Se detecta etanolamina cerca del centro de la Vía Láctea.

Los prebióticos son substancias fundamentales para la vida tal como la conocemos.
Hay varias ideas de cómo los prebióticos llegaron a nuestro Planeta:

• Llegaron en los asteroides que chocaron con la joven Tierra en forma de meteoritos.
• Se encontraban presentes en la formación de la Tierra, lo que no sería raro teniendo en cuenta que nuestro Planeta se formó del mismo disco protoplanetario que los otros objetos del Sistema Solar.
• Ambas fuentes anteriores, es decir: prebióticos propios a los que se sumaron los traídos por los meteoritos.

Pero el material protoplanetario del que nació nuestro Sistema no era primordial. En tal caso, hubiese sido hidrógeno y algo de helio.
El material era enriquecido y entregado al espacio. Los únicos objetos capaces de producir substancias complejas y entregarlas al espacio, enriqueciendo el material interestelar, son las estrellas.
Las de gran masa estallan entregando material sintetizado en su interior. Las de menor masa, llevan una vida más lenta y tranquila, durante la cual, van entregando partículas de substancias procesadas en su interior. Esto lo hacen a través del viento estelar, un flujo de energía y materia que expulsan al espacio. De ese material, nacen estrellas de segunda generación y su séquito de planetas con material necesario para la vida.

En un complejo molecular cerca del centro de la Galaxia, se halló un tipo de prebiótico llamado etanolamina.

Ilustración crédito: NASA/JPL-Caltech. Composite image credit: Víctor M. Rivilla and Carlos Briones.

Ésta, también fue hallada en meteoritos, por lo que se especula que este prebiótico se podría haber formado en la nube protoplanetaria. El proceso sería de colisiones entre partículas de gas y polvo. Esto favorecería la formación de material hecho de combinaciones de hidrógeno, nitrógeno y carbono, como es la etanolamina. Luego, esta substancia, y otras capaces de producir aminoácidos, llegaron a los cuerpos menores y protoplanetas.

El hallazgo de etanolamina fomenta más aún la idea de que somos “hijos de las estrellas” y es posible que en esa región cercana al centro Galáctico se pueda dar la vida como la conocemos.

Referencia:
Prebiotic ethanolamine found in a molecular cloud near the center of the Milky Way | PHYS.ORG, 25.may.2021 | Bob Yirca | https://phys.org/news/2021-05-prebiotic-ethanolamine-molecular-cloud-center.html

Fuente:
Discovery in space of ethanolamine, the simplest phospholipid head group | Proceedings of the National Academy of Sciences (2021) | Víctor M. Rivilla et al. | https://www.pnas.org/content/118/22/e2101314118

pdp.

STARFORGE: Simulando el nacimiento de estrellas.

El nacimiento de estrellas se produce en complejos moleculares a baja temperatura.
En esos ambientes, es propensa la acreción de materia. Muchas veces, esa acreción se ve favorecida por ondas de choque producidas por diferentes motivos, por ejemplo: la onda de una explosión de una suernova o chorro de materia de un agujero negro (Procesos reguladores de la formación estelar | pdp, 28may.2013 | httLps://paolera.wordpress.com/2013/05/28/procesos-reguladores-de-la-formacion-estelar/).

Así es como nacen en grupos llamados cúmulos estelares abiertos o galácticos (por estar generalmente cerca del plano de la galaxia). Luego, abandonan su lugar de nacimiento desarmando así la agrupación estelar.
Todavía está el interrogante de qué es lo que implica las diferentes masas en lugar de ser todas las estrellas de masas similares. En particular: ¿qué es lo que produce estrellas masivas?
Cuando las estrellas comienzan a brillar, alejan el material que aún pueda quedar cerca, de esta manera, se limpia de materia que la rodea y dejaría de crecer en masa. Esto debería impedir la formación de estrellas masivas, sin embargo, las hay.

Al respecto hay dos ideas:

• 1. Las estrellas masivas son la fusión de otras de menor masa.
• 2. La proto-estrellas reciben masa por diferentes “canales” antes de comenzar a brillar (La caótica aimentación de las jóvenes estrellas masivas | pdp, 10.may.2021 | https://paolera.wordpress.com/2021/05/10/la-caotica-alimentacion-de-las-jovenes-estrellas-masivas/).
• 3. Una combinación de ambos procesos.

En algunos lugares del complejo molecular, donde hay mayor acreción de materia hacia una proto-estrella, generalmente una masiva, el material suele superar la capacidad de absorción de materia por la superficie de la naciente estrella. Así, el flujo de absorción de materia se ve superado y la materia que no es absorbida se dirige hacia los polos de la estrella. Allí escapa en forma de chorros de materia ionizada (gas caliente formado por partículas atómicas).

Todo esto puede apreciarse en STARFORGE, la simulación realizada con los modelos de evolución estelar más avanzados (a mediados del 2021).

A virtual gas cloud collapses into a smattering of new stars | Science News

Referencia:
Watch this beautiful, high-resolution simulation of how stars are born | ScienceNews, 20.may.2021 | Maria Temming | https://www.sciencenews.org/article/starforge-star-formation-simulation

pdp.

La enana marrón CFHT-BD-Tau 4 sorprendió con dos fulguraciones.

Los complejos moleculares, son enormes regiones de gas molecular, fundamentalmente Hidrógeno molecular y polvo.
En ellas se dan las condiciones para la formación estelar. Las más conocidas son el complejo de Orión y el de Tauro. En particular, en el de Tauro, hay unas estructuras filamentosas donde el material tiende a agruparse y eso ayuda al nacimiento estelar.

Imagen del filamento en el comlejo moelcular de Tauro –  ESO/APEX (MPIfR/ESO/OSO)/A. Hacar et al./Digitized Sky Survey 2. Acknowledgment: Davide De Martin.

En esos filamentos, no sólo hay jóvenes estrellas nacientes, sino también estrellas por nacer en forma de grumos de materia.

Pero donde hay estrellas en formación, también hay futuras estrellas fallidas, tales como las Enanas Marrones (EMs – https://es.wikipedia.org/wiki/Enana_marr%C3%B3n). Estas estrellas, cuando están acompañando a otra, suelen ser tomadas como exoplanetas super-jovianos (pdp, 18/ago./2017, ¿Enanas marrones o superplanetas gaseosos?, https://paolera.wordpress.com/2017/08/18/enanas-marrones-o-superplanetas-gaseosos/).

Ilustración de la evolución de las bandas atmosféricas en una enana marrón. Crédito de NASA/JPL-Caltech

Las EMs, suelen tener campos magnéticos relacionados con actividad en su atmósfera, así es como presentan fulguraciones. La EM catalogada como CFHT-BD-Tau 4, es una EM muy joven entre otras jóvenes estrellas en el complejo molecular de Tauro.
Como toda estrella de corta edad, es muy activa aunque se trate de una estrella fallida. Mostró dos fulguraciones complejas. Las curvas de luz de ellas, muestran varios picos y son las más grandes detectadas hasta hoy (may./jun. del 2018) en una EM. Si se le aplican los modelos conocidos, se observa que supera todos los requisitos para producir fulguraciones.
Las estrellas jóvenes, incluidas las jóvenes EMs, pueden tener material a su alrededor que interactúa con su campo magnético produciendo fulguraciones. Luego, en esta estrella, el campo magnético y la taza de acreción superan ampliamente a los de otras EM conocidas.
Por un breve tiempo, CFHT-BD-Tau 4, fue la EM más brillante.

Referencia:

• ASTROBITES, Dust n’ H2.

  by Jamila Pegues | May 30, 2018.
  https://astrobites.org/2018/05/30/dust-n-h2/

Fuente:

• arXiv:1805.11185v1 [astro-ph.SR] 28 May 2018, K2 ULTRACOOL DWARFS SURVEY. IV. MONSTER FLARES OBSERVED ON THE YOUNG BROWN
  DWARF CFHT-BD-TAU 4., Rishi R. Paudel et al.
  https://arxiv.org/pdf/1805.11185.pdf

pdp.

El colosal complejo Sagittarius B2.

Sagittarius B2 (Sag. B2 o S B2) [1], es un tremendo complejo molecular a 24 mil años luz (AL) de nosotros. Con un diámetro de 140 AL y a unos 400 AL del centro de la Vía Láctea, tiene tres estructuras que en total contienen una masa que alcanza para formar 8 millones de Soles.

Imagen publicada en Earth and Space.

Los estudios indican que en algunas de esas partes, el gas fue dispersado o ya formó estrellas. Tiene una densidad de unas 20 masas solares por AL cúbico y su temperatura va de los 20ºK a los 40ºK en diferentes regiones. Esa baja temperatura favorece la formación de estrellas, ya que si el gas estuviera caliente, presentaría convecciones y turbulencias que atentarían contra la contracción gravitacional para la formación estrelar. Su densidad indica que en un cubo de 1 AL de lado, hay masa para 20 estrellas como el Sol. Eso es mucho. Pensemos que la estrella más cercana al Sol (Alfa Centauri) está a unos 4 AL, o sea que si centramos el Sol en un cubo de 1 AL de lado, encontraremos dentro de ese cubo solamente 1 masa solar; precisamente nuestro Sol.

Referencia:

1. https://en.wikipedia.org/wiki/Sagittarius_B2

Fuente:

• A&A 588, A143 (2016), The physical and chemical structure of Sagittarius B2.
  I. Three-dimensional thermal dust and free-free continuum modeling on 100 au to 45 pc scales, A. Schmiedeke et al.
  http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2016/04/aa27311-15/aa27311-15.html
  Todo el PDF en:
  http://arxiv.org/pdf/1602.02274v1.pdf

pdp.

 

Estrellas y formación estelar en los complejos moleculares W3/W4.

En las afueras de la Vía Láctea, a unos 6 mil años luz [1] de casa se encuentran las grandes nubes de Hidrógeno molecular (H II) W3 y su vecina W4. Son un ejemplo de complejos donde hay estrellas masivas y donde además se están formando otras de similares características.
El estudio de estas regiones permite conocer cómo influyen las estrellas en su entorno.
Con una masa unos 400 mil soles, W3 tiene unas 105 estrellas de tipo [2] O y B.
Su vecina W4 se encuentra siendo ionizada (sus átomos se están rompiendo) por la radiación del joven cúmulo IC 1805. W4 se expande comprimiendo así el “borde” de W3. En esa interfaz, la densidad de la materia es mucho más alta, lo que favorece la formación de estrellas. Así es como allí hay una sub-región de formación de estrellas donde el cúmulo IC 1795 es el mejor ejemplo.

Mapa de contornos de energías del complejo W3/W4 publicado en el trabajo de Kiminki et al.

En W3, las estrellas de tipo B están más dispersas que lo esperado y, por lo tanto, no están concentradas en la capa densa formada por su vecina W4 como se podría esperar. Bajo las evidencias observadas, la formación estelar en W3 se dio espontáneamente hace 8 a 10 millones de años, siendo el cúmulo IC 1795, en la región densa lindera con W4, el más antiguo con 1 a 5 millones de años. Por otro lado, en la densa interfaz los recientes episodios de formación estelar se habrían dado a mayor nivel.

Referencias:

1. http://www.astromia.com/glosario/anyoluz.htm
2. http://www.sea-astronomia.es/drupal/node/340

Fuente:

• THE O- AND B-TYPE STELLAR POPULATION IN W3: BEYOND THE HIGH-DENSITY LAYER, Megan M. Kiminki et al..Published 2015 October 27 • © 2015. The American Astronomical Society. All rights reserved. • The Astrophysical Journal, Volume 813, Number 1.
  http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/813/1/42
  Todo el PDF en:
  http://arxiv.org/pdf/1509.00081v1.pdf
  

pdp.