Discovery of sulfur oxides in the ejecta of a B[e] supergiant

Resumen Técnico: Descubrimiento de Óxidos de Azufre en el Eyecta de una Supergigante B[e]

Problema y Contexto
Las supergigantes B[e] (sgB[e]) son estrellas masivas evolucionadas, raras y luminosas, caracterizadas por discos polvorientos circunestelares e intensos campos de radiación ultravioleta (UV). Históricamente, se creía que estos intensos campos UV esterilizarían el entorno circundante, impidiendo la supervivencia de moléculas complejas más allá del monóxido de carbono (CO). En consecuencia, los reservorios químicos de las estrellas sgB[e] permanecieron en gran medida inexplorados, dejando sin respuesta preguntas fundamentales sobre su capacidad para mantener una química molecular compleja. Aunque se ha detectado CO en algunos casos, nunca se habían confirmado especies que contuvieran azufre en esta clase de estrellas, a pesar de que el azufre es un elemento fundamental para la vida y el décimo elemento más abundante en el Universo.

Metodología
Los autores utilizaron el Atacama Compact Array (ACA) del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para realizar el primer sondeo milimétrico de la estrella sgB[e] HD 87643 (V640 Car). Las observaciones formaron parte del programa ULISSES del Ciclo 10 de ALMA, realizado en mayo de 2024, con un tiempo total de integración en la fuente de 2.9 horas. El estudio empleó un mosaico de 90"×90" para cubrir toda la extensión de la nebulosa Hα que rodea a la estrella.

La reducción de datos se realizó mediante CASA y el pipeline de ALMA, resultando en un mapa de continuo y cuatro cubos espectrales con un haz sintetizado de 7.1"×4.7". El análisis consistió en:

1. Identificación Espectral: Identificación de transiciones moleculares a través de cuatro ventanas espectrales (218–232 GHz).
2. Modelado de Transferencia Radiativa: Uso del paquete de software MADCUBA para ajustar modelos sintéticos de Equilibrio Termodinámico Local (LTE) a los espectros observados. Las temperaturas de excitación ($T_{ex}$) fueron restringidas ajustando la Distribución Espectral de Energía (SED) desde el óptico hasta el radio, obteniendo temperaturas de polvo de 20–80 K.
3. Modelado Químico: Empleo del código de química gas-grano NAUTILUS para reproducir las abundancias fraccionales observadas de OCS, SO, SO$_2$, HNCO y H$_2$CO. Los modelos variaron las densidades de gas ($10^5$–$10^8$ cm$^{-3}$) y las escalas de tiempo químicas para encontrar el mejor ajuste para las abundancias observadas, asumiendo un entorno rico en oxígeno (C/O $\approx$ 0.4) y azufre no depletado.

Resultos Clave
Las observaciones revelaron un entorno de gas molecular químicamente rico que rodea a HD 87643, marcando la primera detección confirmada de especies que contienen azufre en una estrella masiva evolucionada de tipo temprano.

• Inventario Molecular: Se detectaron diez especies moleculares distintas: CO, $^{13}$CO, OCS, H$_2$CO, SO, $^{33}$SO, SO$_2$, HNCO, O$^{13}$CS y $^{13}$CS.
• Distribución Espacial: La emisión de CO y $^{13}$CO mostró dos componentes: cúmulos dispersos que trazan la nebulosa óptica y un componente central resuelto en la posición estelar. Todas las demás especies detectadas no fueron resueltas y coinciden con la posición estelar central, lo que sugiere un origen circumbinario en lugar de un disco circunprimario compacto.
• Abundancias: Se encontró que el SO$_2$ es la tercera especie más abundante después del CO y el $^{13}$CO. A una temperatura de excitación de 50 K, la abundancia fraccional de SO$_2$ respecto al H$_2$ es de $1.1 \times 10^{-5}$, casi igualando la abundancia cósmica de azufre. Esto implica que la mayor parte del azufre disponible está atrapado en el SO$_2$, sin un depletamiento significativo hacia los granos de polvo. La relación de abundancia SO$_2$/SO es excepcionalmente alta (10–150), lo que contrasta con las envolventes típicas de supergigantes frías donde el SO suele ser más abundante.
• Escala de Tiempo Química: El modelado químico indica que las abundancias observadas, particularmente el alto nivel de SO$_2$, se reproducen en un entorno denso ($0.3–1.6 \times 10^7$ cm$^{-3}$) y rico en oxígeno durante una escala de tiempo química corta de $\sim 10^4$ años. Esto sugiere una fase de evolución rápida y fuera del equilibrio, probablemente vinculada a una eyección de masa reciente o transferencia de masa binaria.
• Anomalía Isotópica: El estudio midió una relación $^{32}$SO/$^{33}$SO anormalmente baja de $\sim 15$, lo que implica un enriquecimiento de casi un orden de magnitud en $^{33}$S respecto a los valores del Sistema Solar. Los procesos nucleosintéticos estándar (proceso s débil en estrellas masivas) no pueden explicar este nivel de enriquecimiento.

Significado e Interpretación
El artículo postula que la relación anómala $^{32}$SO/$^{33}$SO no se debe a la nucleosíntesis, sino a la fraccionamiento independiente de la masa (MIF) impulsado por una fotoquímica intensa. Los autores proponen un mecanismo donde la molécula progenitora dominante, $^{32}$SO$_2$, se auto-protege (self-shields) contra la radiación UV, mientras que la menos abundante $^{33}$SO$_2$ permanece ópticamente delgada y sufre una fotodisociación eficiente. Esta fotólisis selectiva produce un exceso de especies hijas de $^{33}$SO.

Este mecanismo es similar a los procesos propuestos para explicar los excesos de $^{33}$S en la atmósfera de la Tierra del Arcaico y las anomalías de azufre en meteoritos. Los hallazgos sugieren que las supergigantes B[e] sirven como laboratorios únicos para estudiar la química del azufre bajo condiciones de radiación extrema. La detección de estas moléculas indica que la química compleja puede persistir en los eyectas de estrellas masivas evolucionadas y calientes, desafiando la noción de que los campos UV esterilizan completamente estos entornos. Los resultados resaltan un estado químico transitorio y fuera del equilibrio gobernado por la interacción entre la pérdida de masa, la radiación UV y, potencialmente, choques.

Conclusión
Este trabajo establece un nuevo referente químico para las supergigantes de tipo temprano al confirmar la presencia de óxidos de azufre en HD 87643. Las abundancias observadas de alto SO$_2$ y las relaciones isotópicas anómalas apuntan a una fase química dinámica y de corta duración. Los autores concluyen que son necesarias futuras observaciones de ALMA de alta resolución y múltiples transiciones para restringir la distribución espacial del gas y rastrear plenamente el origen de estos procesos de fraccionamiento.