Estrellas masivas

Como hoy nos visita la Imagen de la hiperestrella, Eta Carinae, no parece descabellado que hagamos un amplio comentario con relación a este tipo de estrellas supermasivas.

“Comprender las estrellas masivas es clave para nuestro conocimiento del Universo, ya que dominan la luz que recibimos de las galaxias lejanas. Sus propiedades vienen determinadas por su gran masa, pero hay todavía muchos aspectos centrales que no comprendemos bien. Observarlas en galaxias cercanas nos permite estudiarlas en una variedad de condiciones, mientras que en nuestra Galaxia el infrarrojo nos está abriendo nuevas perspectivas.”

Así comienza, un artículo escrito por D. Artemio Herrero, Mirian Gracia y Sergio Simón Días en la Revista Española de Física, Volumen 23, número 3, 2009 que trata de Astronomía y Astrofísica, y, siguen diciendo lo siguiente:

Introducción

La masa es el parámetro principal que determina el destino de una estrella, desde su nacimiento hasta su desaparición. Otros factores tales como su composición química, el momento angular con que nace, manifestado en su velocidad de rotación, o la presencia de compañeras con las que poder interactuar, pueden afectar también su evolución, aunque de modo secundario.

La masa de la estrella afecta tanto a su estr4uctura interna como a su apariencia externa. Internamente, el enorme potencial gravitatorio eleva las temperaturas centrales, haciendo que las reacciones nucleares generen una cantidad de energía tal que el núcleo, siendo incapaz de transportarla por radiación, se vuelve completamente convectivo. Externamente, la luminosidad y temperatura de la superficie son tan altas, que la presión de la radiación es capaz de impulsar las capas de la atmósfera hacia el espacio a velocidades que pueden llegar a los 3000 Km/s, una velocidad comparable a la que adquiere la materia expulsada por una explosión Supernova (que llegan a los 10000 Km/s). La diferencia es que la explosión de Supernova dura apenas una fracción de segundo, mientras que el viento estelar es una constante durante millones de años.

Llamamos estrellas masivas a las que nacen con una masa de 8-9 masas solares, hecho que las condena irremediablemente a morir en una explosión tipo Supernova cuando, al final de sus vidas, cesan las reacciones nucleares en su centro. Conviene indicar que el limite inferior de masa citado anteriormente es un valor que puede depender de detalles de los modelos utilizados, como el ritmo de las reacciones nucleares, o de las condiciones secundarias de la estrella.

¿Qué lleva a una estrella a morir como Supernova? Precisamente, su masa. Tomemos como ejemplo una estrella de unas 60 masas solares. Al nacer, será una estrella de tipo espectral O5, con una temperatura efectiva (una medida de su temperatura superficial) en torno a 40000 K. En su centro, a temperaturas de 4 x 10 con exponente de 7 K y densidades  de 2,2 g  cm3, el H se transforma en He mediante el ciclo CON, utilizando el C, N y O como catalizadores. En ese proceso, el N aumenta su abundancia y el C se reduce, mientras que la de O permanece aproximadamente constante hasta las fases más avanzadas del ciclo.

La energía generada sostiene el peso de las capas superiores, impidiendo que la Gravedad haga colapsar la estrella. Cuando se agote el H central, unos cuatro millones de años más tarde, las reacciones nucleares cesan y la Gravedad gana. El núcleo se contrae y las capas externas se expanden y enfrían; la estrella se vuelve una supergigante  que evoluciona hacia temperaturas menores. El núcleo al contraerse se calienta, y el He puede encenderse durante aproximadamente medio millón de años.

Cuando el He se agota, la estrella, que externamente es una supergigante con un radio de cientos de radios solares, comienza a quemar elementos cada vez más rápidamente. En apenas 1,5 x 10 exponente 5 años quema el Carbono, en unos miles, el Neón y el Oxígeno… en segundos, el Silicio. Cuando el núcleo está compuesto principalmente de Hierro, las reacciones nucleares ya no generan energías, y la Gravedad finalmente triunfa. Las capas superiores caen sobre el núcleo inerte aceleradamente, y la onda de choque resultante se propaga hacia fuera, calentando y expulsando la materia de las capas externas.

Los detalles del proceso que acabamos de narrar varían con la masa de la estrella. Si la estrella nace con entre 8 y 25 masas solares, por ejemplo,  pasará por una fase previa de supergigante roja antes de explotar como Supernova. La explosión de Supernova puede también producirse por otros mecanismos, como la inestabilidad producida por la creación de pares electrón-positrón cuando la estrella es muy masiva. En otros casos más extremos, la estrella dará lugar a un GRB (Gamma-Ray Burst) un suceso altamente energético que puede verse hasta en el Universo temprano.

Las estrellas masivas representan una pequeña fracción del contenido estelar de las galaxias. Sin embargo, la influencia de las estrellas masivas en la estructura y evolución de las galaxias que las alojan es enorme, ya que devuelven al medio del que se formaron ingentes cantidades de energía radiactiva y mecánica, ésta a través de un viento estelar a menudo con una composición química diferente a la inicial. Además, las estrellas masivas pueden sufrir estallidos repentinos de pérdida de masa, cuya causa es desconocida. Durante esta fase, conocida como de “Variable Azul Luminosa”, cuya duración es incierta, las estrellas podrían llegar a perder 1/10 de la masa del Sol en un año. Cuando finalmente explotan pueden inducir nuevos procesos de formación estelar, comprimiendo las nubes moleculares que serán a continuación disociadas por sus descendientes masivos, en un ciclo que modela la evolución de la galaxia.

Debido a su alta luminosidad, las estrellas masivas son clave para estudiar otras galaxias, principalmente aquellas con brotes intensos de formación estelar. La emisión UV de estas galaxias está dominada por rasgos espectrales característicos de estrellas masivas. En el caso de galaxias lejanas, esta propiedad es más interesante, pues dicha emisión se nos aparece desplazada al rojo y puede observarse en el visible, abriéndonos así la puerta de entrada al Universo profundo.

La masa de las estrellas masivas

¿Cuál es el principal problema en el estudio de las estrellas masivas? Pues justamente que desconocemos su masa. No podemos determinar con precisión la masa de una estrella masiva aislada. Esto es muy grave, pues no podemos asignar una masa precisa con otras magnitudes que sí podemos determinar con precisión, como la temperatura efectiva.

El problema se puso de manifiesto en 1992, cuando determinamos masas de estrellas O mediante el estudio de sus espectros (lo que llamamos “masas espectroscópicas”) y las comparamos con las obtenidas mediante modelos de estructuras y evolución estelar (las que llamamos “masas evolutivas”). Las masas espectroscópicas resultaron ser mucho más pequeñas que las evolutivas, por un facto 2, y sin que los errores del análisis pudieran justificar la diferencia. Este problema se conoce como “discrepancia de masa”.

Aquí corto el trabajo de señores Herrero, Días y de la señora García que, os resultaría algo largo y, en algunos puntos tediosos. Los últimos avances en estos estudios van aclarando, poco a poco, las incógnitas que nuevos modelos van despejando para entender mucho mejor, los mecanismos del Universo.

Está claro que, estrellas masivas existen en todas las Galaxias y que, nosotros, las que mejor hemos podido estudiar han sido las que están en nuestra propia Galaxia, la Vía Láctea y, también, aquellas cercanas situadas en las Nubes de Magallanes y otras galaxias del Grupo Local de galaxias al que pertenecemos. No obstante, y, por los motivos expuestos en el artículo, también son de gran interés el estudio de estrellas masivas situadas en galaxias lejanas, en eso que llamamos espacio profundo y que, al estar tan lejos, tienen otros parámetros que, en contra de lo que se pudiera pensar, también son idóneas para poder entender mucho mejor a este tipo de estrellas de corta vida y cuyo destino final es el de convertirse en agujeros negros.

Si habéis aprendido algo nuevo, mucho mejor. Si sólo os recordó lo que ya sabíais, bien está. Y, de todas formas, el adentrarse en cuestiones que nos transportan hasta el corazón de objetos que, como las estrellas masivas, forman parte importe de un Universo maravilloso que deseamos conocer, es, al menos, siempre interesante.

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