N. 1-1999

SUMARIO

Figura 1:
Imagen [SII] de la zona sureste de la Nebulosa Trífida obtenida con el Telescopio Óptico Nórdico (NOT), del Observatorio del Roque de los Muchachos. La posición del jet (J) y del choque de proa (B) se indican sobre la figura. El cuadro de la parte superior derecha muestra una imagen completa de la nebulosa en Ha correspondiente a un mosaico de imágenes CCD obtenidas con el telescopio IAC-80, del Observatorio del Teide. Imagen publicada en Cernicharo et al., Science 282, 462 (1998).

En octubre de 1998, un grupo internacional de investigadores, entre los que se encuentran cuatro astrofísicos del IAC, publicaron en la revista Science el descubrimiento de varias protoestrellas en la región de HII conocida popularmente como Nebulosa Trífida. La situación y características físicas de estos objetos indican que podría tratarse de una segunda generación de estrellas masivas que está naciendo en la nebulosa y, por lo tanto, corresponder a un proceso de formación estelar inducida. Recientemente han concluido un estudio de la cinemática de un jet o chorro que descubrieron asociado a una de estas protoestrellas. Este objeto constituye el primer jet conocido que se propaga en un medio totalmente ionizado. En el presente artículo se recogen los principales resultados de ambos trabajos.

Las estrellas nacen a partir del colapso gravitatorio del gas frío y denso de las nubes moleculares. Las observaciones indican que la formación estelar no es un proceso aislado y que una vez se han formado las primeras estrellas en una nube, el proceso se propaga a otras zonas de su interior.

Las regiones de HII son volúmenes de gas ionizado por estrellas masivas recién formadas de tipos espectrales O y/o B y que se encuentran inmersas todavía en la nube molecular original. La presencia de estrellas masivas puede originar inestabilidades e inducir el colapso gravitatorio en las zonas adyacentes de la nube debido al aumento de presión al que se ve sometido el gas al ser ionizado o por el efecto mecánico de los vientos estelares. Por lo tanto, las regiones de HII son lugares idóneos donde buscar evidencias de formación estelar inducida.

La Nebulosa Trífida (ver figura 1) es una de las regiones de HII más cercanas (distante unos 1.680 parsecs). Debe su brillo a la ionización producida por una estrella de tipo O7V (HD164492A), con una masa 30 veces mayor que el Sol. El diámetro de la nube es relativamente pequeño para este tipo de objetos (unos 2,6 parsecs) y su edad del orden de unos 100.000 años, lo que la hace una región de HII especialmente joven.

Dentro de una colaboración internacional liderada por José Cernicharo (Instituto de Estructura de la Materia, CSIC) hemos llevado a cabo un programa de observación de la nebulosa utilizando telescopios ópticos, radiotelescopios y todos los instrumentos científicos a bordo del satélite infrarrojo ISO.

Figura 2:
(A, imagen superior izquierda) mapa de la emisión libre-libre a 20 cm obtenida con el VLA. Los isocontornos superpuestos corresponden a la emisión en la línea J=1-0 del HCO+. (B, superior derecha) Emisión del polvo a 1.3 mm observada con el bolómetro de 19 canales del radiotelescopio de 30 m de IRAM. (C, inferior izquierda) Imagen ampliada de la emisión de polvo de TC2, origen del jet HH399. El campo corresponde a la caja representada en (A), (B) y (D). Los isocontornos representan la emisión de la línea J=2-1 de 12CO. (D, inferior derecha) Imagen ISOCAM de la emisión del polvo a 12 micras. Las diferentes fuentes protoesteares descubiertas se indican explícitamente. La estrella cerca del centro de las imágenes corresponde a la estrella ionizante HD164492A. Imagen publicada en Cernicharo et al., Science 282, 462 (1998).

En la figura 2, mostramos una composición de imágenes y mapas de la nebulosa obtenidos con distintas técnicas y longitudes de onda, desde el infrarrojo al radio. La figura 2A muestra que la emisión libre-libre del gas ionizado está limitada por un borde de ionización y que, además, se encuentra rodeado por una concha de gas molecular denso (posible zona de fotodisociación), tal y como muestran los isocontornos de emisión en la línea de HCO+ J=1-0. En la figura 2B representamos la emisión térmica del polvo de la nebulosa a 1,3 mm, en la que se detecta, por primera vez, una condensación brillante (TC0) y cuatro fuentes puntuales (TC1 a TC4) situadas en zonas cercanas al borde de ionización de la nebulosa o en glóbulos oscuros inmersos en la región de HII. Es importante señalar que estas fuentes no se detectan a longitudes de onda más cortas en el infrarrojo. Por ejemplo, no figuran en el catálogo de fuentes puntuales del satélite IRAS, ni fueron detectadas en la imagen que obtuvimos con ISOCAM en 12 micras (figura 2D). Sólo en longitudes de onda milimétricas la emisión del polvo de las fuentes se encuentra suficientemente contrastada como para distinguirse sobre el fondo.

Por otra parte, observaciones de gas molecular tomadas con la antena de 30m de IRAM descubrieron flujos de gas a alta velocidad asociados a todas las fuentes puntuales excepto TC2. Las características de estos flujos son las típicas de los flujos bipolares asociados a fuentes protoestelares inmersas en una nube. La edad dinámica que estimamos para estos flujos es del orden de 6.000 años.

La ausencia de emisión en el infrarrojo cercano o medio en estos objetos indica que pertenecen a la clase 0 de fuentes protoestelares. Esta clase corresponde a los objetos de este tipo más jóvenes conocidos, con edades del orden de 10.000 años, similares a las edades dinámicas de los flujos de alta velocidad. Por otra parte, la luminosidad que estimamos para las fuentes TC1 a TC4 las hace un orden de magnitud más brillantes que los otros objetos de clase 0 conocidos por lo que, sin duda, corresponden a estrellas masivas en formación.

Como vemos, la edad estimada de las protoestrellas descubiertas (TC1 a TC4) es un orden de magnitud inferior a la edad de la región de HII, que es de alrededor de 100.000 años. Este resultado sugiere que podemos estar siendo testigos de un proceso de formación estelar inducida en la Nebulosa Trífida: una nueva generación de estrellas formándose debido a la acción del frente de ionización sobre el material molecular situado en el borde de la nebulosa o asociado a glóbulos oscuros. Este descubrimiento dio pie a la publicación de un trabajo en la revista Science, que vio la luz el pasado mes de octubre.

Pero volvamos a TC2, esta fuente se encuentra en el interior de un glóbulo oscuro bien visible en las imágenes ópticas de la nebulosa (ver figura 1). Aunque, como dijimos anteriormente, no tiene flujos moleculares de alta velocidad asociados, descubrimos (utilizando el Telescopio Óptico Nórdico, NOT, del Observatorio del Roque de los Muchachos) un jet o chorro (designado a partir de entonces como HH399) de gas brillante que sale del glóbulo justo desde la posición de la fuente protoestelar TC2. Este chorro presenta varios nódulos de emisión y se extiende a lo largo de 0,16 parsecs. También descubrimos la existencia de una extensión de este chorro, a 0,65 parsec de distancia del glóbulo, que correspondería a un "choque de proa" (o bowshock), una zona donde el material a alta velocidad del chorro choca con el medio interestelar de sus alrededores. Resulta paradójico que nadie hubiera descubierto la existencia de este jet con anterioridad aun siendo visible (aunque con cierta dificultad) en fotografías publicadas en libros tan populares como The Milky Way, de Bok & Bok, o el Burnham’s Celestial Handbook. Es de resaltar que HH399 es el primer chorro conocido que se propaga sobre un medio totalmente ionizado.

Hemos estudiado la cinemática de la zona del chorro y el choque de proa con el espectrógrafo Fabry-Pèrot TAURUS del Telescopio "William Herschel" (WHT), del Observatorio del Roque de los Muchachos. Encontramos dos componentes cinemáticas separadas alrededor de 15 km/s a lo largo de ambos objetos y muy cercanas a la velocidad general de la nebulosa, lo que indica que el eje sobre el cual se propaga el chorro y el choque de proa es prácticamente perpendicular a la línea de visión. La edad dinámica del objeto es del orden de 6.000 años, que coincide con la edad estimada para los flujos moleculares encontrados en las restantes fuentes protoestelares. A partir de observaciones de las dos líneas del doblete de [SII] 6717, 6731 Å, obtenidas con el espectrógrafo echelle IACUB (instalado en el NOT), encontramos que ambas componentes tienen una densidad electrónica muy diferente. La componente más brillante y con velocidad más positiva (componente A), tiene una densidad entre 100 a 340 cm-3, similar a la del resto de la Nebulosa Trífida, mientras que la componente más débil y con menor velocidad (componente B), presenta densidades entre 1.000 y 7.500 cm-3.

La interpretación de los datos espectroscópicos es complicada debido a la falta de modelos teóricos que describan la propagación de chorros en medios totalmente ionizados. De cualquier forma, la explicación más satisfactoria es que la componente B corresponde al material que contiene el chorro, mientras que la componente A correspondería al gas de la superficie del chorro que está siendo ionizado por los fotones UV de la estrella HD164492A. El hecho de que la componente A se vea siempre con una velocidad más positiva que B se debería a que el chorro se encuentra situado entre nosotros y la estrella ionizante. Este trabajo sobre la cinemática del objeto se publicará en la revista The Astronomical Journal.

En conclusión, la Nebulosa Trífida es un objeto popular, pero paradójicamente poco conocido, que puede proporcionar todavía muchas sorpresas. Sin duda, nos ayudará a comprender mejor el proceso de la formación estelar y de su propagación. En el futuro serían necesarias nuevas observaciones del jet y del choque de proa, sobre todo destinadas a medir su movimiento propio, para conocer la física de HH399 en particular y de los jets inmersos en regiones de HII en general, un aspecto todavía poco conocido tanto desde el punto de vista teórico como observacional.

Referencias:

- "Induced Massive Star Formation in the Trifid Nebula?"Cernicharo, J., Lefloch, B., Cox, P., Cesarsky, D., Esteban C., Yusef-Zadeh, F., Méndez, D.I., Acosta-Pulido, J., García López, R.J., Heras, A. Science, 282, 462 (16 Octubre de 1998).

- "The Kinematics of the HH399 Jet in the Trifid Nebula"
Rosado, M., Esteban, C., Lefloch, B., Cernicharo, J., García López, R.J. The Astronomical Journal, en prensa.

Investigadores:
J. Cernicharo (CSIC, Instituto de Estructura de la Materia).
C. Esteban (IAC)
B. LeFloch (CSIC, Instituto de Estructura de la Materia).
M. Rosado (UNAM, Instituto de Astronomía, México).
Ramón J. García López (IAC).
P. Cox (Institut d’Astrophysique Spatiale, Univ. de Paris XI).
D. Cesarsky (Institut d’Astrophysique Spatiale, Univ. de Paris XI).
F. Yusef-Zadeh (Northwestern University, EEUU).
D.I. Méndez (IAC).
José Acosta-Pulido (IAC).
A. Heras (ESA, ISO Center, Vilspa).