La Nebulosa de la Tarántula no debería estar formando estrellas. ¿Qué está sucediendo?

La Nebulosa de la Tarántula es una región de formación estelar en la Gran Nube de Magallanes (LMC). Tarántula está a unos 160.000 años luz de distancia y es muy luminosa para un objeto no estelar. Es la región de formación estelar más grande y brillante de todo el Grupo Local de galaxias.

Pero no debería ser

La Nebulosa de la Tarántula, también llamada 30 Doradus, está dominada por un cúmulo masivo de estrellas en su centro llamado R136. Las estrellas son jóvenes y masivas, y cuando suficientes de ellas se concentran en un área, se llama región de estallido estelar. R136 califica para esa distinción. Las estrellas en R136 están tan apretadas que en la escala de distancia entre nuestro sol y su vecino más cercano, Proxima Centauri, hay decenas de miles de estrellas.

Las estrellas jóvenes masivas consumen su combustible de hidrógeno a un ritmo feroz y producen enormes cantidades de energía. Esa energía da forma a la Nebulosa de la Tarántula. Ha creado burbujas en expansión en el gas, una de las cuales es visible en la imagen JWST a continuación, arriba ya la izquierda del grupo central, R136. R136 es responsable de un grupo de estas burbujas.

Pero hay abundantes rarezas en el centro de la Nebulosa Tarántula. Toda la radiación estelar de todas esas estrellas intensamente energéticas debería estar presurizando el gas en el centro. Pero no lo es. Y la masa del área central es más baja de lo esperado. Para que el área sea tan estable como es, debería ser más masiva. ¿Qué está sucediendo?

En un nuevo artículo publicado en The Astrophysical Journal, los investigadores explican lo que está sucediendo. El documento es «Observaciones SOFIA de 30 Doradus. II. Campos magnéticos y cinemática de gases a gran escala». El autor principal es Le Ngoc Tram del Instituto Max Planck de Radioastronomía.

SOFIA es el Observatorio Estratosférico de Astronomía Infrarroja. La misión ha terminado ahora, pero era un Boeing 747 convertido con un gran telescopio infrarrojo instalado en su interior. SOFIA realizó misiones nocturnas donde observó diferentes fenómenos en el cielo nocturno en el infrarrojo. Las observaciones infrarrojas son difíciles desde la superficie de la Tierra y mucho más efectivas desde el espacio donde no hay una atmósfera intermedia. SOFIA fue una forma efectiva de superar la mayor parte de la atmósfera de la Tierra sin el gasto y la complicación de lanzar un telescopio espacial.

SOFIA se retiró en septiembre de 2022 y fue una misión conjunta entre la NASA y el Centro Aeroespacial Alemán (DLR: Deutsches Zentrum für Luft). Este documento se basa en observaciones recopiladas antes de esa fecha.

Los astrónomos utilizaron la cámara Airborne Wideband Camera Plus (HAWC+) de alta resolución de SOFIA para estudiar la interacción entre los campos magnéticos y la gravedad en 30 Doradus. Las observaciones muestran que los campos magnéticos en la Nebulosa de la Tarántula son responsables de mantener unida a la región.

«Todo el 30 Dor es una región compleja de formación de estrellas, que muestra claramente una estructura de núcleo-halo, en la que hay múltiples estructuras de caparazones en expansión a escala de parsec en la región exterior y una nube en la región interior», afirma el documento. . El viento estelar de todas las estrellas masivas, junto con las supernovas, es el responsable de estas burbujas.

El corazón de la rareza de 30 Doradus es su turbulencia. Los poderosos vientos estelares de las estrellas masivas, combinados con la energía de las explosiones de supernovas, empujan el gas en la región alrededor. Debería ser un caos, con la dispersión del gas y la desaceleración de la formación de estrellas. Dado que eso no está sucediendo, los científicos quieren saber por qué.

Para averiguarlo, los investigadores de este trabajo mapearon los campos magnéticos, conocidos como campos B en astronomía.

30 Doradus está demasiado lejos para que los astrónomos midan directamente sus campos magnéticos. Pero SOFIA es un observatorio de infrarrojos, por lo que los investigadores observaron la región en tres bandas de ondas de infrarrojo lejano: 89, 154 y 214 μm. Juntos crearon un retrato polarimétrico del gas en la región. También utilizaron observaciones CII, llamadas la línea prohibida de carbono ionizado, que está en 158 μm y muestra detalles finos.

El equipo utilizó sus observaciones y el trabajo de otros investigadores que estudiaban 30 Doradus. Mapearon los campos magnéticos y las velocidades del gas en la región para obtener una visión más clara de 30 Doradus. Los campos magnéticos se deducen de los gradientes de velocidad (VG.)

¿Su objetivo específico? «Con una distancia de ≃50 kpc de la Tierra, está lo suficientemente cerca como para obtener resoluciones a escala de parsec para estudiar el impacto de la retroalimentación y la turbulencia en la nube molecular circundante», escriben los autores.

El equipo también usó sus datos para trazar diagramas PV (posición-velocidad) y brindarnos una excelente visión de algunas de las características de la región. Los diagramas PV muestran la posición de varios gradientes de velocidad (VG) diferentes en el gas. Cada gradiente de velocidad muestra la ubicación de una burbuja en expansión en el gas de 30 Doradus.

«Estos diagramas PV confirman que hay varios VG organizados en la región. Estos gradientes cubren un intervalo de velocidad de 5 a 15 km s-1 en la mayoría de los diagramas PV y vienen en forma de curvas/características semielípticas que se han asociado con conchas en expansión», escriben los autores.

El quid de este trabajo tiene la forma de una pregunta: «¿Cómo podemos explicar las formaciones estelares en curso en campos B fuertes?» preguntan los autores.

«Sospechamos que los campos B juegan un papel crucial aquí para mantener la integridad de la nube», escriben los autores en su artículo. «La morfología del campo B se orienta perpendicularmente a la dirección de la radiación para que la presión magnética pueda resistir la presión proveniente de esta dirección», explican. La radiación es la energía proveniente de las jóvenes estrellas energéticas.

Todo se reduce a su fuerza. Son lo suficientemente fuertes como para regular el flujo de gas en la región y mantener unida toda la estructura a pesar de los vientos estelares combinados de todas las estrellas jóvenes. También son más fuertes que la gravedad que intenta colapsar las nubes de gas en aún más estrellas.

Pero la fuerza de estos campos varía. En algunas regiones, son más débiles y eso permite que el gas se mueva y forme burbujas en expansión. El gas se canaliza continuamente hacia estas burbujas y, dentro de ellas, el gas es lo suficientemente denso como para formar estrellas.

Obviamente, 30 Doradus es una región compleja. Con una región de estallido estelar, poderosos campos magnéticos, gas sobrecalentado y burbujas de gas, la región es como un señuelo para los astrónomos. «Todo el 30 Dor es una región compleja de formación de estrellas, que muestra claramente una estructura de núcleo-halo, en la que hay múltiples estructuras de capas en expansión a escala de parsec en la región exterior y una nube en la región interior», explican los autores.

Esta investigación ayuda a explicar todo lo que sucede en la parte de 30 Dor cubierta en este estudio y el papel que juegan los campos magnéticos. En cuanto a cómo estos poderosos campos magnéticos dan forma a toda la nebulosa, se necesita más investigación para averiguarlo. «Argumentamos que serán necesarias futuras observaciones polarimétricas que cubran una gran área en 30 Dor para comprender mejor el papel de los campos B en la evolución cinemática de toda la región de 30 Dor», escriben los autores.

Lo que queda por establecer es el papel que juegan los campos magnéticos de la Gran Nube de Magallanes. Para entender eso, dicen los autores, se requerirán observaciones de ondas de radio. Los astrónomos ya han recopilado algunas observaciones de la LMC en ondas de radio con el radiotelescopio Parkes y el Australia Telescope Compact Array. Esas observaciones mostraron que los campos magnéticos de la LMC están formados en parte por sus interacciones de marea con la Pequeña Nube de Magallanes.

Pero esas observaciones no fueron lo suficientemente finas como para revelar el vínculo entre el LMC y 30 Doradus.

«Se necesita más sensibilidad y resolución de las observaciones polarimétricas en longitudes de onda de radio para comprender mejor el vínculo entre los campos B a escala galáctica y a escala de nubes», concluyen los autores.

Con información de UniverseToday