La formación de estrellas tiene lugar en inmensas nubes de gas molecular (fundamentalmente hidrógeno) y polvo, las cuales constituyen las regiones más frías de la Galaxia. Un disco circunestelar en rotación —cuna de los futuros planetas— rodea a la estrella durante su formación y la alimenta de material. Este proceso de adquisición de masa por parte de la estrella está acompañado por poderosas eyecciones de material en forma de chorros supersónicos, denominados “jets”. La constatación observacional de que la formación estelar está íntimamente asociada con estos jets tuvo lugar en la década de los ochenta y dejó atónita a la comunidad científica, que no predijo la existencia de estas eyecciones. Hoy en día, aún se intenta comprender los mecanismos de generación y propagación de estos jets, y esclarecer cuál es su influencia sobre la formación estelar y planetaria.
Un grupo de astrónomos del Instituto de Astrofísica de Andalucía del CSIC (IAA-CSIC) hemos liderado un estudio, publicado recientemente en la revista Nature Astronomy, que ha revelado nuevos resultados que arrojan luz sobre la naturaleza de estos jets protoestelares. Utilizando el sistema de radiotelescopios ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), se han obtenido imágenes detalladas de la interacción entre las eyecciones de una estrella en formación y su entorno, proporcionando una información clave sobre la naturaleza variable de los jets y su papel clave en la formación de estrellas y planetas.
La inquieta infancia de las estrellas
Los jets que eyectan las estrellas en formación viajan por el espacio interestelar a velocidades supersónicas de cientos de kilómetros por segundo. Estas eyecciones no son un mero subproducto del proceso de la formación estelar, sino que juegan un papel muy importante en la formación de la estrella. Esto es debido a que regulan la cantidad de material del disco circundante que se incorpora a la estrella en formación y dejan su huella en el proceso de nacimiento de los planetas. Así mismo, estas eyecciones de material pueden alcanzar lugares lejanos, afectando así a las propiedades físicas y químicas de las regiones donde se están formando otras estrellas y sistemas planetarios.
La infancia de las estrellas también está caracterizada por violentos estallidos, donde el brillo de la estrella aumenta considerablemente. En estos episodios, el disco circunestelar se calienta, evaporando componentes que de otro modo permanecerían congelados y alterando diversos procesos químicos, lo que influye directamente en las características de los futuros planetas.
Para comprender la formación estelar es, por tanto, imprescindible entender la generación y propagación de estos jets, al igual que su relación con los estallidos.
El caso de la protoestrella SVS 13
SVS 13 forma parte de un sistema binario en formación, constituido por dos protoestrellas que están separadas 90 unidades astronómicas (una unidad astronómica equivale a la distancia media entre la Tierra y el Sol). Está situada a unos 1000 años luz en la región de formación estelar NGC 1333 (Figura 1), en la constelación de Perseo. SVS 13 es bien conocida por ser la protoestrella que impulsa los objetos “Herbig-Haro” 7-11, que son eyecciones que viajan a cientos de kilómetros por segundo, con aspecto de nebulosidades, especialmente llamativas en longitudes de onda ópticas (emisión azulada a la derecha de la Figura 2).
Las protoestrellas como SVS 13, debido a que están embebidas en un entorno con polvo, se suelen observar en longitudes de onda radio o en infrarrojo, pero no en el rango óptico. En 1990, SVS 13 sufrió un estallido que la hizo visible en el óptico (ver Figura 3).
Estas propiedades convierten a SVS 13 en una protoestrella ideal para estudiar la relación entre el jet y estos estallidos.
ALMA revela cómo interacciona el jet con su entorno
En nuestro estudio hemos utilizado el telescopio ALMA, un radio interferómetro formado por 66 antenas, localizado en el desierto de Atacama (Chile). Es uno de los radiotelescopios más importantes del mundo, y es perfecto para estudiar regiones frías como las nubes moleculares, donde ocurre la formación estelar.
Las observaciones que ALMA nos ha proporcionado pueden asemejarse a una tomografía médica, en el sentido de que las imágenes muestran diferentes “secciones” del objeto de estudio. No obstante, a diferencia de una tomografía convencional, en este caso las imágenes no corresponden a diferentes profundidades, sino a regiones del objeto que se desplazan a distintas velocidades. A la izquierda de la Figura 2, se muestra esta visión “tomográfica” obtenida por ALMA, donde vemos que la mayor parte de la emisión tiene forma de anillos. Los colores de los recuadros representan las velocidades a la que viaja el material, comprendida entre 100 km/s (azul) y 35 km/s (rojo).
Los anillos mostrados en la Figura 2 han sido observados gracias a la capacidad de ALMA de discernir detalles muy pequeños y débiles, revelando con gran detalle cómo el jet interactúa con su entorno. En la Figura 4 se muestra un esquema de cómo ocurre esta interacción. En un jet con variaciones en la velocidad de eyección, el material más rápido alcanza al material más lento eyectado previamente, comprimiéndolo y provocando que sea expulsado lateralmente (en la dirección perpendicular al jet). Este material comprimido se manifiesta como bultos en el jet, conocidos como “nudos”. El material expulsado lateralmente desde los nudos interacciona con el entorno, formando una estructura arqueada llamada “choque de proa”. Como símil, este choque de proa podría compararse a la ola que deja atrás la proa de un barco conforme avanza a través del agua. Las partes del choque de proa más cercana al jet tienen velocidades parecidas a las del propio jet (en torno a 100 km/s, parte azul), mientras que las partes más alejadas, por haber sufrido mayor interacción con el ambiente, viajan a menor velocidad (alrededor de 35 km/s, parte roja). Las observaciones “tomográficas” de ALMA nos muestran una secuencia de anillos, que se tratan de diferentes secciones de los choques de proa.
Los jets conservan un valioso cuaderno de bitácora en su curso por el medio interestelar
Las observaciones de ALMA nos proporcionan la posición y velocidad de los nudos presentes en el jet. Esto nos permite asociar una fecha de nacimiento a cada nudo, es decir, podemos conocer en qué año se formaron en las partes del jet más cercanas a la protoestrella.
Curiosamente, hemos encontrado que la fecha de nacimiento de uno de estos nudos coincide con la época en la que SVS 13 sufrió un estallido, que hizo aumentar su luminosidad en longitudes de onda infrarrojas y ópticas en el año 1990. Esta coincidencia, por lo tanto, sugiere que los estallidos están relacionados con los cambios en velocidad de eyección de los jets, y que los jets conservan un historial de los estallidos que sufren las estrellas durante su formación.
Referencias:
- Blázquez-Calero, G., Anglada, G., Cabrit, S., Osorio, M., et al. “Bowshocks driven by the pole-on molecular jet of outbursting protostar SVS 13”. Nature Astronomy 10, 105 (2026). doi:10.1038/s41550-025-02716-2.
- Diaz-Rodriguez, A. K., Anglada, G., Blázquez-Calero, G. Osorio, M., et al. “The Physical Properties of the SVS 13 Protobinary System: Two Circumstellar Disks and a Spiraling Circumbinary Disk in the Making”. Astrophys. J. 930, 91 (2022). doi:10.3847/1538-4357/ac3b50
- Eisloeffel, J., Günther, E., Hessman, V., Mundt, R., et al. An Optical/Infrared Outburst in the Exciting Source of HH 7–11. Astrophys. J. Lett. 383, L19-L22 (1991). doi:10.1086/186231
- Hartigan, P., Holcomb, R. & Frank, A. “Proper Motions and Shock Wave Dynamics in the HH 7-11 Stellar Jet”. Astrophys. J. 876, 147 (2019). doi:10.3847/1538-4357/ab18fa
- Hodapp, K. W., Chini, R. “The Launch Region of the SVS 13 Outflow and Jet”. Astrophys. J. 794, 169 (2014). doi:10.1088/0004-637X/794/2/169
Agradecimientos
Guillermo Blázquez Calero agradece la financiación por parte las ayudas PRE2018-086111, PID2020-114461GB-I00, PID2023-146295NB-I00 y CEX2021-001131-S, financiadas por MCIN/AEI/10.13039/501100011033. También, agradece la financiación por parte de la Junta de Andalucía (España), a través de la ayuda P20-00880 (FEDER, UE).
