Enjambre de estrellas jóvenes y polvorientas encontradas alrededor del agujero negro central de nuestra galaxia
Los agujeros negros supermasivos son voraces. Las acumulaciones de polvo y gas son propensas a verse perturbadas por la turbulencia y la radiación cuando se acercan demasiado. Entonces, ¿por qué algunos de ellos orbitan en el borde del monstruo supermasivo de la Vía Láctea, Sgr A*? Quizás estas misteriosas burbujas estén escondiendo algo.
Después de analizar las observaciones de los objetos polvorientos, un equipo internacional de investigadores, dirigido por el astrofísico Florian Peißker de la Universidad de Colonia, identificó que estos cúmulos podrían albergar objetos estelares jóvenes (YSO) envueltos en una neblina de gas y polvo. Aún más extraño es que estas estrellas jóvenes son más jóvenes que un cúmulo de estrellas inusualmente jóvenes y brillantes que ya se sabe que orbitan alrededor de Sgr A*, conocidas como estrellas S.
Encontrar estos dos grupos orbitando tan juntos es inusual porque se espera que las estrellas que orbitan alrededor de agujeros negros supermasivos sean débiles y mucho más antiguas. Peißker y sus colegas “descartan la idea actual de clasificar [these] objetos como nubes sin núcleo en el campo de radiación de alta energía del agujero negro supermasivo Sgr A*”, como dijeron en un para estudiar publicado recientemente en Astronomy & Astrophysics.
Más que solo polvo espacial
Para descubrir cuáles podrían ser los objetos cerca de Sgr A*, los investigadores necesitaban descartar cosas que no lo eran. Encerrados en envolturas de gas y polvo, mantienen temperaturas especialmente altas, no se evaporan fácilmente y cada uno orbita solo alrededor del agujero negro supermasivo.
Los investigadores determinaron sus propiedades químicas a partir de los fotones que emitían, y sus emisiones en el infrarrojo medio y cercano eran consistentes con las de las estrellas. Utilizaron uno de ellos, el objeto G2/DSO, como caso de estudio para probar sus ideas sobre lo que podrían ser los objetos. El alto brillo de este objeto y sus emisiones especialmente intensas lo convierten en el más fácil de estudiar. Su masa también es similar a la de las estrellas conocidas de baja masa.
Las YSO son estrellas de baja masa que han superado la fase protoestelar, pero aún no se han convertido en estrellas de secuencia principal, con núcleos que fusionan hidrógeno en helio. A estos objetos les gustan los candidatos YSO porque no podrían ser acumulaciones de gas y polvo espaciales. Las nubes gaseosas sin ningún objeto en su interior que las mantenga unidas por la gravedad no podrían sobrevivir por mucho tiempo tan cerca de un agujero negro supermasivo. Su intenso calor hace que el gas y el polvo se evaporen rápidamente, y las partículas excitadas por el calor chocan entre sí y vuelan hacia el espacio.
El equipo descubrió que una nube comparable en tamaño a G2/DSO se evaporaría en unos siete años. Una estrella que orbita a la misma distancia que el agujero negro supermasivo no sería destruida tan rápidamente debido a su densidad y masa mucho mayores.
Otra clase de objeto que hipotéticamente podrían ser las manchas de polvo, pero que no lo son, es una nebulosa planetaria compacta, o CPN. Estas nebulosas son las envolturas exteriores de gas en expansión de estrellas pequeñas y medianas en su agonía final. Aunque las CPN tienen algunas características en común con las estrellas, la fuerza de gravedad de un agujero negro supermasivo fácilmente desprendería sus envolturas de gas y las destrozaría.
También es poco probable que las YSO sean estrellas binarias, aunque la mayoría de las estrellas se forman en sistemas binarios. Las temperaturas abrasadoras y la turbulencia de SGR A* probablemente provocarían la migración de estrellas que alguna vez fueron parte de sistemas binarios.
viendo estrellas
Observaciones posteriores determinaron que algunos de los objetos oscurecidos por el polvo son estrellas nacientes, mientras que otros se cree que son estrellas de algún tipo pero aún no han sido identificadas definitivamente.
Las propiedades que hicieron de G2/DSO un caso de estudio excepcional son también la razón por la que fue identificado como YSO. D2 es otro objeto de alta luminosidad, casi tan masivo como una estrella de baja masa, que es fácil de observar en el infrarrojo cercano y medio. D3 y D23 también tienen propiedades similares. Estos son los puntos cercanos al agujero negro que los investigadores creen que tienen más probabilidades de ser YSO.
Hay otros candidatos que requieren un análisis más profundo. Esto incluye objetos adicionales que pueden o no ser YSO pero que aún muestran características estelares: D3.1 y D5, que son difíciles de observar. Las emisiones de infrarrojo medio de D9 son especialmente bajas en comparación con las otras candidatas, pero todavía se cree que es algún tipo de estrella, aunque posiblemente no sea una YSO. Los objetos X7 y X8 exhiben arco de choque, la onda de choque que resulta del viento estelar de una estrella que empuja contra otros vientos estelares. Aún se desconoce si alguno de estos objetos es realmente un YSO.
Por ahora se desconoce de dónde proceden estos objetos polvorientos y cómo se formaron. Los investigadores sugieren que los objetos se formaron juntos en nubes moleculares que caían hacia el centro de la galaxia. También piensan que no importa dónde nacieron, migraron hacia Sgr A*, y cualquiera que estuviera en sistemas binarios quedó separado por la inmensa gravedad del agujero negro.
Aunque es poco probable que los YSO y los YSO potenciales se hayan originado en el mismo cúmulo que las estrellas S ligeramente más antiguas, todavía pueden estar relacionados de alguna manera. Es posible que hayan experimentado viajes de formación y migración similares, y que las estrellas más jóvenes finalmente lleguen a la misma etapa.
«Especulativamente, las fuentes de polvo evolucionarán hasta convertirse en estrellas S de baja masa», afirmó el equipo de Peißker en el mismo comunicado. para estudiar.
Incluso los agujeros negros lucen mejor con un collar de diamantes brillantes.
Astronomía y Astrofísica, 2024. DOI: 10.1051/0004-6361/202449729
