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Un nuevo estudio podría reivindicar un “error” astronómico de 300 años de antigüedad. Astrónomos de la Universidad de Rochester, hogar de uno de los mayores grupos de especialistas del mundo en nebulosas planetarias, anunciaron que estrellas de baja masa y posiblemente incluso planetas del tamaño de Júpiter pueden ser los responsables de crear algunos de los objetos más sobrecogedores del cielo.

Nebulosa de la Hormiga

Las noticias son irónicas dado que el nombre de nebulosa “planetaria” siempre fue un nombre incorrecto. Cuando éstos objetos se descubrieron hace 300 años, los astrónomos no podían decir qué eran y los nombraron así por su semejanza con el planeta Urano. Pero a mediados del siglo XIX los astrónomos se dieron cuenta de que éstos objetos eran en realidad grandes nubes de polvo emitidas por estrellas moribundas.

Ahora, los investigadores de Rochester encontraron que planetas o estrellas de baja masa que orbitan estas viejas estrellas puede ser crucial para la creación de la fabulosa apariencia de las nebulosas.

“Pocos investigadores han explorado cómo algo tan pequeño como una estrella de masa muy baja, una enana marrón, o incluso un planeta masivo puede producir distintos tipos de nebulosas e incluso cambiar la composición química del polvo alrededor de estas estrellas evolucionadas”, dice Blackman. “Si bien las compañeras pueden ser pequeñas, son importantes debido a que las estrellas de masa baja y los planetas masivos son bastante comunes y podrían abrir un largo camino hacia la explicación de las variadas formas del polvo que vemos alrededor de estas estrellas evolucionadas”.

La mayoría de las estrellas de tamaño medio, tales como nuestro Sol, terminarán sus vidas como nebulosas planetarias, dice Blackman. La etapa dura apenas varias decenas de miles de años – un parpadeo para las estrellas que normalmente viven diez mil millones — por lo que es una visión relativamente rara. De los 200 mil millones de estrellas de nuestra galaxia, sólo aproximadamente 1500 han sido identificadas hasta ahora en la etapa de nebulosa planetaria.

Neulosa del Ojo de Gato

Cuando una estrella comienza a agotar su combustible al final de su vida, su núcleo se contrae y su envoltura se expande, arrojando finalmente sus capas más externas a millones de kilómetros en el espacio. Blackman dice que una de cada cinco veces, esta envoltura se mantiene aproximadamente esférica conforme se expande, pero mucho más a menudo esta envoltura se contorsiona y alarga en nuevas y fantásticas formas.

El trabajo del equipo de Rochester exploró el papel de las compañeras de masa baja en dar forma a las estrellas de nebulosa planetarias, tanto cuando la compañera está en una órbita grande y sólo interactúa con los límites exteriores de la envoltura, como cuando la compañera está en una órbita muy cerrada y tan cerca de la estrella evolucionada que la compañera está completamente absorbida por la envoltura.

Nebulosa del Huevo

“Originalmente, nos dispusimos sólo a modelar la geometría de la envoltura bajo la influencia de una binaria compañera”, dice Blackman, “pero Richard Edgar descubrió que conforme se rompían las ondas espirales, liberaban su energía comprimida en un estallido de calor, suficiente para fundir el polvo el glóbulos líquidos”. Los glóbulos se enfrían con bastante lentitud como para dar a las moléculas tiempo a alinearse en estructuras cristalinas. Blackman dice que el trabajo del equipo demuestra cómo un toro alrededor de la estrella podría originar ciertos tipos de patrones de nebulosas planetarias, pero también sugiere una respuesta a por qué los astrónomos han detectado la desconcertante señal de polvo cristalizado alrededor de estrellas evolucionadas antes de que la nebulosa se formase.

En el caso de un planeta que orbita tan cerca de la estrella primaria que se ve absorbido por la envoltura, se necesita un nuevo modelo. Nordhaus y Blackman modelaron lo que podría pasar cuando la envoltura frena a la estrella de masa baja o el planeta masivo compañero, y encontraron que es posible que tenga lugar una de estos tres resultados.

Primero, cuando la compañera atraviesa el material de la envoltura, puede “hacer girar” la envoltura tan rápidamente que el material es expulsado, deformándose en un gran disco o toro alrededor del ecuador de la estrella.

Nebulosa del Rectánglo

Una segunda posibilidad es que la compañera haga girar la envoltura más suavemente. Esto provoca que las regiones internas de la envoltura giren alrededor de la estrella madre más rápidamente que el material de la envoltura exterior. Esta diferencia en la velocidad de las rotaciones, combinado con la convección del material en la envoltura, alarga y aumenta los campos magnéticos de la estrella. Los campos magnéticos alargados pueden actuar como un muelle gigante, eyectando material fuera de los polos de la estrella como chorros.

El tercer resultado ve a la propia compañera expulsada desde los chorros de la estrella, dice Blackman. Este escenario se aplica cuando la compañera es una estrella de masa extremadamente baja o un planeta masivo que es demasiado pequeño para eyectar la envoltura antes de caer hacia su violento destino. La intensa gravedad del padre puede triturar al planeta conforme mengua su órbita, finalmente destrozando el planeta y arrojándolo a un disco de restos alrededor de la estrella. Este disco es muy turbulento y sus distintas partes orbitan a distintas velocidades, generando una dinamo magnética que puede arrojar de nuevo el material desde los polos de la estrella a tremendas velocidades. Al contrario que en los escenarios previos, no obstante, Blackman dice que el material disparado desde estos chorros incluiría los restos del propio planeta o la estrella compañera.

Ciencia Kanija