La estrella m´as masiva: en busca del r´ecord

La estrella más masiva: en busca del récord
Sandra P. Treviño-Morales∗
Abstract
¿Qué tan grande puede ser una estrella? Cuando
hablamos de estrellas grandes, podemos indicar dos
cosas: estrellas de gran tamaño o estrellas de gran
masa. El radio (o tamaño) de una estrella varı́a a lo
largo de su vida pudiendo alcanzar hasta cientos de veces su valor original. Las estrellas de mayor radio son
las supergigantes rojas, aunque esto no implica que sean
las estrellas más masivas. Sobre esta clasificación es de
lo que vamos a ocuparnos en este trabajo. ¿Cuál es la
estrella más masiva? ¿Existe un lı́mite de masa superior para las estrellas? ¿Cómo se puede determinar la
masa de una estrella? En este trabajo respondemos a
estas tres preguntas.
Keywords: Estrellas masivas — R136 — NGC 3603.
INTRODUCCIÓN
Las estrellas masivas (con masas mayores a 8 masas
solares; M∗ ≥ 8 M⊙ ) son estrellas de rápida combustión, con núcleos muy calientes, y tiempos de vida
muy cortos. Durante los primeros millones de años
(∼ 7 × 106 años), las estrellas masivas convierten el
hidrógeno de su núcleo en helio; posteriormente el helio es transformado en carbono (5×105 años); y durante
periodos de tiempo cada vez más breves, las estrellas
más masivas pueden convertir carbono en neón, neón en
oxı́geno, oxı́geno en silicio y silicio en hierro; llegando
al lı́mite en el que el núcleo se colpasa dando orı́gen a
una supernova que enriquecerá, con nuevos elementos
generados en su interior, el medio interestelar.
Aunque el proceso de formación de las estrellas masivas aún no está claro (disco de acreción vs fusión
de estrellas de baja masa; Zinnecker & Yorke 2007),
durante los últimos años se han empezado a encontrar estrellas que parecen superar el lı́mite máximo
(comúnmente aceptado) de 150 M⊙ . Si estrellas con
masas superiores existen, éstas deben encontrarse exclusivamente en los cúmulos de estrellas muy masivos,
jóvenes y compactos. La principal dificultad radica en
que este tipo de cúmulos supermasivos es relativamente
escaso en la Vı́a Láctea o en galaxias satélites. Mientras que si queremos estudiar los cúmulos supermasivos
∗ Centro de Radioastronomı́a y Astrofı́sica, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 3-72, 58090, Morelia,
Michoacán, Mexico. email: s.trevino@crya.unam.mx
de galaxias más lejanas, nos encontraremos con la dificultad de que los instrumentos actuales no tienen la
suficiente resolución espacial como para resolver y estudiar las propiedades individuales de cada estrella, y
poder determinar de una forma precisa sus masas.
¿CÓMO SE MIDE LA MASA DE UNA ESTRELLA?
La medición de masas estelares se puede realizar de
forma directa (masas keplerianas, obtenidas a partir
de una órbita o de cambios en velocidad radial) o de
forma indirecta (a partir de su posición en el diagrama
Hertzprung-Russel (HR), o mediante un espectro de
alta resolución). A continuación indicamos las ventajas
y problemas de cada uno de los métodos.
Sistemas binarios: masas de Kepler
Este método se basa en la determinación de la masa de
las estrellas a partir del estudio detallado de las órbitas
en un sistema binario (mediante la aplicación de las
leyes de Kepler). Éste es el único método directo de
determinación de masas, pero tiene un inconveniente:
se requiere un sistema binario con una órbita medible. En algunos casos, la separación entre estrellas es
tan grande, que una órbita tarda en completarse mucho tiempo y no se pueden obtener los parámetros del
sistema binario con buena precisión. En otros casos,
las estrellas pueden estar tan juntas que no es posible
resolverlas como dos objetos separados.
Diagramas color-magnitud: diagrama HR
A partir de la observación de una estrella en varios filtros (bandas del espectro electromagnético; e. g., B, U,
V) y de la distancia a la estrella, se puede determinar
la magnitud de la estrella en un determinado filtro y
el color (diferencia entre las magnitudes de dos filtros),
obteniendo finalmente su temperatura y luminosidad.
Estos valores nos permiten colocar la estrella en un diagrama HR y, mediante modelos de evolución estelar,
deducir su masa y edad. Aunque las observaciones de
estrellas en diferentes filtros son relativamente fáciles de
obtener, la masas determinadas mediante este método
son imprecisas, debido principalmente a la mala determinación de la distancia y a los efectos de extinción
por el polvo interestelar. Ası́ mismo, es frecuente que
sistemas múltiples se enmascaren como estrellas únicas
de una luminosidad superior a la real, produciendo una
sobreestimación de la masa.
Espectroscopı́a de alta resolución
Los espectros de muy alta resolución permiten observar
la presencia de lı́neas espectrales (producidas principalmente por átomos e iones localizados en las atmósferas
estelares). Un ajuste del espectro permite obtener una
serie de parámetros fı́sicos como temperatura, metalicidad, tasa de pérdida de masa y luminosidad, para
finalmente obtener la masa de la estrella. Este método,
a pesar de ser también un método indirecto, es más
preciso que la determinación de masas mediante el diagrama HR (permitiendo detectar también la presencia
de sistemas múltiples no resueltos). El principal problema es que se requiere disponer de espectros de alta
resolución y con una elevada relación señal a ruido, lo
que es costoso en términos de tiempo de observación.
¿HAY UN LÍMITE SUPERIOR?
Como se indicó anteriormente, el método de formación
de las estrellas masivas aún no está claro. Los dos principales mecanismos propuestos son: formación mediante fusión de estrellas de menor masa, y formación
mediante un disco de acreción masivo. El primero implica que las estrellas de alta masa no se pueden formar
directamente sino a partir de objetos estelares de menor
masa, preexistentes. Varias simulaciones indican que
las colisiones entre los objetos estelares de menor masa
se producen si la densidad de protoestrellas es muy elevada, lo que implica que la formación de estrellas masivas solo podrı́a formarse en cúmulos estelares muy
masivos y muy densos. La masa máxima que puede
adquirir una estrella quedarı́a determinada por la masa
y densidad del cúmulo estelar. El segundo mecanismo
se basa en la formación de estrellas de baja masa (mediante discos de acreción) modificando los modelos para
tener en cuenta las condiciones especı́ficas de las estrellas masivas, esencialmente cómo vencer los problemas
derivados del lı́mite de Eddington.
La luminosidad de Eddington (Leddington ) es la
máxima luminosidad que puede pasar a través de
una capa de gas en equilibrio hidrostático, suponiendo
simetrı́a esférica, una comoposición de hidrógeno puro
y radiación únicamente debida a la dispersión de Thomson. El lı́mite de Eddington se puede expresar en
función de la masa de una estrella como
LEddington = 33000
M∗
L⊙ ,
M⊙
(1)
donde M∗ es la masa de la estrella, M⊙ es la masa
del Sol, y L⊙ es la luminosidad del Sol. Este lı́mite
establece que una estrella demasiado masiva ejerce
tanta presión de radiación sobre sus capas externas
que se vuelve inestable, e impide la acreción de más
masa. Varios estudios observacionales parecen favorecer el mecanismo de formación de estrellas masivas mediante discos de acreción, lo que implicarı́a que la masa
máxima de una estrella viene determinada por el lı́mite
de Eddington (situado en un valor de unas 150 M⊙ ).
LA ESTRELLA MÁS MASIVA
Como se ha indicado en la sección anterior, parece ser
que no es posible encontrar estrellas con masas superiores a 150 M⊙ , pero ¿es eso cierto? En esta sección
mostramos estudios que parecen sugerir esta hipótesis.
¿Dónde buscar?
Para buscar estrellas supermasivas, debemos tener en
cuenta algunas caracterı́sticas de las regiones donde
podemos encontrarlas (y donde debemos buscar).
Deben ser lugares de intensa formación estelar, ya que
las estrellas más masivas viven poco tiempo, y por lo
tanto las que se encuentren deben estar aún asociadas
regiones de reciente formación estelar, probablemente
cúmulos de estrellas muy masivos. Debemos evitar la
observación a través del plano de la Galaxia, ya que
la atenuación de la luz puede introducir grandes incertidumbres en la determinación de las masas estelares.
Y finalmente, es interesante que estas estrellas supermasivas se encuentren próximas a nosotros, para ası́
poder disponer de una buena resolución espacial que
permitirá evitar el problema de binariedad.
Figure 1: Imágen del cúmulo estelar R136. Figura de
Crowther et al. (2010).
En busca del récord
En las últimas décadas se han estudiado varios cúmulos
estelares con la finalidad de encontrar estrellas muy
masivas. Mediante mediciones directas (en un sistema
binario) la estrella más masiva observada corresponde
al sistema binario WR20a, con unas 85 M⊙ cada uno
de los dos compontentes. No obstante, otras estrellas
parecen tener masas superiores, pero ¿son mediciones
fiables? (ver Máiz Apellániz 2002). En la década de los
80, se propuso que R136a, el objeto situado en el centro
de la nebulosa de la Tarántula (también conocida como
30 Doradus) era una estrella supermasiva de 2500 M⊙ .
Observaciones del Hubble Space Telescope (HST) revelaron que la estrella supermasiva era en realidad un
cúmulo de estrellas de menor masa (ver Figura 1). A
principios de este siglo, se estimó que Pismis 24-1, el
objeto central del cúmulo Pismis 24, tenı́a una masa
entre 210 y 290 M⊙ . Posteriormente se descubrió que
esa estrella tan masiva es en realidad un sistema binario
más una tercera estrella con masas de 96, 64 y 64 M⊙ .
Otro caso similar es HD 93129 A, en la nebulosa de
Carina, con una masa estimada de unas 150 M⊙ , que
resulto ser en realidad un sistema binario con estrellas
de menor masa.
Los cúmulos R136 y NGC 3603
Recientemente, un equipo de astrónomos liderado
por Paul Crowther, utilizaron observaciones espectroscópicas del Very Large Telescope (VLT) y del HST,
para estudiar las estrellas más masivas de los cúmulos
estelares NGC 3603 y R136 (Crowther et al. 2010).
Crowther et al. (2010) comparan los datos espectroscópicos observados con los resultados teóricos
obtenidos mediante el código CMFGEN que tiene en
cuenta atmósferas estelares fuera del equilibrio termodinámico local, incorpora efectos de line blanketing
en la determinación de la luminosidad, y tiene en cuenta
que el viento estelar puede contener grumos (no ser uniforme) mediante un factor de llenado (filling factor).
En la Figura 2 se muestra el espectro observado (lı́nea
negra) y el espectro simulado (lı́nea roja) para las componentes estudiadas en R136. Las magnitudes fı́sicas
obtenidas con el estudio espectroscópico se muestra en
las tablas de la Figura 3, donde se puede apreciar que
la masa de algunas de las estrellas (Mcurrent ) supera las
150 M⊙ . Es interesante destacar que el método utilizado por Crowther et al. (2010) obtiene unas masas
para el sistema binario NGC 3603 A1a y A1b similares a
las masas obtenidas mediante la determinación directa
mediante las leyes de Kepler.
Utilizando el código de evolución estelar de Geneve,
el cual incluye la fı́sica de la rotación de la estrella y la
pérdida de masa — cruciales para las estrellas muy masivas, los autores determinan cual serı́a la masa inicial
Figure 2: Distribución espectral de energı́a para las estrellas de R136. El espectro teórico enrojecido se muestra como lı́neas rojas. Figura de Crowther et al. (2010).
de cada una de las componentes (ver Minit en las tablas
de la Figura 3). El caso más extremo es la estrella
R136 a1, la cual tiene una masa actual de 265 M⊙ , y
una masa inicial de 320 M⊙ .
El caso de R136 a1 corresponde a una estrella que
pondrı́a en evidencia el lı́mite aceptado de 150 M⊙ .
Para comprovar que la estimación de masa obtenida es
fiable, los autores estudian la posibilidad de que sea
un sistema binario. Dos estrellas muy masivas y muy
próximas (sistema binario masivo) presentan intensos
vientos estelares, cuya interacción puede ser fácilmente
detectada en rayos X. Observaciones del satélite Chandra detectan una luminosidad de 2.4 × 1034 erg s−1 que
solo podrı́a ser explicada por la presencia de una estrella
muy masiva, o por un sistema binario constituido por
una estrella supermasiva y una estrella de menor masa.
La presencia de dos estrellas masivas (pero con masas
inferiores a 150 M⊙ ) implican una emisión en rayos X
que deberı́a ser hasta dos órdenes de magnitud superior
a la observada.
El estudio de Crowther et al. (2010) parece confirmar
la existencia de estrellas supermasivas (> 150 M⊙ ). En
la tabla de la Figura 4 se muestra un listado de estrellas
muy masivas.
Figure 3: Propiedades fı́sicas de las estrellas de los cúmulos NGC 3603 (a la izquierda) y R136 (a la derecha). Se
puede apreciar que la masa de algunas estrellas supera claramente las 150 M⊙ . Obtenido en Crowther et al. (2010).
muy usados para las regiones de formación estelar en las
galaxias, utilizando un lı́mite de masa de unas 120 M⊙ .
Un gran número de propiedades se obtienen de estos estudios, como por ejemplo los ritmos de formación estelar y el enriquecimiento del medio interestelar local. Un
lı́mite de masa superior (por ejemplo de unas 300 M⊙ )
implicarı́a, e. g.,, un mayor enriquecimiento del medio.
¿Cómo se puede detectar la presencia de estrellas
muy muy masivas en cúmulos estelares no resueltos?
Las altas luminosidades de estas estrellas exhibirı́an
emisión de la lı́nea HeII λ4686 muy ancha (que no serı́a es-
Figure 4: Lista de estrellas masivas en varios cúmulos
estelares. La última columna muestra la masa de la
estrella (superando en muchos casos las 150 M⊙ ). El
sı́mbolo ∗ indica a que esa estrella podrı́a en realidad
ser un sistema binario. Obtenido en Crowther et al.
(2010).
IMPLICACIONES Y CONCLUSIONES
Si se confirma la existencia de estrellas muy masivas —
con masas excediendo el actual lı́mite de 150 M⊙ — en
el universo local, estas estrellas deberı́an:
(a) estar localizadas en cúmulos estelares muy masivos
(≥ 104 M⊙ ) y muy jóvenes (≤ 2 millones de años),
(b) ser las estrellas más brillantes del cúmulo,
(c) tener vientos estelares muy potentes.
Los recientes resultados de Crowther et al. (2010)
parecen confirmar la existencia de varias estrellas con
masas superiores a 150 M⊙ . ¿Qué implicaciones puede
tener la presencia de estas estrellas en el campo de la
astrofı́sica? Los estudios de sı́ntesi de poblaciones son
perada en el caso de un lı́mite de masa inferior: 150 M⊙ ). El
problema es que cúmulos con estas propiedades (albergando
estrellas muy muy masivas) pueden confundirse con cúmulos
conteniendo estrellas Wolf-Rayer algo más evolucionades (y
con masas, actuales e iniciales, inferiores o similares a las
150 M⊙ ).
Finalmente, a pesar de ser otro asunto distinto, es interesante destacar la situación de las primeras generaciones de
estrellas que se formaron en el Universo. Dichas estrellas
eran extremadamente pobres en metales, lo que tiene una
consecuencia importante para el lı́mite superior de masa.
A menos metales, menor absorción de la radiación en la
atmósfera de una estrella, y por lo tanto, menor presión y
resistencia a la acreción de material. Por lo tanto, es posible
que las primeras estrellas sı́ que fueran extremadamente masivas y superaran los varios cientos de masas solares. Lo importante es determinar (si existe) el lı́mite de masa máximo
que puede tener una estrella del universo local, formada recientemente (en términos astronómicos).
REFERENCIAS
1. Crowther, P. A., Schnurr, O., Hirschi, R., Yusof, N.,
Parker, R. J., Goodwin, S. P., & Kassim, H. A. 2010,
MNRAS, 1103
2. Maı́z Apellániz, J. 2007, Información y Actualidad Astronómica, 22
3. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. 2007, ARA&A, 45, 481