Mayo: Estrellas

Estrellas: vivir para brillar

Estrellas masivas: las grandes perturbadoras del medio interestelar

Jesús Maíz Apellániz (IAA-CSIC)

En el capítulo 15 del Génesis, Dios le dice a Abraham que levante la vista al cielo y que intente contar las estrellas que ve en él, para después indicarle que así de abundante será su descendencia. En realidad, el Génesis se queda corto pues el número de estrellas visible por Abraham era de unos cuantos miles y los pertenecientes a los pueblos judío y árabe (en ambos casos descendientes suyos) se cuentan en la actualidad no por miles sino por millones. También son muchas más las estrellas existentes en nuestra Galaxia, la Vía Láctea, pero no accesibles a la vista de un ser humano desde la Tierra sin ayuda de instrumentos. Dicho número es de varios cientos de miles de millones, por lo que por cada estrella visible desde un sitio oscuro con nuestros ojos, existen unos cien millones en el resto de la Vía Láctea demasiado débiles para que las podamos observar.
 

La mayoría de las estrellas de la Vía Láctea tiene una masa no muy diferente a la del Sol. Solamente una fracción muy pequeña, en torno a una de cada varias decenas de millones, tiene una masa mayor que nueve veces la del Sol. Dichos objetos son las estrellas masivas y su número en la Vía Láctea es parecido al del número de estrellas visibles a simple vista (lo cual es un coincidencia). ¿Por qué son interesantes las estrellas masivas a pesar de ser tan escasas? Hay tres razones principales:

 

A mayor masa, mayor lúminosidad

En primer lugar, las estrellas masivas son las más luminosas (o sea, intrínsecamente brillantes, en contraposición a una estrella de brillo aparente elevado por su cercanía) de todas. Así, la tercera estrella más brillante del cielo (tras el Sol y Sirio) es Canopo, una estrella masiva (de unas 10 masas solares) situada a 313 años luz de distancia, 70 veces más lejos que alphaCentauri A. Aunque Canopo y alpha Centauri A tienen brillos aparentes similares, la primera es en realidad 15 000 veces más luminosa (intrínsecamente brillante) que la segunda. La diferencia de luminosidades se hace aún más acusada cuando hablamos de la luz ultravioleta de las estrellas masivas jóvenes o de edad intermedia (Canopo no es una de ellas, pues se encuentra en una fase de edad avanzada). La mayoría de las estrellas, incluido el Sol, no emiten prácticamente nada de luz con longitud de onda inferior a 912 Å. Ese tipo de luz es la ultravioleta extrema y es capaz de ionizar el hidrógeno, el material más abundante entre las estrellas. A diferencia de las estrellas similares al Sol, la mayoría de las estrellas masivas emiten copiosas cantidades de esa luz y producen a su alrededor regiones H II, donde el hidrógeno interestelar está en su mayor parte en estado ionizado (los protones y los electrones están separados). Al producirse la recombinación de un átomo (el protón y el electrón se vuelven a juntar para formar hidrógeno neutro), se emite luz de unas longitudes de onda características y, al poco tiempo, el hidrógeno vuelve a ser ionizado por otro fotón ultravioleta extremo. Nosotros observamos la luz emitida por los procesos de recombinación alrededor de una estrella masiva como una nube de gran tamaño a su alrededor, la cual recibe el nombre de nebulosa de emisión (no todas las nebulosas de emisión son regiones H II, pues otros objetos como las estrellas de masa baja e intermedia moribundas también producen dichas nubes). Las regiones H II son los objetos extensos más luminosos de una galaxia y pueden ser observadas a muchos millones de años luz de distancia aún con más facilidad que las estrellas masivas que las producen. La ionización del gas por parte de las estrellas masivas juega un papel importante en la formación de nuevas estrellas y en la evolución de las galaxias. Los estudios de las primeras galaxias que se formaron en el universo no podrían llevarse a cabo sin comprender a fondo las regiones H II de la Vía Láctea.

La nebulosa de Orión (izquierda), la región H II más famosa. La gran mayoría de la luz ultravioleta extrema que produce la nebulosa procede de theta1 Ori C, una estrella masiva situada en la zona de color blanco del centro de la imagen. La nebulosa de Orión esta a 1300 años luz de distancia. La galaxia espiral M101 (derecha), situada a 30 millones de años luz. Las zonas rosadas son regiones H II iluminadas por estrellas masivas.
 

Regeneradoras del medio

La segunda razón de la importancia de las estrellas masivas es que alteran mecánicamente el medio interestelar por medio de vientos estelares y explosiones de supernova. Todas las estrellas emiten vientos de partículas que, en el caso del Sol, producen fenómenos como las auroras polares. Los vientos de las estrellas masivas son muchos más intensos que los del Sol y barren el material situado a su alrededor hasta enviarlo a grandes distancias, produciendo así una burbuja. Al morir las estrellas masivas, explotan como supernovas e inyectan todavía más masa y energía en su entorno, creando grandes huecos en el medio interestelar al barrer el gas circundante. Cuando muchas estrellas masivas se forman a la vez en la misma región y mueren en el espacio de tiempo de unos pocos millones de años, la conjunción de vientos estelares y supernovas da lugar a una superburbuja. Las superburbujas pueden alcanzar tamaños de cientos de años luz y alterar profundamente el aspecto de una galaxia. Además, el material barrido desde el centro se acumula y comprime en los bordes de la superburbuja, lo cual suele dar lugar a la formación de nuevas estrellas. Así pues, el ciclo de vida de las estrellas masivas se cierra al unir su muerte y su nacimiento. En este proceso, las estrellas no masivas juegan un papel secundario (excepto en casos excepcionales), pues si bien se forman también como consecuencia de la compresión del gas (y en cantidades mucho mayores, como vimos al principio), al no ionizar el gas, emitir vientos intensos o explotar al final de sus vidas, no influyen apenas en el ciclo.

 

La nebulosa de la burbuja, creada por el viento estelar de la estrella masiva BD +60o 2522 dentro de la región H II NGC 7635.

 

Polvo de estrellas

La tercera razón por la que las estrellas masivas son importantes es que nosotros estamos compuestos en gran medida de sus residuos. El resultado del Big Bang fue un universo compuesto casi exclusivamente de hidrógeno y de helio. La Tierra, por el contrario, está compuesta mayoritariamente (91%) por hierro, oxígeno, silicio y magnesio mientras que el 88% de nuestro cuerpo es oxígeno, carbono, nitrógeno, calcio y fósforo (el 12% restante es hidrógeno y otros elementos). Esos elementos más pesados que el helio son en su mayoría el resultado de la nucleosíntesis estelar, las reacciones nucleares que se producen en el interior de las estrellas. Tanto las estrellas similares al Sol como las masivas han contribuido al enriquecimiento del universo en materiales pesados pero las segundas lo han hecho en mayor medida por cuatro razones:

[1] Desde el punto de vista de las reacciones nucleares, en el interior de las estrellas masivas se producen más etapas que en las estrellas de menor masa, por lo que la variedad resultante es mayor. Por ejemplo, el Sol llegará a producir grandes cantidades de carbono y oxígeno pero no de hierro.

[2] El material enriquecido ha de ser expulsado al medio interestelar para que así sea aprovechado más tarde para formar planetas rocosos o seres vivos como nosotros. Aquí las estrellas masivas tienen de nuevo ventaja gracias a sus intensos vientos y a sus explosiones de supernova (pero nótese que una minoría de las estrellas de masa baja son también capaces de explotar como supernovas y contribuir significativamente al enriquecimiento en elementos pesados del medio interestelar).

[3] Las estrellas como el Sol tienen vientos intensos al final de sus vidas pero, dada su larga vida (millardos de años), solamente ha habido una o dos generaciones de esas estrellas que han expulsado material al medio interestelar. Por el contrario, las estrellas masivas viven solamente unos pocos millones de años, por lo que su ciclo se ha podido repetir miles de veces.

[4] Las primeras estrellas del universo fueron con bastante probabilidad estrellas masivas, por lo que al principio las estrellas similares al Sol jugaron un papel aún menos importante. Así pues, nuestros cuerpos son polvo de estrella y, fundamentalmente, de estrella masiva.

 

 
N11, una superburbuja de unos 300 años luz de tamaño situada en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia cercana a la Vía Láctea. Las estrellas responsables de su creación son las que se aprecian en el centro de la burbuja y tienen una edad de unos 4 millones de años (la primera generación, de la cual varias estrellas masivas han explotado ya). Las zonas rosadas brillantes en los bordes de la superburbuja son regiones H II creadas por una segunda generación de estrellas masivas, unos 3 millones de años más jóvenes que las anteriores. La segunda generación es el resultado de la formación estelar originada por la compresión del material circundante por los vientos estelares y explosiones de supernova de la primera generación.

 

 

Análogos solares

David Barrado y Navascués - LAEX-CAB (INTA-CSIC)

Viajar hacia el pasado … una idea sugestiva, que en realidad se puede realizar, si, como Ulises, utilizamos nuestra astucia. Pero antes debemos saber a qué momento y dónde queremos ir. En el caso de nuestra estrella, el Sol, es posible conocer al menos parcialmente cómo era en el pasado. Y cómo pudo afectar a la formación de su sistema planetario y, por ende, a la formación y evolución de nuestro planeta, la Tierra.

El conocimiento del pasado del Sol (y de su futuro) está asentado en una de las pocas teorías astronómicas de gran precisión: la de la evolución estelar, que implica un conocimiento detallada de la propia estructura del Sol y por extensión de otras estrellas. Mediante el uso de modelos numéricos y de nuestro conocimiento actual de la Física (en realidad unas pocas ecuaciones bastante simples), es posible estimar las propiedades internas y externas de una estrella de una masa y una composición química determinada (la fracción de hidrógeno y helio, los dos componentes básicos, junto con otros elementos químicos). Lo que es más, es posible seguir la evolución de esas propiedades con el tiempo. Estos modelos teóricos se han contrastado numerosas veces con observaciones realizadas, por ejemplo, en asociaciones estelares de diversas edades (desde el Trapecio, con una edad aproximada de un millón de años, hasta los cúmulos globulares más viejos, casi tan longevos como el propio Universo). El propio Sol nos da importantes evidencias sobre su estructura interna, mediante el uso de una sofisticada técnica denominada heliosismología (similar al estudio de los terremotos, que nos indican de qué está hecho el interior de la Tierra, y cómo está distribuido ese material), que también se ha aplicado con éxito a unas pocas estrellas (astrosismología).

Por si fuera poco, el Sol, como cualquier otra estrella, tiene mellizos. Las dos características fundamentales de una estrella son su masa y su composición química (además de otros parámetros secundarios, como podría ser su momento angular, relacionado con la velocidad de rotación). Los análogos solares son astros de características semejantes a las del Sol, pero con edades muy distintas. Así, estudiando una muestra lo suficientemente grande de este tipo estrellas que se encuentren en momentos evolutivos muy distintos, podemos en realidad construir una película de la propia vida de nuestro astro-rey. De hecho, podemos reconstruir la propia formación del Sistema Solar, incluyendo como los diferentes planeas se han ido ensamblando a partir del material circunestelar que aparece como consecuencia de la propia formación estelar, la evolución de dicho material, y la aparición de los propios planetas. De hecho, de la lista de exoplanetas, existe un gran número que orbitan alrededor de estrellas de tipo solar, cuya masa es aproximadamente igual a la del Sol. Obviamente, este fenómeno es un sesgo observacional, dado que la mayor parte de las búsquedas seleccionaban estrellas de este tipo. Pero es un indicio importante que indica que exoplanetas aparecen casi como consecuencia de la formación de la estrella, incluso en ambientes verdaderamente exóticos.

No, no podemos trasladarnos físicamente al pasado. Pero con técnicas ingeniosas podemos reconstruir o que sucedió: cómo era el Sol cuando era mucho más joven, y como esas propiedades afectaron a la evolución de la Tierra y de sus condiciones de habitabilidad.

 

Reconstrucción de la superficie de la estrella HII 314 (izquierda), un análogo solar que pertenece al cúmulo de las Pléyades, mediante la técnica del “Doppler imaging”. Crédito K .G. Strassmeier. Diferentes discos de debris (derecha), que corresponden al remanente de la posible formación de sistema planetarios, alrededor de los cuatro prototipos: Beta Pictoris, Fomalhaut, Vega y Epsilon Eridiani, con edades que van desde los 10 a los casi 1000 millones de años. Los tamaños han sido escalados convenientemente para eliminar el efecto de la distancia a cada sistema. Nuestro propio Sistema Solar aparecería con una longitud menor a la de Epsilon
Eridiano. Crédito W. S. Holland

Éste es el caso de estrellas tales como IM Lup, EK Dra, Pi1 UMa ,Kappa1 Cet, Beta Com, Beta Hyi, localizadas a distancias bastante cercanas y que tienen edades desde unos pocos millones hasta 10,000 millones de años, el doble del Sol.

 

 

El final de la secuencia principal: las enanas marrones y los objetos de masa planetaria

David Barrado y Navascués - LAEX-CAB (INTA-CSIC)

Una enana marrón es una objeto cuasi-estelar, caracterizado por la ausencia de reacciones nucleares en su interior (al menos, de manera estable). Las estrellas, durante la mayor parte de su vida, radian energía que tiene su origen en la fusión de núcleos de átomos de hidrógeno (protones) y su conversión en núcleos de átomos de helio. Cuando evoluciónan, otras reacciones nucleares, más complejas, pueden aparecer. Sin embargo, debido a su reducida masa (menos de un 8% de la masa del Sol), las enanas marrones no alcanzan temperaturas y densidades lo suficientemente altas en sus interiores como para fusionar este elemento químico (aunque en determinadas circunstancias pueda haber una quema de litio) y transmutarlo en helio. Hemos de hacer notar que, sin embargo, si se produce, durante unos cuantos millones de años, la fusión de deuterio en tritio, que son dos isótopos del hidrogeno (el primero formado por un protón y un neutrón, y el segundo por un protón y dos neutrones).

La existencia de las enanas marrones fue predicha de manera teórica a comienzos de los años 60, pero no sería hasta 1995 cuando las primeras fueron descubiertas orbitando alrededor de estrellas de baja masa aisladas (GL229, Nakajima y colaboradores) y en cúmulos estelares (en las Pléyades, Rebolo y colaboradores).

Así, la apariencia de una enana marrón es similar a una estrella de baja masa (sus tamaños, en el caso de objetos relativamente viejos, son muy similares) y un planeta tipo Júpiter. Son, por tanto, el nexo natural entre ambos tipos de objetos.

La estrella Gliese 229 y su compañera subestelar. En 1995, Nakajima y colaboradores descubrieron la primera enana marrón, asociada a la estrella fría Gl229. De hecho, Gl229B es el prototipo de un nuevo tipo espectral, la clase T, cuyo espectro infrarrojo está dominado por intensas bandas de absorción correspondientes a metano.

 

Aunque existen varios mecanismos propuestos para la creación de las enanas marrones, dos son las líneas dominantes: la que propugna que aparecen por el mismo mecanismo que las estrellas (esto es, por colapso y fragmentación de una nube de material interestelar), y la que establece que la formación es de tipo planetaria (a partir de un disco circunestelar). En la actualidad, dado que la Función Inicial de Masa no presenta ninguna variación en el límite subestelar, a que las enanas marrones también presentan discos de acrecimiento durante las primeras etapas, incluso chorros de materia, de manera análoga a las estrellas de clase TTauri, todo parece indicar que la formación es de tipo estelar, por colapso y fragmentación.

 

Ilustración artística con una comparación de los tamaños del Sol y una estrella enana roja, junto a las dos primeras enanas marrones descubiertas (Gl229B y Teide 1) y Júpiter. Además, en la parte inferior del diagrama se puede apreciar la escala de temperaturas superficiales.

Enanas marrones con planetas

En el año 2004, mediante el uso de potentes telescopios y la técnica de óptica adaptativa, Gael Chauvin y colaboradores tomaron la primera imagen directa de un objeto de masa planetaria asociado a otro objeto de mayor masa. En este caso se trata de una enana marrón, denominada 2M1207334. Las respectivas masas son 5 y 25 masas de Júpiter. La debil compañera tiene un tipo espectral L, frente al M8 de la principal, y ambas se mueven con la misma velocidad proyectada en el plano del cielo. Son por tanto, miembros de la misma asociación. 2M1207 pertenece al grupo de movimiento común de TW Hydrae, conocido como TWA.
 

Basándonos en als propiedades de las diferentes componentes, se ha determinado la edad (8-20 millones de años). Además, la enana marrón debe tener un disco circunestelar, ya que muestra procesos característicos del acrecimiento

La enana marrón 2M1207334 y su compañera de masa planetaria. La imagen, tomada con el telescopio de 8 metros VLT, del European Southern Observatory, y el instrumento de óptica adaptativa NACO, muestra la enana marrón 2M1207334, con una edad de unos 8-20 millones de años, y una compañera que se mueve con la misma velocidad. Es, por tanto, una compañera real. Los modelos teóricos indican que su masa es de unas 5 veces la masa de Júpiter. La distancia proyectada es de unas 55 unidades astronómicas.

 

El final de las estrellas: luminarias en el cielo

Margarita Hernanz (CSIC-IEEC)

Una pregunta que a menudo nos hacemos es cúal es el futuro del Sol y cómo afectará a la Tierra. De forma intuitiva se puede pensar que el Sol se apagará y en la Tierra moriremos de frío (suponiendo que hubiera aún vida en la Tierra), pero nada más lejos de la realidad. Sabemos, gracias a los estudios de evolución estelar, que antes de congelarnos seremos abrasados por el Sol cuando éste crezca espectacularmente en tamaño al transformarse en una estrella gigante roja. La envoltura caliente del Sol alcanzará entonces, dentro de unos 5.500 millones de años, la órbita de Marte. Algunas de las estrellas que hoy en día observamos en el firmamento están ya en esta fase, dado que han evolucionado más deprisa que el Sol, por ser su masa mayor que la de nuestra estrella vecina: un ejemplo es la estrella roja Antares, visible en la constelación de Escorpio cerca del horizonte en el verano boreal , o Betelgeuse, en la hermosa constelación de Orión, visible en el invierno en nuestro hemisferio.

Y qué ocurrirá después? Tras unos 10.000 años, la gigante roja Sol perderá su envoltura - sus capas más externas - y poco a poco se irá contrayendo bajo la fuerza de la gravedad, hasta que se transforme en una estrella "enana blanca" rodeada de una "nebulosa" cada vez más alejada de la estrella, que contendrá toda la materia que el Sol expulsó durante su fase de gigante roja. Nuevamente sabemos que esto ocurrirá porque así lo predice la teoría de la evolución estelar y porque algunas estrellas están ya en esta fase, llamada "nebulosa planetaria" (nombre desafortunado, por cierto, ya que no tiene nada que ver con un planeta). Un bello ejemplo es la Nebulosa de la Hélice, también llamada "El ojo de Dios", cuya estrella central -la enana blanca- se aprecia como un diminuto punto blanco.

 

 

Nebulosa de la Hélice, a una distancia de 680 años-luz: en el centro puede distinguirse la estrella enana blanca, que quedó como residuo después de que una estrella de tipo solar se desprendiera de sus capas más externas durante su etapa de gigante roja, hace unos 10.000 años, dando origen a esta espectacular nebulosa planetaria.

 

Las enanas blancas son estrella muy densas, con el tamaño de la Tierra y la masa del Sol, es decir, con densidades medias enormes: ¡un "litro de enana blanca" tiene una masa de unas 1.000 toneladas! Estos objetos estelares representan el último estadio de la evolución de la mayoría de las estrellas (de todas las que tienen masas inferiores a unas 10 veces la masa del Sol). En sus fases de vida previas, han pasado por sucesivas etapas de combustión termonuclear, siendo la fase de combustión del hidrógeno la de mayor duración; el Sol se encuentra actualmente en esta etapa evolutiva, desde hace unos 4.500 millones de años, y continuará transformando hidrógeno en helio durante otros 5.500 millones de años aproximadamente. 

Una vez agotado el hidrógeno, el interior del Sol se contraerá bajo el efecto de la gravedad hasta alcanzar las condiciones necesarias para transformar helio en carbono y oxígeno. Simultáneamente, sus capas externas se expandirán y se formará una gigante roja. Cuando el helio se haya consumido, la estrella ya no podrá obtener energía a partir de reacciones nucleares de fusión. A partir de entonces, la estrella se irá contrayendo bajo el efecto de la gravedad, volviéndose cada vez más compacta y menos luminosa: se habrá convertido en una enana blanca. A veces se habla de las enanas blancas como "fósiles estelares", dado que son los objetos más viejos de la Via Láctea y su estudio permite estudiar la edad de la Via Láctea, y por ende la del Universo, así como como la historia del ritmo de formación de estrellas. Por todo ello, el estudio de las enanas blancas se denomina a veces arqueología estelar.

Cuando una enana blanca se encuentra aislada, es decir, sin ninguna estrella próxima a ella, su único destino posible es enfriarse más y más, haciéndose cada vez más ténue. Pero cuando se halla en un sistema doble, puede rejuvenecerse gracias a la materia procedente de su estrella compañera, que cae sobre ella formando un disco a su alrededor. La materia que se transfiere a la enana blanca está compuesta principalmente de hidrógeno, por ser este elemento el que se encuentra en la superficie de la estrella compañera. Cuando se acumula una cantidad crítica de hidrógeno sobre la enana blanca, se producen reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en su superficie, a temperaturas de centenares de millones de grados, que originan una explosión denominada explosión de nova. La consecuencia es la expulsión de la envoltura de la estrella, con velocidades de centenares a miles de kilómetros por segundo, acompañada de un aumento muy grande de la luminosidad (por factores de más de un millón) durante unas horas o días.

 

Nova T Pyxidis vista con el telescopio espacial Hubble: esta imagen corresponde a una nova situada a unos 6.000 años-luz. La enana blanca de este sistema explota cada 20 años, expulsando material de su envoltura a velocidades de más de 1000 km/s. La frecuencia de una explosión cada 20 años es mayor que la de las novas típicas, cuya explosión se repite cada 10.000 o 100.000 años. Por ello en T Pyx se producen fuertes choques entre el material expulsado en la explosión y los restos de las anteriores erupciones. Crédito: M. Shara, R. Williams, (STScI), R. Gilmozzi (ESO), NASA.

Dado que sólo la envoltura rica en hidrógeno es expulsada durante una explosión de nova, otra erupción podrá producirse al cabo de unos años (típicamente 10.000), cuando haya vuelto a acumularse una cantidad suficiente de hidrógeno procedente de la estrella compañera. Por lo tanto, las explosiones de novas son recurrentes. En cambio, las explosiones de supernovas termonucleares (llamadas también del tipo Ia), que se producen también en enanas blancas desestabilizadas por la acreción de materia, pero como consecuencia de la combustión explosiva del carbono en el interior de la estrella, suponen la destrucción total de la estrella. El que una enana blanca acabe explotando como nova o supernova termonuclear depende de las condiciones iniciales: masa de la estrella, composición química del material transferido, tasa de transferencia, etc. No está descartado que en algunos casos una enana blanca que haya experimentado muchas erupciones de nova acabe explotando como supernova. Existen otro tipo de supernovas cuyo origen no tiene nada de ver con las enanas blancas: son las supernovas gravitacionales, producto del colapso gravitatorio de las estrellas masivas, cuyas masas son mayores que unas 10 veces la masa del Sol .

Las supernovas causadas por la explosión de las enanas blancas (supernovas termonucleares o Ia) no son tan perturbadoras del medio interestelar como las estrellas masivas, debido a que no expulsan tanta cantidad de materia; sin embargo, son más importantes en cuanto a la producción de algunos elementos químicos, como el hierro. La mayor parte del hierro del Universo -y en particular el terrestre- viene de las supernovas termonucleares. Es curioso saber que todo el hierro proviene en realidad del níquel, que es radioactivo y al desintegrarse se convierte en hierro. La enorme cantidad de energía liberada en la cadena de desintegraciones de níquel a cobalto, y de este  al hierro es la responsable de la gran energía liberada por las supernovas termonucleares y de su enorme y brusco aumento de brillo.

Remanente de la supernova termonuclear Kepler: la denominada supernova de Kepler fue descubierta por el astrónomo alemán Johannes Kepler en 1604. Esta supernova fue el objeto más brillante del firmamento en aquella época, exceptuando el Sol y el planeta Venus. No se ha observado ninguna supernova más en nuestra Galaxia desde entonces. Esta supernova es del tipo termonuclear (tipo Ia), y su origen es la explosión de una estrella enana blanca.
Crédito: NASA, ESA, R. Sankrit and W. Blair (Johns Hopkins University).

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