FAST detecta un campo magnético interestelar de formación de estrellas

 

FAST detecta un campo magnético interestelar de formación de estrellas
La nube molecular de Tauro (escala de grises), de la que forma parte L1544, se superpone a la imagen del cielo de 2MASS y a la orientación del campo basada en los datos de Planck (líneas blancas finas). El espectro Zeeman de HINSA (línea blanca gruesa) se muestra con la firma Zeeman ajustada (azul). Crédito: NAOC

Los campos magnéticos son los ingredientes esenciales, pero a menudo "secretos", del medio interestelar y del proceso de formación de las estrellas. El secreto que envuelve a los campos magnéticos interestelares puede atribuirse a la falta de sondeos experimentales.

Mientras que a principios del siglo XIX Michael Faraday ya investigaba la relación entre el magnetismo y la electricidad con bobinas en el sótano de la Royal Institution, hoy en día los astrónomos siguen sin poder desplegar bobinas a años luz de distancia.

Utilizando el radiotelescopio esférico de quinientos metros de apertura (FAST), un equipo internacional dirigido por el Dr. LI Di, de los Observatorios Astronómicos Nacionales de la Academia China de Ciencias (NAOC), ha obtenido la intensidad precisa del campo magnético en la nube molecular L1544, una región del medio interestelar que parece estar preparada para formar estrellas.

El equipo empleó la técnica llamada de autoabsorción estrecha de HI (HINSA), concebida por primera vez por LI Di y Paul Goldsmith a partir de datos de Arecibo en 2003. La sensibilidad de FAST facilitó una clara detección del efecto Zeeman de HINSA. Los resultados sugieren que estas nubes alcanzan un estado supercrítico, es decir, están preparadas para el colapso, antes de lo que sugieren los modelos estándar.

"El diseño de FAST de enfocar las ondas de radio en una cabina con cables da como resultado una óptica limpia, que ha sido vital para el éxito del experimento Zeeman de HINSA", dijo el Dr. LI.

El estudio se ha publicado hoy en Nature (5 de enero de 2022).

El efecto Zeeman -la división de una línea espectral en varios componentes de frecuencia en presencia de un campo magnético- es la única sonda directa de la intensidad del campo magnético interestelar. El efecto Zeeman interestelar es pequeño. El desplazamiento de frecuencia que se origina en las nubes correspondientes es de solo unas milmillonésimas de las frecuencias intrínsecas de las líneas emisoras.

En 2003, se descubrió que los espectros de las nubes moleculares contenían un rasgo atómico-hidrógeno llamado HINSA, producido por átomos de hidrógeno enfriados mediante colisiones con moléculas de hidrógeno. Desde que se detectó en el telescopio de Arecibo, el efecto Zeeman de HINSA se ha considerado una prometedora sonda del campo magnético en las nubes moleculares.

HINSA tiene una intensidad de línea entre 5 y 10 veces superior a la de los trazadores moleculares. HINSA también tiene una respuesta relativamente fuerte a los campos magnéticos y, a diferencia de la mayoría de los trazadores moleculares, es robusto frente a las variaciones astroquímicas.

Las mediciones de HINSA realizadas por FAST sitúan la intensidad del campo magnético en L1544 en unos 4 µGauss, es decir, 6 millones de veces más débil que el de la Tierra. Un análisis combinado con la absorción del cuásar (agujero negro supermasivo activo) y la emisión de hidroxilos también reveló una estructura de campo magnético coherente en todo el medio neutro frío, la envoltura molecular y el núcleo denso, con una orientación y magnitud similares.

a, Un compuesto de imágenes del Digitized Sky Survey 2 (DSS2) de L1544 con la banda i en rojo, la banda r en verde y la banda b en azul superpuestas con los mapas de densidad de columna HINSA y H2. Los contornos blancos discontinuos son el 30%, 50%, 70% y 90% de la densidad de columna HINSA máxima, y los contornos naranjas son 2 × 1021 cm-2, 4 × 1021 cm-2, 6 × 1021 cm-2, 8 × 1021 cm-2 y 10 × 1021 cm-2 para la densidad de columna H2. Los círculos rojo, verde y cian marcan las ubicaciones y los tamaños de los haces de las observaciones FAST, Arecibo y GBT Zeeman, respectivamente. b, Un compuesto de tres cortes de velocidad de 0,5 km s-1 de las imágenes GALFA-H I de Arecibo a 6,2 km s-1, 6,7 km s-1 y 7,3 km s-1 de velocidad local estándar de reposo (LSR) en azul, verde y rojo. El rectángulo discontinuo muestra la región de a. Los dos puntos de absorción representan las ubicaciones de los cuásares 3C132 y 3C133. c, Vista esquemática de los CNM, la envoltura molecular y el núcleo de L1544.
a, Un compuesto de imágenes del Digitized Sky Survey 2 (DSS2) de L1544 con la banda i en rojo, la banda r en verde y la banda b en azul superpuestas con los mapas de densidad de columna HINSA y H2. Los contornos blancos discontinuos son el 30%, 50%, 70% y 90% de la densidad de columna HINSA máxima, y los contornos naranjas son 2 × 1021 cm-2, 4 × 1021 cm-2, 6 × 1021 cm-2, 8 × 1021 cm-2 y 10 × 1021 cm-2 para la densidad de columna H2. Los círculos rojo, verde y cian marcan las ubicaciones y los tamaños de los haces de las observaciones FAST, Arecibo y GBT Zeeman, respectivamente. b, Un compuesto de tres cortes de velocidad de 0,5 km s-1 de las imágenes GALFA-H I de Arecibo a 6,2 km s-1, 6,7 km s-1 y 7,3 km s-1 de velocidad local estándar de reposo (LSR) en azul, verde y rojo. El rectángulo discontinuo muestra la región de a. Los dos puntos de absorción representan las ubicaciones de los cuásares 3C132 y 3C133. c, Vista esquemática de los CNM, la envoltura molecular y el núcleo de L1544. Crédito: doi.org/10.1038/s41586-021-04159-x


Por tanto, la transición de la subcriticidad magnética a la supercriticidad -es decir, cuando el campo puede y no puede soportar la nube contra la gravedad, respectivamente- se produce en la envoltura y no en el núcleo, en contraste con la imagen convencional.

Cómo se disipa el campo magnético interestelar para permitir el colapso de la nube sigue siendo un problema sin resolver en la formación de estrellas. La principal solución propuesta ha sido durante mucho tiempo la difusión ambipolar -el desacoplamiento de las partículas neutras del plasma- en los núcleos de las nubes.

La coherencia del campo magnético revelada por el efecto Zeeman de HINSA significa que la disipación del campo se produce durante la formación de la envoltura molecular, posiblemente a través de un mecanismo diferente a la difusión ambipolar.

Fuentes, créditos y referencias:

Ching, TC., Li, D., Heiles, C. et al. An early transition to magnetic supercriticality in star formation. Nature (2022). doi.org/10.1038/s41586-021-04159-x

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