DONDE UNA ESTRELLA JOVEN QUEMA SU CARBONO

El carbono es la columna vertebral de la vida tal como la conocemos: más de la mitad de la masa seca de un cuerpo humano. Sin embargo, a la Tierra le falta curiosamente. El grueso de la roca de nuestro planeta contiene, en proporción a su masa, unos cuatro órdenes de magnitud (diez mil veces) menos carbono que el Sol, o que el polvo interestelar del que nació la Tierra. Se han propuesto varias explicaciones, desde la luz ultravioleta hasta la oxidación, pero ninguna lo explica del todo.

Uno de los sospechosos es el calor. El carbono de los granos de polvo se presenta en varias formas (carbono amorfo parecido al hollín, hidrocarburos, grafito) que se descomponen a temperaturas distintas. A partir de unos 500 kelvin, la línea del hollín (soot line), escapan las formas más volátiles; hacia los 1.200 kelvin, incluso el carbono amorfo ha desaparecido. Trabajos anteriores estimaron que este calentamiento debió de producirse durante el primer millón de años de la formación de la Tierra.

Una estrella sorprendida en el «tiempo cero»

HOPS-68 es una estrella muy joven de la nube molecular de Orión, a unos 414 pársecs. Un estudio complementario del mismo equipo mostró que la zona media de su disco interno alcanza 1.400 kelvin, lo bastante como para vaporizar todo el polvo. Nuestro sistema solar también pasó por una fase así: es el «tiempo cero» del registro de los meteoritos, cuando granos ricos en calcio y aluminio se condensaron a partir de gas caliente cerca del joven Sol. Solo se conocen dos estrellas jóvenes de baja masa candidatas a ese momento, ambas en Orión.

F. J. Ballieux, M. K. McClure y sus colegas, de la Universidad de Leiden y de centros asociados en Estados Unidos y Alemania, han examinado ahora el carbono de su espectro, obtenido con el instrumento de infrarrojo medio del JWST, junto con datos de archivo de la red (sub)milimétrica ALMA.

Un espectro lleno de hidrocarburos

La luz de HOPS-68 está atravesada por las huellas de muchas moléculas de carbono:

• cianuro de hidrógeno y acetileno templados, a unos 320 y 430 kelvin, en grandes cantidades: unas 20 veces más que alrededor de la otra estrella en «tiempo cero». Se mueven hacia nosotros a entre 39 y 53 kilómetros por segundo respecto a la estrella, como el gas con oxígeno que traza un viento que sopla desde el disco;
• moléculas más frías, de unos 40 a 55 kelvin, entre ellas el diacetileno (C₄H₂), el radical metilo y el monosulfuro de carbono, probablemente en el disco externo o a lo largo de las paredes de la cavidad excavada por el flujo de salida de la estrella;
• triacetileno (C₆H₂), una cadena de seis átomos de carbono, detectado por primera vez alrededor de una estrella joven.

ALMA aporta otra pista: el radical C₂H tapiza las paredes de la cavidad del flujo de salida y se aleja con el chorro en lugar de caer hacia dentro.

Una zona de destrucción del carbono

Los autores proponen un escenario. Entre la línea del hollín y el punto en que incluso el carbono amorfo se vaporiza, aproximadamente de 500 a 1.200 kelvin, se encuentra lo que llaman una «zona de destrucción del carbono refractario»: allí, todo el carbono sólido abandona los granos y pasa a ser gas. En HOPS-68, la región interna muy caliente empuja esta zona hacia fuera y la agranda. El carbono liberado es entonces engullido por la estrella o arrastrado por el viento del disco.

En ambos casos, el polvo de la región donde se forman los planetas rocosos pierde su carbono. El mismo proceso, sugiere el equipo, podría haber contribuido al déficit de carbono de la Tierra. Queda por medir cuánto carbono elimina realmente el viento.

Más lejos, la luz ultravioleta rompe el acetileno en C₂H, que reacciona con más acetileno para formar cadenas más largas como C₄H₂ y C₆H₂. Entre 900 y 1.100 kelvin, la zona de destrucción podría incluso forjar hidrocarburos aromáticos policíclicos, como en una llama, algo que aún está por confirmar.

De una protoestrella a los asteroides

El estudio tiene dos consecuencias más amplias. En primer lugar, las cadenas de carbono observadas alrededor de otras estrellas jóvenes se han atribuido normalmente a gas que cae desde la envoltura circundante; en HOPS-68 fluyen claramente hacia fuera, lo que sugiere que esta química podría trazar más bien los flujos de salida.

En segundo lugar, las muestras traídas de los asteroides Ryugu y Bennu contienen abundante materia orgánica en forma de cadenas («alifática»). Como las cadenas largas de HOPS-68 se forman fuera del viento, no son arrastradas; podrían volver a caer más tarde sobre el disco externo. Los autores sugieren que estas cadenas podrían contribuir a la materia orgánica de asteroides y meteoritos. Si es así, HOPS-68 mostraría, en un solo sistema joven, tanto la formación de esos granos de meteorito como el material rico en carbono en el que están incrustados: una piedra de Rosetta para la formación de los primeros cuerpos pequeños de un sistema planetario.