El baile de dos protoestrellas: cómo nacen las parejas excéntricas
Contexto
La mayoría de las estrellas masivas nacen en sistemas binarios, pero cómo se forman exactamente estas parejas sigue siendo motivo de debate. Los escenarios principales incluyen la fragmentación del disco, la fragmentación del núcleo y la captura. Este trabajo se sitúa junto a los estudios de parejas cercanas de estrellas masivas, enanas blancas binarias y púlsares, pero destaca porque mide directamente el movimiento orbital en la etapa más temprana, aún envuelta en polvo. Las observaciones previas solo daban indicios de movimientos propios en sistemas masivos, mientras que aquí se ha obtenido una imagen tridimensional completa.
Métodos
Entre 2016 y 2024, el sistema IRAS 07299−1651 se observó con ALMA en rangos de 0.3 a 3 mm y con VLA a 7 y 13 mm. Las posiciones de los dos componentes se determinaron ajustando gaussianas bidimensionales a las imágenes con una precisión de aproximadamente 0.1 milisegundos de arco. Las velocidades radiales se midieron a partir de las líneas de hidrógeno H26α y H30α. Luego se ajustó conjuntamente la órbita utilizando un modelo de dos cuerpos que admitía soluciones elípticas, parabólicas e hiperbólicas. Además, se construyó un modelo de discos ionizados que explica las distribuciones espectrales de energía y los flujos de las líneas de recombinación.
Resultados
La velocidad relativa de los componentes en el cielo fue de 10.4±1.6 km/s, comparable con la diferencia de velocidades radiales de unos 10 km/s. El ajuste conjunto de la órbita mostró que la excentricidad es cercana a la unidad, es decir, la órbita es casi parabólica. El periastro se atravesó hace unos 60 años a una distancia de unas 139 ua, y la separación tridimensional actual de las estrellas es de unas 220 ua. Los discos de ambas protoestrellas están fuertemente desalineados respecto al plano orbital: el ángulo para la fuente A es de 59°, y para la fuente B, de 133°, lo que indica una rotación retrógrada. Las masas de las estrellas, según distintas estimaciones, se sitúan en el rango de 8 a 16 masas solares.
Implicaciones
Este trabajo muestra por primera vez que el escenario de fusión de núcleos puede dar lugar a binarias masivas cercanas con órbitas excéntricas. A diferencia de estudios vecinos que se centran en sistemas más amplios o más evolucionados, aquí se mide directamente la órbita en la etapa de acreción activa. La fuerte desorientación de los discos y la ausencia de un disco circumbinario común concuerdan mal con la fragmentación del disco, pero surgen de forma natural en la captura de protoestrellas formadas independientemente. Esto inclina la balanza hacia los mecanismos dinámicos de formación de binarias masivas.
Desarrollo futuro
El seguimiento continuado del sistema permitirá precisar la excentricidad y distinguir entre una órbita ligada y una no ligada. Si la órbita resultara hiperbólica, sería una evidencia directa de captura. Si el sistema está ligado, la interacción con el gas circundante podría reducir la excentricidad con el tiempo y dar lugar a una pareja más cercana. La búsqueda de sistemas similares en otras regiones de formación estelar ayudará a estimar con qué frecuencia nacen las binarias masivas mediante fusión de núcleos.
Impacto
Los resultados influirán en los modelos de formación de estrellas masivas y sistemas binarios, así como en la interpretación de las observaciones de cúmulos jóvenes. Son importantes para comprender el origen de las parejas cercanas que posteriormente pueden convertirse en fuentes de ondas gravitacionales o binarias de rayos X.
Próximos pasos
Continuar el monitoreo astrométrico de IRAS 07299−1651 con ALMA y VLA para acumular un mayor arco orbital. Realizar una búsqueda de sistemas análogos en otros cúmulos de protoestrellas masivas.
Problemas abiertos clave
Para el campo de la formación estelar, la cuestión clave sin resolver es el papel relativo de la fragmentación y las interacciones dinámicas en la formación de binarias. Este trabajo muestra que incluso las parejas cercanas pueden surgir de núcleos independientes, lo que exige revisar los modelos estadísticos de población. Sigue sin estar claro con qué frecuencia ocurren estos eventos en cúmulos típicos y cómo afectan a la evolución posterior de las estrellas.
El periastro de la órbita se atravesó hace solo unos 60 años, es decir, en el momento de las observaciones las estrellas todavía se estaban separando tras el máximo acercamiento. Si los astrónomos hubieran observado el sistema hace un siglo, lo habrían visto en una configuración muy distinta.
Cifras clave
- velocidad del movimiento relativo: 10.4±1.6 km/s
- separación actual de las estrellas: unas 220 ua
- distancia en el periastro: 139+88−62 ua
- tiempo desde el periastro: unos 60 años
- masa de cada estrella: 8–16 masas solares