Por Armando Mudrik
Las imágenes del telescopio espacial James Webb obtenidas durante la primera semana de septiembre de 2022 proporcionan detalles que los astrónomos no habían podido obtener por otros medios hasta ahora. Se trata de imágenes de un exoplaneta, una estrella enana marrón y un complejo de formación estelar muy activo fuera de nuestra galaxia: la Vía Láctea.
El exoplaneta
A finales de la primera semana de septiembre, el equipo científico del James Webb publicó la primera imagen de un exoplaneta obtenida con este telescopio (ver imagen inferior). Se trata de un planeta gigante gaseoso conocido como HIP 6542 b, que orbita en torno a la estrella de nuestra galaxia HIP 6542. No se parece en nada a los planetas gigantes de nuestro sistema solar, con una masa de entre seis y doce veces la de Júpiter, y una distancia a su estrella anfitriona diez veces mayor que la que existe entre Júpiter y el Sol.
Esta imagen muestra el exoplaneta HIP 65426 b en diferentes colores del espectro visibles (colores falsos) que corresponden a las siguientes longitudes de onda de bandas de luz infrarroja: en morado a 3 micras, en azul a 4,44 micras, en amarillo a 11,4 micras y en rojo a 15,5 micras. Un coronógrafo bloquea la luz de la estrella anfitriona; la posición de la estrella está marcada en cada imagen por una pequeña estrella blanca. Las formas de barra observadas en estas imágenes obtenidas por el instrumento NIRCam del James Webb son producidas por partes de la óptica del telescopio, no objetos astronómicos de la región. Fuente: NASA / ESA / CSA / A. Carter (UCSC, USA) / Equipo ERS 1386 / A. Pagan (STScI).
Este planeta es diez mil veces más débil que su estrella huésped según las observaciones hechas por las longitudes de onda infrarrojas detectadas por los instrumentos del James Webb.
Las cámaras del telescopio espacial tienen coronógrafos (instrumentos ópticos que ayudan a bloquear el brillo de la estrella central para poder así observar al planeta). También ayuda el hecho de que el sistema del exoplaneta (planeta + estrella) es relativamente joven: tiene apenas entre quince y veinte millones de años. Por esta razón el planeta aún brilla por el calor emitido en el proceso de su formación.
Obtener esta imagen fue como excavar en busca de un tesoro para quienes llevaron a cabo el análisis de la imagen. Al principio todo lo que podían ver era la luz de la estrella, pero con un cuidadoso procesamiento de la imagen pudieron eliminar esa luz y encontrar el planeta. Los científicos que realizaron este trabajo están preparando ahora una publicación sobre su análisis para enviarla a una revista especializada.
La subestrella enana marrón
El destino de una estrella está determinado por la cantidad de masa con la que nace. Las estrellas son objetos que nacen con grandes masas, y, por consiguiente, con una fuerte autogravedad. Al comprimirse a causa de su fuerza de gravedad se generan altas temperaturas internas, que desencadenan reacciones de fusión termonuclear, que a su vez permiten a las estrellas emitir luz o brillar.
Los planetas, en cambio, tienen masas mucho más pequeñas y, por tanto, una gravedad más débil y ninguna fusión interna; por ello brillan principalmente reflejando la luz recibida desde sus estrellas centrales.
El tamaño de las subestrellas enanas marrones se sitúan entre las masas de los planetas gigantes, como Saturno y Júpiter, y las estrellas más pequeñas. Podríamos hablar de las masas de las enanas marrones como fracciones de la masa de nuestro Sol. Pero en astronomía se suele utilizar la masa de Júpiter como medida estándar.
Según el modelo teórico de formación de estrellas y planetas, se considera que un valor de 13 masas de Júpiter es el límite superior que pueden alcanzar los planetas gigantes gaseosos. Entonces, si la masa del planeta gaseoso es superior a 13 masas de Júpiter puede producirse en el interior del objeto un proceso termonuclear (fusión) de deuterio, un isótopo del elemento químico hidrógeno que ha quedado después del Big Bang.
El deuterio es otro nombre para el «hidrógeno pesado», que es el hidrógeno con un neutrón unido al protón en el núcleo del átomo (en lugar de sólo un protón como tiene el hidrógeno “normal”).
Un valor superior a 80 masas de Júpiter es el límite inferior para la fusión de núcleos de hidrógeno (el proceso por el que las estrellas son capaces de brillar) y, por lo tanto, para que un objeto pueda calificarse como una verdadera estrella, como es el caso de nuestra estrella, el Sol. En suma, una enana marrón se define normalmente como cualquier cuerpo que se encuentra en el rango de masa de 13 a 80 masas de Júpiter.
El Telescopio Espacial James Webb observó una primera enana marrón, designada VHS 1256-1257 b, ubicada a 72 años luz de distancia del Sol, en la constelación Corvus. Esta enana intermedia tiene entre 14 y 24 veces la masa de Júpiter, por lo que es demasiado grande para ser un planeta, pero no lo suficientemente masiva como para iniciar una fusión duradera en su núcleo. Al igual que el exoplaneta anterior, este sistema también es joven, con 200 millones de años de edad.
El telescopio espacial James Webb tomó un espectro de este objeto revelando los elementos químicos que componen lo que antes, con telescopios en la Tierra no era posible de ver en el infrarrojo. El espectro infrarrojo obtenido mediante los instrumentos del Webb, que abarca de 1 a 20 micras, muestra evidencias de metano, sodio, potasio, agua y dióxido de carbono, así como lo que se sugiere sería una gruesa capa de nubes de silicato.
Brittany Miles (Universidad de California, Estados Unidos) y su grupo de colegas han publicado su estudio en el servidor de artículos arXiv, aunque aún no ha sido sometido a la revisión de pares.
Este gráfico muestra el espectro infrarrojo de VHS 1256 b. Los elementos y las moléculas dejan sus huellas químicas en el espectro de luz infrarroja que detecta el James Webb, arrojando información sobre la atmósfera de la enana marrón. Los colores resaltan las diferentes bandas de longitud de onda en el infrarrojo que son detectadas por los instrumentos del telescopio. Fuente: Miles et al. (2022). Recuperado de https://arxiv.org/abs/2209.00620
La Nebulosa Tarántula
La Nebulosa de la Tarántula, también conocida como 30 Doradus, alberga la formación estelar más intensa y compleja del Grupo Local de galaxias que rodean a la nuestra, la Vía Láctea. Pero también es fundamentalmente diferente de otros nichos de formación estelar cercanos porque su composición química muestra cierta falta de «contaminación» por parte de los elementos más pesados que las estrellas forjan en sus núcleos.
En otras palabras, esta región de formación estelar se comporta como una en un universo mucho más joven, y desde hace tiempo ha captado la atención de los astrónomos por esa razón.
Estas estrellas nuevas y en formación brillan a 161 000 años luz de distancia del Sol, en la Gran Nube de Magallanes, la mayor galaxia satélite de la Vía Láctea, que alberga la Nebulosa de Tarántula, la que recibió su nombre por las nubes en forma de pata de araña que se ven en las observaciones visibles. Pero las imágenes infrarrojas revelan algo diferente (ver imagen inferior).
Las estrellas jóvenes y masivas, que brillan en el centro de la imagen inferior tomada por el Webb, abren una cavidad en la nube de polvo y gas circundante que les dio origen. Las partes más densas de esta nube han resistido el empuje de las estrellas jóvenes, y en su lugar se han formado pilares que apuntan hacia el centro. En longitudes de onda infrarrojas, el telescopio James Webb revela las protoestrellas (estrellas en sus etapas iniciales de formación) ocultas a la luz visible en estos pilares de gas.
En esta imagen de colores falsos, originalmente obtenida en mosaicos que se extiende a lo largo de 340 años luz, la Cámara de infrarrojo cercano (NIRcam) del Webb revela decenas de miles de estrellas jóvenes nunca antes vistas en la nebulosa de la Tarántula, envueltas en gas y polvo cósmico en observaciones anteriores. La región más activa parece brillar con estrellas azules masivas. Dispersas entre ellas hay estrellas aún incrustadas, de aspecto rojo, que aún no han salido del denso centro de la nebulosa. Crédito: NASA / ESA / CSA / STScI / Webb ERO Production Team.
Podría decirse que, por ahora, estas estrellas en formación están ganando masa, esperando su momento de transformarse en estrellas, según se las entiende físicamente. Una vez que estas comiencen con la fusión nuclear en sus núcleos, su radiación empujará el gas circundante, cambiando la forma de la nebulosa. Entonces, ¿qué forma tendrá la Nebulosa Tarántula en miles de millones de años? Los datos proporcionados por el telescopio James Webb ya comienzan a orientarnos en relación a este complejo y distante proceso físico.
Fuentes:
A Cosmic Tarantula, Caught by NASA’s Webb
WEBB CAPTURES AN EXOPLANET, A BROWN DWARF — AND A GIANT TARANTULA
