Nota de prensa
ESTRELLAS CONTAMINADAS POR PLANETAS
6 de Julio de 2007
¿Por qué las estrellas que albergan planetas poseen más hierro? ¿Es la abundancia de metales lo que favorece la formación de planetas o son los mismos planetas los que contaminan la superficie de la estrella? Un equipo de astrónomos estudió gigantes rojas orbitadas por planetas, y la evidencia obtenida sugiere que son los planetas los causantes de esta contaminación estelar.
"Es algo parecido al Tiramisú o al Capuccino", aseguró Luca Pasquini de ESO, autor principal del documento que informa sobre los resultados´del estudio. “Hay cacao en polvo solo encima”, agregó.
Pocos años después del descubrimiento del primer exoplaneta quedó de manifiesto que los planetas se encuentran preferiblemente alrededor de estrellas ricas en hierro. Las estrellas que albergan planetas son en promedio casi dos veces más ricas en metales que las estrellas sin sistema planetario.
La pregunta que surgió es si esta abundancia de metales intensifica la formación de planetas o si son los mismos planetas los que contaminan a la estrella.
En el primer caso, las estrellas serían ricas en metales hasta su centro. En el segundo caso, los escombros del sistema planetario habrían contaminado únicamente las capas externas. Al observar las estrellas y captar sus espectros, los astrónomos sólo ven las capas externas y no pueden garantizar que toda la estrella tenga la misma composición.
Un equipo de astrónomos decidió abordar esta pregunta examinando un tipo particular de estrellas, las gigantes rojas. Se trata de estrellas que, como le ocurrirá al Sol dentro de varios miles de millones de años, ya agotaron el hidrógeno presente en su núcleo y a consecuencia de esto se hinchan, volviéndose más grandes y frías.
Luego de estudiar catorce gigantes rojas con sistema planetario, los astrónomos detectaron que la distribución de metales era diferente a la de estrellas normales que albergan planetas.
"Encontramos que las estrellas evolucionadas no son ricas en metales, aunque tengan planetas”, aseguró Pasquín. “Por lo tanto, las anomalías que se encuentran en las estrellas que albergan planetas parecen desaparecer cuando envejecen y se hinchan”.
Al considerar las distintas opciones, los astrónomos concluyeron que la explicación más probable sería una diferencia estructural entre las gigantes rojas y las estrellas del tipo solar: el tamaño de la zona de convección, la región estelar donde se mezcla el gas.
Justo debajo de la superficie del Sol hay una región (la zona de convección) donde el gas está prácticamente hirviendo y las burbujas de gas caliente se elevan a una velocidad cercana a la del sonido. Al igual que una tetera hirviendo, el calor es transportado por el gas y no por la radiación como sucede en las otras partes más centrales de la estrella. Esto hace que el gas se mezcle completamente.
En el Sol, esta región comprende sólo un 2% de la masa de la estrella, pero en las gigantes rojas la zona de convección es enorme, alcanzando una masa 35 veces mayor. Esto significa que el material contaminante estaría 35 veces más diluido en una gigante roja que en una estrella del tipo solar.
"Aunque la interpretación de los datos no es fácil, la explicación más simple es que las estrellas del tipo solar parecen ricas en metales debido a la contaminación de sus atmósferas”, señala el coautor Artie Tases, Director del Thüringer Landessternwarte Tautenburg (Alemania) donde se obtuvieron algunos de los datos.
Cuando la estrella todavía estaba rodeada por el disco protoplanetario, el material enriquecido con elementos pesados caía sobre ella, contaminándola. El exceso de metal producido por esta contaminación, si bien es visible en estrellas de tipo solar con atmósferas delgadas, está completamente diluido en las atmósferas extendidas y masivas de las gigantes rojas.
Información adicional
"Evolved stars hint to an external origin of enhanced metallicity in planet-hosting stars", por L. Pasquini et al. aparecerá en la revista Astronomy and Astrophysics. El artículo está disponible en astro-ph en http://arxiv.org/abs/0707.0788
El equipo está compuesto por L. Pasquini and M.P. Döllinger (ESO), A. Weiss (Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching, Alemania), L. Girardi (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italia), C. Chavero (Instituto de Astrofísica de Canarias, Tenerife, España y el Observatorio Nacional/MCT, Río de Janeiro, Brasil), A. P. Hatzes (Thüringer Landessternwarte Tautenburg, Alemania), L. da Silva (Observatorio Nacional/MCT, Río de Janeiro, Brasil), y J. Setiawan (Max Planck Institute für Astronomie, Heidelberg, Alemania).
Los datos fueron en parte recogidos tanto en ESO como en el telescopio de 2 metros del Thüringer Landessternwarte Tautenburg (TLS).
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