Evidencia directa de vientos magnetohidrodinámicos del disco que impulsan flujos rotatorios en la protoestrella HOPS 358

Cómo las estrellas recién nacidas pierden su giro

Cuando nace una estrella, lo hace dentro de una nube giratoria de gas y polvo. Este material gira mientras cae hacia el interior, pero si todo ese giro permaneciera, la estrella en crecimiento y su disco circundante girarían tan deprisa que no podrían formarse planetas. Desde hace tiempo los astrónomos sospechan que vientos invisibles, guiados por campos magnéticos, ayudan a llevarse ese exceso de giro. Este estudio emplea imágenes de radio muy nítidas de una estrella muy joven llamada HOPS 358 para mostrar, con detalle, que esos vientos efectivamente actúan en la región donde se formarán futuros planetas.

Una estrella joven vista de lado

HOPS 358 se encuentra en la nube Orión B, a unos 400 años luz, y está en una de las etapas más tempranas del nacimiento estelar, conocida como Clase 0. Está envuelta por un grueso casquete de gas y polvo, pero su disco se ve casi de canto, como una moneda vista de lado. Esta geometría es una suerte: permite a los astrónomos separar los movimientos a lo largo y a través del plano del disco. Usando el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), el equipo cartografió señales de radio débiles de varias moléculas que trazan tanto el disco denso como el gas que está siendo expulsado. Estos datos revelan no solo la velocidad del material sino también en qué sentido gira.

Vientos estratificados que conservan el giro

Los mapas de ALMA muestran que el gas que se aleja de HOPS 358 no fluye rectilíneamente en un chorro simple. En su lugar forma un conjunto de salidas anidadas, en forma de cáscara, que comparten el mismo sentido de rotación que el disco. Tres moléculas —formalaldehído (H2CO), metanol (CH3OH) y óxido de azufre (SO)— iluminan diferentes partes de esta estructura. SO se adhiere al eje central, CH3OH se sitúa a distancias intermedias y H2CO se extiende más hacia afuera, trazando en conjunto un viento en capas que emerge desde una amplia gama de radios del disco. Dado que el flujo conserva la dirección de giro del disco y está fuertemente alineado con su eje, encaja con las expectativas de un viento lanzado directamente desde el disco, en vez de gas simplemente desalojado por un chorro central estrecho.

Leer las fuerzas ocultas del viento

Para convertir estas imágenes en entendimiento físico, los investigadores desgranaron cómo varían la velocidad y la posición a través del viento. Ajustando los datos con modelos geométricos sencillos midieron la velocidad de rotación del flujo, su expansión hacia afuera y el movimiento a lo largo del eje en distintas alturas sobre el disco. A partir de estos valores calcularon el momento angular específico del viento —cuánto giro transporta cada porción de gas— y lo compararon con predicciones de modelos numéricos de vientos de disco impulsados magnéticamente. Una cantidad clave, la “palanca magnética”, indica cuán eficientemente el viento extrae momento angular. En HOPS 358, esta palanca magnética resulta alrededor de 2,3, por encima del umbral esperado para vientos alimentados por campos magnéticos y mayor que los valores típicos de vientos impulsados principalmente por el calentamiento estelar.

Dónde empieza el viento y qué se lleva

El mismo análisis revela en qué regiones del disco se inician las distintas capas del viento. Para las moléculas estudiadas, los puntos de lanzamiento se sitúan entre aproximadamente 10 y 18 veces la distancia Tierra–Sol desde la estrella —justo en la región donde se esperan formar planetas gigantes y muchos mundos más pequeños. Los tres trazadores ocupan radios y alturas de lanzamiento diferentes, confirmando una estructura de viento realmente anidada. El comportamiento químico ayuda a explicar este patrón: algunas moléculas se desprenden más fácil de granos helados en choques suaves lejos de la estrella, mientras que otras prefieren choques más fuertes y luz ultravioleta más cerca. El equipo también estimó cuánta masa elimina el viento en comparación con la rapidez con que la estrella gana masa. El flujo expulsa material a una tasa varias veces superior a la tasa de acreción actual sobre la estrella, suficiente para regular la velocidad de crecimiento estelar y la evolución del disco.

Por qué esto importa para la formación de sistemas planetarios

Este trabajo aporta evidencia directa y cuantitativa de que vientos de disco guiados magnéticamente ya están activos en una de las protoestrellas más jóvenes conocidas y que se originan dentro de la zona formadora de planetas. Al extraer momento angular a lo largo de una amplia franja del disco, estos vientos permiten que el gas espirale hacia el interior mientras mantienen relativamente tranquila la mitad del plano del disco —una condición que favorece que los granos de polvo se adhieran y, eventualmente, formen planetas. También pueden transportar partículas sólidas, como granos cristalinos formados cerca de las regiones internas calientes, hacia zonas más frías donde se forman cometas. En resumen, el estudio muestra que los vientos magnéticos no son una limpieza tardía sino un actor central desde el principio, moldeando cómo crecen las estrellas y cómo se distribuyen los bloques constructores de los sistemas planetarios.

Cita: Kim, CH., Lee, JE., Johnstone, D. et al. Direct evidence for magnetohydrodynamic disk winds driving rotating outflows in protostar HOPS 358. Nat Commun 17, 2957 (2026). https://doi.org/10.1038/s41467-026-71142-3

Palabras clave: vientos del disco de protoestrella, formación de estrellas y planetas, campos magnéticos en el espacio, observaciones ALMA, flujos rotatorios