líneas de CO, su uso como calibradoras debe limitarse a las líneas de bajo-J.

Más información

Este trabajo se ha presentado en el artículo científico “Discovery of Time Variation of the Intensity of Molecular Lines in IRC+10216 in The Submillimeter and Far Infrared Domains”, publicado en la revista The Astrophysical Journal Letters (796 L21), cuyos autores son José Cernicharo (Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid, ICMM-CSIC, España); D. Teyssier (ESAC, European Space Astronomy Center (Madrid), ESA, España); G. Quintana-Lacaci (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC, España); F. Daniel (Universidad Grenoble Alpes, Francia); M. Agúndez (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC, España); L. Velilla Prieto (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM-CSIC, España); L. Decin (Instituut voor Sterrenkunde, Universidad Católica de Leuven, Bélgica); M. Guélin (Instituto de Radioastronomía Milimétrica, Francia); P. Encrenaz (LERMA, Observatorio de París, Francia); P. García-Lario (ESAC, European Space Astronomy Center, ESA, España); E. de Beck (Departamento de Ciencias de la Tierra y el Espacio, Universidad Chalmers de Tecnología, Observatorio Espacial de Onsala, Suecia); M.J. Barlow (Departamento de Física y Astronomía, University College London, Reino Unido); M.A.T. Groenewegen (Koninklijke Sterrenwacht van België, Bélgica); D. Neufeld (Departamento de Física y Astronomía, Universidad Johns Hopkins, Baltimore, EE.UU.); J. Pearson (Jet Propulsion Laboratory, Instituto de Tecnología de California, Pasadena, EE.UU.).

Enlaces:

– Acceso al artículo científico completo: “Discovery of Time Variation of the Intensity of Molecular Lines in IRC+10216 in The Submillimeter and Far Infrared Domains”.

– Página web del Consolider Ingenio 2010 ASTROMOL.

Pies de imagen:

Imagen 1: Composición de la estrella CW Leonis obtenida por el satélite GALEX (Galaxy Evolution Explorer) publicada en el artículo “The Astrosphere Of The Asymptotic Giant Branch Star IRC+10216“.

Imagen 2: La estrella CW Leonis, también conocida como IRC +10216, observada con los instrumentos SPIRE y PACS, instalados en el observatorio espacial Herschel. Créditos: ESA/SPIRE/PACS/Consorcio MESS.

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Marcelino Agúndez, investigador del Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM-CSIC) y uno de los profesores de la “Astrochemistry’s Cool”, que se celebra en Cuenca del 14 al 18 de septiembre de 2014. Créditos: UIMP-Cuenca.

Entrevista con Marcelino Agúndez

“Para entender bien muchas de las cosas que pasan allá arriba resulta imprescindible utilizar un enfoque químico”

Investigador del Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales (ICMM) del CSIC (Consejo Superior de Investigaciones Científicas), Agúndez es uno de los profesores de esta escuela de astroquímica.

¿Cuáles son, desde su punto de vista, los pasos más importantes que se han dado en los últimos años en la química del espacio?

En los últimos años hemos visto varios avances importantes en el área de la astroquímica. Entre ellos cabe destacar el descubrimiento de moléculas cargadas negativamente (aniones moleculares), la detección de ArH+ (la primera molécula con un átomo de gas noble, los cuales son muy inertes químicamente), y la caracterización de atmósferas de exoplanetas.

¿En qué se centran sus seminarios y por qué una escuela como esta?

Para entender bien muchas de las cosas que pasan allá arriba (todo aquello que está relacionado con moléculas, que no es poco) resulta imprescindible utilizar un enfoque químico. En esta escuela voy a tratar de hacer una introducción a ciertos temas astrofísicos con el principal objetivo de interesar y llegar a investigadores de diferentes áreas.

En concreto, hablaré de una fuente astronómica excepcional por la riqueza de moléculas que contiene, cuyo nombre es IRC+10216, de los métodos de transporte de radiación utilizados para interpretar los espectros obtenidos en observaciones astronómicas, así como de las atmósferas de planetas, con un enfoque hacia el reciente campo de los exoplanetas.

La intención de una escuela de este tipo es juntar a investigadores de áreas diversas (química, física, astronomía), cuyas investigaciones se solapan en el estudio de muchos problemas de carácter astrofísico/astroquímico para entender mejor la metodología y las investigaciones de áreas adyacentes a las propias.

Por ejemplo, la interpretación de datos astronómicos requiere de datos químicos y físicos, los cuales se obtienen mediante experimentos de laboratorio o cálculos teóricos, y existe un gran desconocimiento por parte de los astrofísicos sobre cómo se obtienen esos datos químicos y físicos, así como por parte de los químicos y físicos sobre la manera en que los astrofísicos los utilizan.

Una mejor comprensión por ambas partes permite una colaboración más eficiente a la hora de abordar problemas concretos.

 

Enlaces:

– Sala de prensa de la “Astrochemistry’s Cool”
– Programa en pdf. de la “Astrochemistry’s Cool”
– Página de la UIMP
– Página web del Consolider Ingenio 2010 ASTROMOL

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Hashtag de la escuela en twitter: #AstroCool

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Confirmada la presencia de fosfina en torno a la estrella CW Leonis

Fosfina en CW Leonis. Créditos: Leao et al., 2006; M. Agúndez et al., 2014.
Fosfina en CW Leonis. Créditos: Leao et al., 2006; M. Agúndez et al., 2014.

La fosfina (PH3), una de las formas más estables del fósforo, ha sido detectada por primera vez fuera del Sistema Solar. La importancia de esta detección radica en que el fósforo está presente en todas las formas de vida conocidas, por lo que el descubrimiento de esta molécula es un paso hacia una mejor comprensión de la química del fósforo en el cosmos.

Desde hace más de 30 años, la fosfina (PH3) es conocida por estar presente en las atmósferas de los planetas gigantes gaseosos Júpiter y Saturno, donde es el principal portador de fósforo. Los datos indican que, en Neptuno y Urano, la abundancia de fósforo en fase de gas en la atmósfera de estos gigantes helados es, probablemente, menor que en la fotosfera del Sol. Pero hasta ahora no se había confirmado su presencia fuera del Sistema Solar.

Si hace unos años se identificaba la fosfina de forma tentativa en la envoltura de la estrella de carbono CW Leonis1 y en la nebulosa CRL 26882, estudios realizados con datos del instrumento HIFI, a bordo del satélite Herschel, han confirmado la primera detección inequívoca de PH3 fuera de nuestro Sistema Solar.

Puesto que hablamos de uno de los bioelementos primarios3, esenciales para la formación de moléculas orgánicas, es importante dar pasos hacia una mejor comprensión de la química del fósforo en el espacio.

El método

La detección de una molécula en el espacio se basa en la identificación de las huellas que ésta deja en el espectro de la región observada. Dichas huellas no son otras que las líneas espectrales correspondientes a transiciones entre distintos estados de energía.

Estas transiciones pueden ser de varios tipos: electrónicas, vibracionales y rotacionales. Las electrónicas suponen un cambio en la distribución de la nube de electrones (además de en las moléculas, también se dan en los átomos); las vibracionales tienen lugar debido a cambios en el estado de vibración de los núcleos en torno a su posición de equilibrio;  por último,  las rotacionales se dan cuando la molécula modifica su velocidad de rotación al girar, de forma solidaria con respecto al centro de masas, los núcleos de los átomos que la componen.

El espectro rotacional de PH3 ha sido extensamente estudiado en laboratorio y las frecuencias de línea (su “huella dactilar”) se conocen con precisión. Esto fue fundamental para que, en el año 2008, se detectara fosfina de forma tentativa4, es decir, se encontrara una de las huellas que puede dejar esta molécula, atribuible a la transición rotacional J=1-0, la de más baja energía de la molécula. Sin embargo, hallar solo una de las posibles marcas no era suficiente para confirmar su presencia.

En este estudio se ha detectado la segunda transición rotacional, correspondiente a J=2-1 que, esta vez sí, confirma la presencia de fosfina en la envoltura de la estrella rica en carbono CW Leonis.

En CW Leonis, la fosfina se forma en alguna parte de la envoltura situada a una distancia de la estrella no mayor de 100 radios estelares, aunque no está claro cuál es el mecanismo principal de formación. Se desconoce si la fosfina se forma cerca de la estrella o más lejos, hacia la envoltura, aunque hay razones para sospechar que no se forma demasiado cerca de la estrella. También se cree que el impulso que genera la luz infrarroja en esa zona juega un papel crucial en la excitación de las transiciones de PH3 observadas.

Aunque contiene apenas el 2% de fósforo total disponible en la envoltura de CW Leonis, la fosfina es, junto con la molécula HCP, uno de los principales portadores de  fósforo en fase de gas en las capas interiores de la envoltura de la estrella, sugiriendo que también podría ser una especie importante de fósforo en otros entornos astronómicos.

La detección de PH3 desafía los modelos químicos actuales, ya que ninguno ofrece un escenario de formación satisfactoria. Las observaciones de PH3, tanto en CW Leonis  como en otros entornos, con telescopios como ALMA, pueden ayudar a entender mejor su formación y las implicaciones para la química del fósforo en el espacio.

Notas

[1] CW Leonis, en la constelación de Leo, también es conocida como CGCS 2619 y como IRC +10216.

[2] CRL 2688, en la constelación del Cisne, es una nebulosa protoplanetaria bipolar, también conocida como RAFGL 2688 y como “Nebulosa del huevo” (Egg Nebula).

[3] Los bioelementos primarios son el carbono (C), el hidrógeno (H), el oxígeno (O), el nitrógeno (N), el fósforo (P) y el azufre (S).

[4] “Tentative detection of phosphine in IRC +10216”, Agúndez, M.; Cernicharo, J.; Pardo, J. R.; Guélin, M.; Phillips, T. G.; 2008, Astronomy and Astrophysics, 485, L33. “A Search for Phosphine in Circumstellar Envelopes: PH3 in IRC +10216 and CRL 2688?”, Tenenbaum E. D.; Ziurys, L. M.; 2008, Astrophysical Journal Letters, 680, L121.

Más información

Este trabajo ha sido publicado en el artículo científico “Confirmation of Circumstellar Phosphine”, en la revista Astrophysical Journal Letters (790, L27), y sus autores son: M. Agúndez (Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM, CSIC), España); J. Cernicharo (ICMM, CSIC; España); L. Decin (Sterrenkundig Instituut Anton Pannekoek, University of Amsterdam, Países Bajos/Instituut voor Sterrenkunde, Katholieke Universiteit Leuven, Bélgica); P. Encrenaz (LERMA, Observatoire de Paris, Francia); y D. Teyssier (European Space Astronomy Centre, ESAC, Madrid, España).

Pies de imagen:

Imagen 1: Fosfina en CW Leonis. Transiciones de rotación J=1-0 y J=2-1 de PH3 detectadas con el telescopio IRAM 30m y HIFI/Herschel sobre una imagen de la envoltura esférica en torno a CW Leonis observada en la banda V, en el rango visible, por Leao et al., 2006.

Imagen 2: CW Leonis. Créditos: ESA/SPIRE/PACS/Consorcio MESS.
http://herschel.cf.ac.uk/results/cw-leonis

Enlaces:

– Página web del Consolider Ingenio 2010 ASTROMOL
– Comentarios sobre la detección tentativa de PH3 en la sección “Astromolécula del mes” (marzo 2010) de la web “The Astrochymist”.
– Más información sobre la molécula PH3, la fosfina.
– Acceso al artículo científico completo: “Confirmation of Circumstellar Phosphine”

CW Leonis. Créditos: ESA/SPIRE/PACS/Consorcio MESS.
CW Leonis. Créditos: ESA/SPIRE/PACS/Consorcio MESS.
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