se mide con precisión.
Es bien sabido que cuando una nube masiva de gas es destruida por su propia gravedad, se puede formar un niño estrella. El colapso gravitacional intensivo comienza a personalizar los procesos de fusión, empalme más materia, y esto alimenta a la estrella recién nacida. Aunque el proceso general está bien estudiado, pero los detalles aún no se consideran.
Por ejemplo, un embrión en estrella que crece dentro de una nube de gas no se "alimenta" directamente desde la misma nube. Independientemente de la nube, las espirales de la estrella infantil crean un disco caliente que gira rápidamente. Por lo tanto, la estrella es alimentada por un disco, que en sí mismo es alimentado por el gas de la nube circundante. Este disco actúa casi como una placenta madre. No es la madre en sí misma, sino la placenta, que proporciona nutrientes para el embrión en desarrollo.
Pero los astrónomos no pudieron determinar con precisión dónde termina el disco alrededor de la estrella recién nacida ("placenta") y dónde comienza el límite interior de la nube de gas ("madre"). Ahora, los astrónomos que usan el Entramado de Alcance Milimétrico Atakam Grande (Antena) (ALMA) han visto este límite a través de la observación directa, que sin duda mejorará el modelado estelar (y planetario). "Los discos alrededor de las estrellas son los lugares donde se formarán los planetas", dijo Yusuke Aso de la Universidad de Tokio y autor principal de un artículo publicado en Astrophysical Journal (Astrophysical Journal). "Para comprender el mecanismo de formación del disco, es necesario diferenciar el disco de la cubierta externa y determinar con precisión la ubicación de su borde".
Ampliando ópticamente una protoestrella llamada TMC-1A, ubicada a unos 450 años luz de la Tierra en la constelación de Tauro, el equipo de Aso pudo ver su disco giratorio interno (disco planetario) y lo diferenció de la nube que lo alimenta. Para este estudio, la precisión extrema de ALMA en la medición de la distribución de la velocidad jugó un papel importante.
En el caso de TMC-1A, el límite de transición de un disco giratorio a la envoltura de gas circundante se midió a 90 a. e. (unidades astronómicas, donde 1 a.e es igual a la distancia promedio de la rotación de la Tierra alrededor del Sol) de la estrella central de los niños. Esta distancia es tres veces mayor que la órbita de Neptuno. Además, las observaciones de ALMA mostraron que el disco protoestrella obedece al movimiento de Kepler. Es decir, la estrella más cercana a la órbita se mueve más rápido, mientras que el material adicional de la órbita se mueve más lentamente. Esto es importante: al utilizar la velocidad de rotación del gas en el disco, los investigadores pudieron calcular la masa de la estrella infantil. Este "niño estrella" pesa aproximadamente 0,68 (68% o aproximadamente dos tres) la masa de nuestro Sol. Además, pudieron llevar la velocidad a la que la materia cae del disco a una estrella: una millonésima parte de la masa de nuestro Sol cae en TMC-1A cada año a una velocidad de 1 kilómetro por segundo.
Curiosamente, esta masa en el otoño se desarrolla a una velocidad mucho más baja de lo que se podría esperar si el gas cayera a la velocidad de caída libre (es decir, nada impide el flujo).
"Esperamos que a medida que la estrella infantil crezca, el límite entre el disco y el área de precipitación se moverá hacia afuera", dijo Aso. "Estamos seguros de que las futuras observaciones de ALMA mostrarán tal evolución".
Así, los astrónomos han tomado el ultrasonido interestelar de una estrella, que está en proceso de crecer dentro de su habitación estelar, revelando detalles sin precedentes sobre cómo se forman las estrellas protoestrella.
