COMO DESCUBRIR NUEVAS ENANAS BLANCAS

COMO DESCUBRIR NUEVAS ENANAS BLANCAS
FRANCISCO M. RICA ROMERO
(Agrupación Astronómica de Mérida,
Coordinador Sección de Estrellas Dobles de la LIADA,
frica0@terra.es)
Este artículo describe el proceso de formación de las enanas blancas, su
importancia para la astrofísica actual y las posibilidades de los aficionados para
realizar descubrimientos de nuevas enanas blancas y su posterior investigación.
Se describe diversas herramientas profesionales que son fundamentales para
dicha investigación. Finalmente se describe el proceso general que permitió al
autor de este artículo descubrir de forma casual 6 enanas blancas, confirmando
así las posibilidades de los amateurs.
Ilustración 1. Evolución estelar desde la fase de enana hasta la de enana blanca.
¿Qué son y cómo se forman las enanas blancas? Una estrella es un objeto estelar caliente principalmente compuesto por hidrógeno gaseoso. Antes de que pueda considerarse una estrella existe una fase de contracción la cual parte de una nube molecular que se contrae por la fuerza de gravedad y con el tiempo se forma un objeto con un núcleo más denso y más caliente. Posteriormente ese núcleo alcanzará la temperatura suficiente para comenzar a realizar las reacciones termonucleares quemando hidrógeno para convertirlo en helio. En ese momento se dice que ha nacido una estrella la cual se situará sobre la secuencia principal de las estrellas enanas del diagrama H‐R. Se cree que el Sol tardó unos 27 millones de años desde que comenzó la contracción hasta que consiguió ʺencenderʺ el hidrógeno. A partir de ahora la estrella mantiene un equilibrio entre la fuerza de la gravedad, que intenta dirigir toda la masa hacia el centro, y la fuerza ejercida por la presión del gas y por la presión de radiación que tienden a expandir la masa de la estrella hacia el exterior.. Todas las estrellas de la secuencia principal poseen interiores lo suficientemente calientes (varios millones de grados) para fusionar hidrógeno en helio produciendo energía. Las regiones externas no participan en esta fusión. A lo largo de miles de millones de años, el helio residual se acumula en el núcleo de la estrella. Como un último intento por continuar ʺvivaʺ la estrella, una vez finalizado el hidrógeno de su núcleo, quema súbitamente el existente en capas más externas y esto coge desprevenida a la fuerza de la gravedad, haciendo que las capas exteriores de la estrella se expanda y a pesar de que la estrella se hace más brillante también se hace más fría en su superficie, ya que aumenta mucho de tamaño: se ha convertido en una gigante roja. El encendido de las reacciones nucleares del helio puede ocurrir sólo cuando el interior de la estrella alcanza una mayor temperatura (unos 100 millones de grados). Al comienzo del encendido del helio se le llama ʺflash de helioʺ y es el proceso que conducirá a una gigante amarilla. Eventualmente, todo el helio del núcleo de la estrella es utilizado. Las estrellas menos masivas (hasta 6 ó 7 masas solares) simplemente se apagan, derramando, en la fase de super‐gigantes rojas, sus capas externas en bellas nebulosas planetarias, y dejando el núcleo como una enana blanca caliente. Las enanas blancas permanecen en la esquina inferior izquierda del diagrama HR, un verdadero cementerio cósmico para las estrellas difuntas. Descubrimiento de la primera enana blanca. La estrella aparentemente más brillante en el cielo, Sirio, fue observada por Bessell en 1844 mostrando un ʹbamboleoʹ en su movimiento a través del cielo. Bessell atribuyó esto a la presencia de una compañera, pero no se observó compañera alguna hasta que Alvan Clark, mientras probaba un nuevo telescopio, vio una tenue estrella compañera. En 1925, el espectro de esta compañera confirmó que era una estrella con aproximadamente la misma temperatura que Sirio A. La diferencia en luminosidad entre Sirio A y B llega a un factor de más de 8.000. La solución de su movimiento orbital arrojó para A y B, masas de 2,3 y 0,9 veces la masa del Sol. Sirio A tiene un radio de cerca de 1.000.000 km, mientras que Sirio B tiene un radio de sólo 10.000‐20.000 km: se había descubierto la primera enana blanca. Su nombre es debido a que sus descubridores observaron que tenían un espectro situado en el blanco. Pero esto solo es el resultado de que las enanas blancas más comunes tienen espectro blanco aunque en realidad pueden ir desde el azul más caliente hasta el negro más frío. Estas estrellas tienen un tamaño similar al de la Tierra y mantienen su tamaño sin colapsarse debido a su densidad; los electrones del núcleo están degenerados y la Ilustración 2. El americano Alvan Clark fue un conocido
fabricante de lentes para telescopios refractores que fue famoso presión ejercida por ellos soporta el colapso total de la entre otras cosas por descubrir la primera enana blanca.
estrella. Son cuerpos compactos de enorme densidad. Una enana blanca que tenga la masa del Sol tiene un radio similar al de la Tierra. Las enanas blancas son un millón de veces mas densas que el agua y un cucharada de su material en la Tierra pesaría varias toneladas. Existe, sin embargo un limite para que la estrella pueda ser soportada por la presión de los electrones degenerados, este máximo de masa se conoce como Limite de Chandrasekhar que es igual a 1,4 masas solares, por encima de este el núcleo se colapsa para formar una estrella de neutrones o un agujero negro. El material de una enana blanca son átomos de carbono y oxigeno flotando en un mar de electrones degenerados. ¿Aficionados descubriendo enanas blancas? Actualmente la investigación de enanas blancas por parte de los profesionales reviste buena salud en parte por los descubrimientos recientes de enanas blancas frías del halo galáctico (< 4.000 ºK). Estas enanas blancas son muy importantes para comprender bien su evolución química. Debemos tener en cuenta que las enanas blancas ya no son capaces de generar energía debido a que no tienen masa suficiente para calentar el núcleo a la temperatura que necesitan para fusionar el oxígeno y el carbono. Sin embargo sí que desprenden una parte de su energía. Como consecuencia las enanas blancas son cuerpos celestes que se van enfriando paulatinamente y sin remedio hasta convertirse en enanas negras (cuerpos tan fríos que serán difíciles de ver por los telescopios actuales). Cuanto más antiguas sean, más frías están. A los astrofísicos les interesa bastante conocer el proceso y tasa de enfriamiento y para ello el estudio y búsquedas de enanas blancas del halo galáctico, con edades de unos 12.000‐14.000 millones de años, son muy importantes, ya que al ser las más antiguas son también las más frías. En los últimas investigaciones está cobrando cada vez con más fuerza la idea de que las enanas blancas frías pueden ser contribuidores importantes de la materia oscura del halo galáctico. A continuación describiremos algunas de las herramientas que pueden ser usadas por aficionados para detectar nuevas enanas blancas. El movimiento propio reducido (H) Una de las herramientas más utilizadas por los profesionales actuales para seleccionar candidatas a estrellas subenanas o enanas blancas son los diagramas de Movimiento Propio Reducidos. El concepto de estos diagramas fue usado por primera vez por Hertzprung y más tarde por Luyten (1922) y otros. El movimiento propio reducido (H) se define como: H = m + 5* log(μ) + 5 = M + 5*log(Vt) Donde m es la magnitud aparente, μ es el movimiento propio total, M la magnitud absoluta y Vt la velocidad tangencial (proyección del movimiento espacial sobre la bóveda celeste expresado en km/s). Este Ilustración 3. Diagrama de Movimiento Propio Reducido usado por C.A. Nelson et parámetro relaciona las cantidades al. En un trabajo publicado en Noviembre de 2003. Los diferentes colores distinguen las
poblaciones de disco joven (azul), disco viejo (rojo) y halo galáctico (negro) para las observadas m y μ con las cantidades enanas y subenanas.
intrínsecas M y Vt. Por tanto cabe esperar que las poblaciones estelares con cinemáticas y/o luminosidades diferentes muestren un desplazamiento sistemático en estos diagramas. Así es posible distinguir entre las estrellas enanas y las subenanas de la Población II. Algunos diagramas se atreven incluso a distinguir entre subpoblaciones del disco: disco joven y disco viejo (Ilustración 3). Pero también vemos como el parámetro H es dependiente de la magnitud absoluta por tanto es de esperar que veamos desplazamiento sistemáticos para poblaciones estelares con luminosidades diferentes. Las enanas de disco se diferenciaran de las enanas del halo por 1‐2 magnitudes absolutas. Y por supuesto las enanas de disco se diferenciaran aún más de las gigantes ya que existe una diferencia de varias magnitudes absolutas. Para las enanas blancas el carácter diferenciador es la débil luminosidad de estas estrellas. Si observamos el diagrama H‐R veremos como una estrella de la secuencia principal y una enana blanca, ambas con la misma temperatura, poseen magnitudes absolutas totalmente diferentes (debido a la gran diferencia de tamaño) y por tanto se muestran claramente diferenciadas en el diagrama de movimiento propio reducido. Diagramas de doble color. Todos los aficionados a la astronomía sabe lo que es la magnitud V y los colores B‐V y V‐I de una estrella. El color B‐V es simplemente la diferencia entre las magnitudes B y V y nos indica la relación de flujo energético que recibimos de un objeto astronómico entre dos regiones del espectro electromagnético. En el mundo de la astronomía se pueden formar otros colores fotométricos si usamos, por ejemplo, las magnitudes en bandas J, H y K. Estas bandas se encuentran en la zona del infrarrojo en torno a la longitud de onda de 2 micras (20.000 Amstrons) que es la región donde emiten con más fuerza los objetos más fríos. Además de los citados anteriormente, algunos de los colores más usados en las investigaciones profesionales son: V‐K, J‐H, H‐K y J‐
K. Hace unas décadas los astrofísicos representaban algunas estrellas en estudio en diagramas donde se relacionaban dos colores. En estos diagramas se mostraba el valor de un color en el eje X y el valor de otro color en el eje Y. Estos diagramas se llaman de doble color o color‐color. Así podemos encontrar en las investigaciones diagramas que representan los colores U‐B contra B‐V, J‐H contra H‐K, etc. Los astrofísicos se percataron de que estos diagramas diferenciaban con más o menos claridad las estrellas enanas, gigantes, subenanas y enanas blancas. Tanto es así que actualmente es utilizado con asiduidad en investigaciones profesionales para discriminar entre un tipo de estrella u otro. En el caso de las enanas blancas, podemos encontrar diversos diagramas de doble color los cuales pueden diferenciar las enanas blancas frías (menos de 4.500 ºK) con atmósferas de hidrógeno puro, de otro tipo de estrellas como subenanas, enanas, gigantes. Estas enanas blancas frías son las más interesantes pero también las más difíciles de detectar. Para enanas blancas más calientes no nos resultará posible diferenciar sus colores de otro tipo de estrellas. Una vez se haya confirmado o sospechado la naturaleza enana blanca, estos diagramas podrían darnos información sobre la temperatura superficial y la composición de su atmósfera (pura de hidrógeno o pura de helio). Obteniendo datos fotométricos. En apartados anteriores hemos estado hablando de importantes herramientas como los diagramas de doble color y los diagramas de movimiento propio reducidos. Todas ellas necesitan de los colores fotométricos. Pero cómo o donde podemos conseguir esos colores fotométricos. Aquellos amateurs que dispongan de telescopio con CCD y filtros fotométricos, pueden obtener la fotometría en bandas B,V, R e I. Ya que no son muchos los aficionados que disponen del instrumental y conocimientos necesarios, la forma más sencilla para obtener fotometría óptica es mediante Ilustración 4.
Diagrama de doble color óptico-infrarrojo usado para caracterizar las enanas
blancas. Las dos secuencias distinguen aquellas enanas ricas en Hidrógeno de aquellas ricas en
Helio. (Vennes, S. & Kawka, A., 2003)
el acceso a diversos catálogos. En este trabajo destacaremos el catálogo Tycho‐2 ya que podremos obtener fotometría B y V para estrellas de hasta magnitud 11. El inconveniente es que las enanas blancas generalmente son objetos más débiles. Otra posibilidad es usar otros catálogos como el GSC‐II y USNO‐B1.0 basados en placas fotográficas que si bien no muestras fotometría precisa sí nos permitirá obtener unos valores aproximados que en muchas ocasiones nos arrojará luz acerca de su naturaleza. Otra posibilidad para obtener fotometría óptica es acceder al catálogo Sloan Digital Sky Survey, el cual posee datos fotométricos CCD en cinco bandas ópticas e incluso para algunos casos de sus espectros. En cuanto a la fotometría infrarroja en bandas J, H y K lo más fácil es acceder a Internet y consultar el catálogo ʺTwo Micron All Sky Surveyʺ (2MASS) el cual muestra la fotometría infrarroja para 471 millones de objetos. A pesar de registrar estrellas extremadamente débiles debemos tener en cuenta que algunas enanas blancas son suficientemente débiles y azules como para mostrarse fuera de los límites del 2MASS. Obteniendo Magnitudes Absolutas y Distancias fotométricas. Una vez hayamos confirmado la naturaleza enana blanca de nuestra estrella y con los datos fotométricos disponibles, es posible obtener la magnitud absoluta aproximada en base a, por ejemplo, los colores B‐V. El Observatorio Naval de Washington obtuvo en 1983 la siguiente relación para enanas blancas con B‐V entre –
0,1 y 1,2: Mv = 11,43 + 7,25 * (B‐V) ‐ 3,42 * (B‐V)2 En la literatura astronómica puede encontrarse otras relaciones más modernas basadas en el color B‐V o en el color V‐I. Astrónomos de la Universidad de Villanova obtuvieron relaciones basadas en B‐V distinguiendo la composición rica en Hidrógeno o en Helio de las enanas blancas. En otras referencias se pueden observar diagramas donde relacionan los colores V‐I con respecto las magnitudes absolutas. El uso del color V‐I conlleva una dificultad si la atmósfera es rica en Hidrógeno. Hemos de tener en cuenta que las enanas blancas frías ricas en Hidrogeno poseen una atmósfera tan densa que se producen fuertes líneas de absorción inducidas por la colisión del hidrógeno molecular. Estas colisiones producen una opacidad en las longitudes de ondas roja e infrarroja (en las bandas I, J, H y K). Esto hace que el color V‐I deje de aumentar conforme la temperatura disminuye, para empezar a disminuir para temperaturas inferiores a 4.000ºK. Por tanto ante estas enanas blancas frías para cada color V‐I le corresponden dos posibles magnitudes absolutas, una para temperatura caliente y otra para temperatura fría (o una para enanas blancas jóvenes y viejas). Una vez conozcamos la magnitud absoluta aproximada y la magnitud aparente, estamos en condiciones de calcular la distancia fotométrica de las enanas blancas usando la famosa fórmula: Distancia_en_parsecs = 10(5 + V ‐ Mv) / 5 El movimiento espacial galáctico Para estudiar el movimiento espacial de una estrella en la Galaxia, éste suele ser descompuesto en tres componentes: • Componente U: proyección del movimiento espacial en dirección al centro de nuestra galaxia (en algunas referencias toman el sentido contrario), • Componente V: proyección del movimiento espacial en sentido de la rotación de la galaxia, y • Componente W: proyección del movimiento espacial en dirección perpendicular al plano de la galaxia. La cinemática de una estrella está muy relacionada con su cronología y por tanto con la población estelar a la que pertenecen. La Población II (llamada en algunas referencias del Halo Galáctico) se caracteriza, entre otras cosas, por tener una cinemática con respecto al Sol, muy importante. Este hecho es lógico si tenemos en cuenta que las estrellas ligadas al halo no rotan junto con el disco alrededor de la galaxia. Las enanas blancas del halo son objeto de especial interés para los astrofísicos. Para calcular las componentes (U, V, W) necesitamos conocer el movimiento propio, la distancia y la velocidad radial (Vrad) de la estrella. Primeros Descubrimientos Por Aficionados Desde hace ya algunas décadas los astrónomos han realizado proyectos de búsqueda de nuevas estrellas de movimiento propio. Los más destacados son los trabajos realizados por W. J. Luyten como los famosos catálogos LTT (1957), LHS y NLTT. Hoy en día este tipo de proyectos siguen llevándose a cabo completando los trabajos anteriores. De entre los trabajos más modernos destacamos el realizado desde 1989 por H. Wroblewski, C. Torres y E. Costa. Generalmente los profesionales no poseen el tiempo suficiente como para permitirles estudiar la naturaleza de estas nuevas estrellas de movimiento propio, por ello los nuevos catálogos compilados por equipos de profesionales en los últimos años, se convierten en auténticas minas donde los aficionados pueden llegar a extraerse algunos ʺmetales y piedras preciosasʺ. Algunos de estos “metales Ilustración 5. Porción de un placa fotográfica tomada en el proyecto Digitized Sky
preciosos” surgen en forma de enanas rojas Survey donde se muestra la enana blanca WT2127.
frías o ultra frías, estrellas pertenecientes a la vecindad solar, subenanas frías, binarias o incluso enanas blancas. El autor de este artículo investigó 297 nuevas estrellas de alto movimiento propio descubiertas por el equipo de H. Wroblewski en 1999. En el trabajo de Wroblewski nada se sabía de la naturaleza de estas estrellas ni de su posible interés astrofísico. El autor consultó la fotometría infrarroja en banda J, H y K procedente del catálogo 2MASS además de la fotometría y movimientos propios de catálogos como el USNO‐
B1.0 y el GSC‐I, todos ellos con varios cientos de millones de objetos catalogados. Tras transformar y calibrar la fotometría fotográfica en bandas B, R e I del catálogo USNO‐B1.0 pudimos conocer las magnitudes V aproximadas de todas las estrellas de la lista. Los espectros, distancias y velocidades espaciales fueron obtenidas. Si bien aún continuamos con este trabajo ya podemos adelantar que los resultados has sido bastante alentadores y no sólo hemos descubierto varias decenas de subenanas y de estrellas cercanas (< 25 pc) sino que también hemos descubierto una decena de nuevas binarias. Pero aún quedaban más sorpresas, reconozco que inesperadas, ya que entre las 297 estrellas aparecieron unas 11 enanas blancas de las cuales 6 de ellas no eran conocidas. Se consultó toda la literatura profesional en los diversos journals y catálogos (se usó la herramienta Aladin y Simbad del Centro de datos Estelares de Estrasburgo) y se confirmó que nadie había observado estas enanas blancas. ¡Habíamos descubierto enanas blancas! ¡Jamás se me pasó por la cabeza! Estos objetos bien merecen un estudio más profundo por parte de los profesionales. NOTA: Para aquellos interesados en conocer más detalladamente las líneas de investigación comentadas en este trabajo o para cualquier otra consulta relacionada con las enanas blancas, pueden consultar al autor en frica0@terra.es.