Untitled - Universidad de los Andes

http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0686.html
Estrellas en la cuna
Benjamin Oostra
Estrellas en la cuna
Benjamin Oostra
M. Sc. Profesor asociado del
Departamento de Física de
la Universidad de los Andes
boostra@uniandes.edu.co
Cuando vemos a nuestro bebé acostado en la cuna, seguro que
nos parece un lucero. Pero el título se refiere a auténticas estrellas, en las etapas más tempranas de su desarrollo; porque los
astros no son eternos: ellos nacen, maduran, envejecen y mueren.
No vivimos el tiempo suficiente para observar a una misma estrella pasar por varias de estas etapas,
pero, afortunadamente, el cielo está densamente poblado de estrellas, y en un instante podemos observar a muchas de ellas en diferentes etapas de su evolución, y así podemos inferir la historia completa.
Esta es una de las maravillas de la astronomía.
Una estrella se forma cuando una nube de material interestelar se contrae por la mutua atracción gravitatoria de todas sus partes. ¿Material interestelar? Sí. El espacio no es vacío: en las enormes distancias
que separan una estrella de otra hay grandes cantidades de polvo y gases.
CICLO DE VIDA
La “gestación” de una estrella es la etapa en que una nube de materia interestelar se contrae sin emitir
luz hacia el exterior; la temperatura todavía es baja, y la poca luz emitida es absorbida por las capas
exteriores de la nube progenitora. Hay un proceso de formación, pero desde afuera no vemos nada.
Tratemos de visualizar el efecto de tal contracción. Cuando dejamos caer una pelota, ella pierde energía
potencial gravitatoria; y esta energía no desaparece, sino que se convierte en energía cinética, energía
térmica, sonido y energía elástica, porque la pelota puede rebotar. De la misma manera, cuando una nube
interestelar se contrae, la energía gravitatoria se convierte en otras formas: la mitad es irradiada hacia el
espacio en forma de luz (inicialmente muy poca e infrarroja por lo que es invisible para nuestros ojos), y
la otra mitad queda almacenada en la nube como energía térmica; es decir, la nube se calienta.
La estrella “nace” cuando emite suficiente luz, y cuando el espacio a su alrededor se torna lo suficientemente transparente para que una cantidad apreciable de luz pueda salir, es decir, para que podamos
ver la estrella. Pero aún le falta madurar, le falta comenzar a usar todas sus facultades: generar energía
nuclear. Por el momento, la energía que la hace brillar viene exclusivamente de su contracción por efectos de la gravedad.
Algunas estrellas detienen su desarrollo allí: se quedan siempre infantiles, porque no tienen suficiente
masa. La gravedad no es suficiente para generar las condiciones que permiten la fusión nuclear. Tales
objetos se llaman enanas marrón.
Pero si la masa es suficiente, el proceso de contracción y calentamiento continúa hasta que la temperatura y la densidad lleguen a unos valores críticos, en los cuales se hace posible la fusión de varios núcleos
28 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014
Figura 1. La estrella más brillante de esta foto es AB Aurigae. Nótense las nubes oscuras de polvo interestelar y, más cerca de la estrella, las nubes que reflejan su luz.
Fuente: http://www.balkonsternwarte.de/CCD_Bilder/vdb31.html
de hidrógeno para formar uno de helio. Esta reacción nuclear
genera energía. El interior de la estrella se calienta más, y la presión aumenta hasta detener el colapso gravitacional. El tamaño
de la estrella se estabiliza; la energía que emite ya no proviene
de la contracción gravitatoria, sino de las reacciones nucleares
en el interior. La estrella ha entrado en la que será la etapa más
larga y más estable de su existencia: ha alcanzado la madurez.
¿Cuánto dura la niñez? A las enanas marrones esta etapa les
dura toda la vida —miles de millones de años—, hasta que
se mueren “de mal de arrugas” cuando la contracción cese y
la estrella se enfríe. En estrellas cuya masa es parecida a la
del Sol, la niñez puede durar cientos de millones de años, pero
terminan por superarla. Estrellas más pesadas, de hasta unas
diez veces la masa del Sol, maduran más rápidamente. Su mayor masa genera una fuerza gravitatoria mayor, de modo que la
contracción es más rápida; la niñez les dura apenas un millón
de años. Estrellas aún más pesadas no tienen infancia: su enorme peso las hace madurar precipitadamente. Cuando nacen, es
decir, cuando se vuelven visibles, ya están quemando hidrógeno.
La duración de la etapa adulta de las estrellas también depende
de su masa. Se estima que el Sol podrá durar diez mil millones
de años, pero una estrella diez veces más pesada durará apenas
cien o quinientas veces menos, porque aunque tiene más combustible, lo derrocha más rápidamente. Esta fase dura hasta que
el hidrógeno comienza a escasear, porque gran parte se ha convertido en helio. En ese momento comienza el envejecimiento
del astro. Al menguar la potencia generada en su interior, vuelve
a actuar la gravedad: la estrella se contrae más, encendiendo de
nuevo la fuente de energía gravitatoria.
Si la estrella es pequeña, como nuestro Sol, no hará mucho más
que esto. Después de una breve etapa como gigante roja, en
la que fusionará helio produciendo carbono y oxígeno, brillará
aún muchos años como “enana blanca” pero, paulatinamente,
se enfriará y disminuirá su luz. La suya será una muerte lenta.
Si la estrella es mayor, la segunda contracción gravitatoria aumentará nuevamente su temperatura interior. Se pueden dar las
condiciones para fusionar núcleos de helio, que formarán elementos más pesados, como carbono, nitrógeno, oxígeno, neón,
etc. Estas nuevas reacciones generan algo de energía, prolongando un poco la vida de la protagonista, pero no por mucho
tiempo: llegará el momento en que la energía nuclear no podrá
frenar el colapso de la estrella bajo su propio peso, y esta sufrirá
una muerte súbita y espectacular, como supernova.
ENERGÍA NUCLEAR
La fusión de hidrógeno en helio recuerda el sueño de los antiguos alquimistas: convertir un elemento en otro. El proceso más
Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 29
en una molécula que se aloja preferencialmente en tumores.
Pero el núcleo 18F es inestable, porque la razón de neutrones
a protones es demasiado baja. Luego, uno de los protones del
flúor emite un positrón, convirtiéndose así en neutrón y transformando el flúor en oxígeno. El positrón, antes de avanzar un
milímetro por el cuerpo del paciente, se encuentra con uno de
los electrones que abundan en la materia, y de este encuentro
quedan solo dos rayos gamma, que son detectados por cámaras
que están listas para registrar el lugar de los hechos.
Volviendo al deuterón, este se encuentra en medio de un mar
de protones rápidos, y una colisión no se hace esperar. Se forma así un núcleo de helio liviano (dos protones y un neutrón),
y finalmente dos de estos pueden chocar y formar un núcleo
de berilio liviano (cuatro protones y dos neutrones). Pero esa
fusión no perdura: enseguida se expulsan dos protones y queda
una partícula sumamente estable: el núcleo de helio normal (dos
protones y dos neutrones).
Figura 2. Disco de polvo alrededor de AB Aurigae. El círculo negro en el centro es la máscara
instalada en el telescopio para bloquear la luz de la estrella. Nótense los brazos espirales. La
barra rotulada 1 = 144 AU indica la escala de la imagen: la longitud de la barra corresponde a
un segundo angular, lo cual en la estrella equivale a 144 veces la distancia de la Tierra al Sol.
Fuente: http://www.naoj.org/Science/SubaruUM/SubaruUM2011/proceeding/jun_hashimoto_p1_v1.pdf
común funciona como sigue: un protón, que no es otra cosa que
el núcleo de un átomo de hidrógeno, choca con otro. Esto no es
fácil, porque ambos tienen carga eléctrica positiva, y se repelen
mutuamente por la fuerza electrostática. Pero si la temperatura
es suficientemente alta, el ímpetu con que chocan puede ser suficiente para vencer su repulsión mutua y acercarse lo suficiente
para quedar ligados por la fuerza nuclear, que en distancias cortas es mayor que la repulsión electrostática.
Este estado ligado protón-protón es, sin embargo, muy inestable, debido a la persistente repulsión electrostática; por ello, en
la mayoría de los casos vuelven a separarse. Afortunadamente
existe una estrategia para aliviar esta tensión y sellar una unión
perdurable: uno de los protones accede a cambiar su identidad,
es decir, se deshace de su carga eléctrica, emitiendo un positrón y convirtiéndose en neutrón. El positrón, que puede llamarse
también antielectrón o electrón positivo, no está sujeto a la fuerza
nuclear, de modo que se aleja rápidamente, repelido por el protón
que queda, y entre este y el nuevo neutrón ya no hay ninguna
repulsión, de manera que forman un enlace más estable: un deuterón, el núcleo de un átomo de deuterio, o hidrógeno pesado.
El positrón no vive mucho: al poco tiempo se encuentra con un
electrón, y los dos desaparecen en un destello de rayos gamma.
Aquí es realidad la sentencia de que “la materia y la antimateria
se aniquilan mutuamente”. Este mismo proceso es usado por la
medicina moderna en un examen diagnóstico llamado tomografía por emisión de positrones (pet), en el que al paciente se le inyecta una pequeña cantidad de flúor 18, enlazado químicamente
30 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014
En cada uno de estos procesos se libera algo de energía. Pero
el balance energético total de convertir cuatro hidrógenos en un
helio se puede apreciar rápidamente al comparar la masa del
producto con la de los insumos: el helio es 0,7% más liviano
que los cuatro hidrógenos. Este poquito de masa desaparecida,
convertida en energía según la famosa fórmula E = mc2, hace
brillar las estrellas durante su edad adulta.
SALACUNA
Hay sectores de nuestra galaxia en los que se concentra una
mayor cantidad de material interestelar. Tales lugares se llaman
regiones de formación estelar. La más cercana a nosotros se ve
en la dirección de las constelaciones Tauro y Auriga. Allí se encuentra, por ejemplo, T Tauri, una estrella que inicialmente llamó
la atención por la variabilidad de su brillo (una o dos letras latinas
antepuestas al nombre de la constelación en latín es un nombre
usual para estrellas variables). Luego se supo que T Tauri aún no
ha llegado a la madurez: todavía está absorbiendo gas y polvo
de su entorno. Eso indica que es aún muy joven, que todavía no
“quema” hidrógeno, sino que aún depende de su contracción
gravitacional para poder brillar.
En la misma región, y en otras, hay muchos casos parecidos.
Constituyen una clase de astros en formación denominados en
conjunto estrellas T Tauri. Pero todas son pequeñas. ¿Por qué?
Porque las estrellas de baja masa evolucionan lentamente. El
motor de su desarrollo es la gravedad mutua de sus partes; en
una protoestrella liviana, esta fuerza es débil, y su evolución es
parsimoniosa. Cada una de ellas permanece mucho tiempo en
la infancia, por lo cual es común encontrarlas.
En cambio, una estrella más masiva se desarrolla más rápidamente, por lo cual es menos probable que, en nuestra efímera
existencia, la sorprendamos justo en esa breve etapa. ¿Ten-
dremos la suerte de ver alguna? El astrónomo George Herbig
(1920-2013) se dio a la tarea de buscarlas. Mientras otros
astrónomos buscan las estrellas más viejas, casi tan antiguas
como el universo mismo, Herbig buscó estrellas en la cuna.
¿Cómo se reconocen?
Herbig buscó en el lugar más probable: en la salacuna, es decir,
donde se observan nubes o concentraciones de materia interestelar; porque es allí donde se forman. Pero si se ve una estrella
en la misma dirección que una concentración de gas y polvo,
eso puede ser una coincidencia; en realidad, la estrella podría
estar mucho más cerca, o mucho más lejos, y no estar asociada
con la nube. Por eso, Herbig, para seleccionar las que estuviesen
físicamente asociadas a dichas nubes, buscó los casos en que el
gas y polvo interestelar reflejan la luz de la estrella. Y no solo la
reflejan: el material interestelar también absorbe la radiación de
la estrella, por lo cual el polvo se calienta y emite luz infrarroja,
mientras que los átomos de gas se excitan o ionizan para luego
volver a su estado base emitiendo luz visible en forma de líneas
de emisión en el espectro. Estas características observables
permiten identificar las estrellas que aún están en su infancia.
Herbig se interesó particularmente por las estrellas blancas y
azules, de tipo espectral A o B, porque estas son también las
más calientes, de las que se puede esperar que tengan una
masa mayor que las T Tauri. Por ser más masivas, evolucionan más rápidamente, de modo que, al verlas, se sabe que son
asombrosamente jóvenes: menos de un millón de años. De esta
manera surgió una lista de objetos llamados Herbig Ae/Be (las
letras A y B indican la clase espectral, es decir, el color y la temperatura, y la letra e indica que el espectro incluye líneas de emisión). El catálogo Herbig-Bell de 1988, la última actualización
realizada por el mismo Herbig, incluye 453 estrellas T Tauri, pero
solo 39 de tipo Ae/Be. Desde entonces, otros investigadores han
alargado la lista.
ESPECTROS
Un espectro no es nada fantasmagórico: es el patrón que forma
la luz al poner en orden los colores que la componen. Ninguna
fuente de luz emite un único color: siempre hay varios colores
mezclados. Un bombillo incandescente emite todos los colores.
Del violeta al rojo no hay ninguna interrupción; este es un espectro continuo. En cambio, un bombillo ahorrador emite solo
algunos colores: aquellos que son característicos del átomo de
mercurio; este es un espectro de líneas de emisión. Para nuestros ojos, ambos son aproximadamente blancos, porque solo
vemos la mezcla. Para ver por separado los colores constituyentes necesitamos un instrumento llamado espectroscopio o
espectrógrafo; lo mínimo es un prisma.
HH409-C
HH409-B
Disco
HH409-jet
HH409-A
120,0
Diámetro de la órbita de Plutón
Un sistema plantario joven: HD 163296
121,1
Longitud de onda (nm)
HST • STIS
Nasa Goddard Space Flight Center
and C. A. Grady, D. Devine (NOAO at GSFC)
Figura 3. Coronografía de la estrella HD 163296. Los chorros de plasma emitidos paralelamente a su eje se delatan por las cuatro regiones (objetos Herbig-Haro, o simplemente HH), donde el
medio interestelar emite una luz difusa.
Fuente: http://electric-cosmos.org/galaxies.htm
Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 31
Enero 16
Febrero 10
Febrero 26
Marzo 27
Abril 10
48504855 486048654870 4875
Figura 4. Cinco espectros de AB Aurigae tomados en el Observatorio de la Universidad de los Andes. No se muestra el espectro completo, sino solo la línea H-beta del hidrógeno, ubicada entre el
verde y el azul. La escala horizontal da la longitud de onda en angstrom. Nótese la variación de la forma y el tamaño, y las disminuciones por absorción al lado izquierdo, que indican la presencia de
gas expulsado por la estrella.
Fuente: Elaboración del autor.
Una estrella normal, como el Sol, muestra un espectro continuo,
interrumpido por líneas oscuras: colores que faltan. El espectro
continuo es producido en la fotosfera de la estrella, la capa de
donde viene la luz visible. Pero esta luz “completa” debe atravesar una capa llamada cromosfera, donde hay muchos elementos
químicos en estado gaseoso, y donde cada átomo absorbe sus
colores característicos. Lo que llega a nosotros es un espectro
con líneas de absorción.
La óptica nos enseña que cada color está definido por la longitud
de onda de la luz. La luz visible está compuesta de ondas de
aproximadamente medio micrómetro de longitud; la luz infrarroja, de uno o varios micrómetros. Las unidades más utilizadas
son el nanómetro (10–9 m) o el angstrom (10–10 m). La longitud
de onda de la luz roja es de alrededor de 600 nm, mientras que
la luz azul tiene alrededor de 400 nm.
Un juicioso trabajo de laboratorio permite saber qué longitudes
de onda corresponden a cada elemento químico. Luego podemos reconocer las líneas, o longitudes de onda, observadas en
el espectro de una estrella, e inferir la composición química de la
misma. En el espectro del Sol son notables las líneas espectrales
de hidrógeno, sodio, calcio, titanio y hierro.
Es común encontrar en espectros astronómicos las líneas espectrales conocidas en una longitud de onda ligeramente mayor
o menor que su valor “normal”. Esto se debe a que la estrella se
32 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014
aleja de nosotros, o se acerca. El fenómeno es conocido como
efecto Doppler. También es común encontrar ensanchadas las
líneas espectrales, debido a que una parte de la estrella se aleja,
mientras otra parte se acerca: la estrella gira alrededor de su
propio eje polar, así como la Tierra.
Algunas estrellas muestran, además de líneas de absorción, algunas líneas de emisión. Estas son emitidas por una nube o
disco de gas que rodea la estrella, y esta es precisamente una
característica de una estrella infantil, porque la estrella está aún
absorbiendo material de su entorno, por lo cual está rodeada de
una nube o disco de material que está a punto de ser absorbida,
y que emite luz al ser calentada por la cercanía de la estrella;
el polvo emite luz infrarroja y el gas produce líneas de emisión,
especialmente las de hidrógeno.
Las líneas de emisión producidas en un disco de gas pueden ser
bastante anchas, debido a la rotación del disco. La parte externa
del disco gira lentamente, pero la parte interna, más cercana a
la estrella, puede girar a centenares de kilómetros por segundo.
TRES EJEMPLOS
Entre las estrellas Herbig Ae/Be se destacan tres que podemos
ver fácilmente desde el Observatorio Astronómico de la Universidad de los Andes en Bogotá. La más brillante es, sin duda,
la estrella 51 de la constelación Ofiuco. Es de magnitud 5, es
8
7
6
Sirio
5
4
51 Oph
HD 163296
AB Aur
3
2
1
0
65406550656065706580 6590
Figura 5. Espectros de cuatro estrellas, obtenidos en el Observatorio de la Universidad de los Andes, centrados en la línea roja del hidrógeno. Sirio es una estrella normal, sin emisión. 51 Ophiuchi
muestra dos líneas de emisión: una corrida hacia el extremo azul del espectro, y la otra corrida hacia el rojo; son emitidas, respectivamente, por la mitad del disco que se acerca a nosotros y por la
mitad que se aleja. Las otras dos estrellas muestran líneas de emisión más fuertes, porque vemos los discos casi de frente; también presentan absorción irregular y variable al lado izquierdo.
Fuente: Elaboración del autor.
decir, que una persona con buenos ojos, en una noche oscura y
despejada, puede verla sin la ayuda de ningún instrumento. Las
otras dos tienen magnitud 7, demasiado débiles para poderlas
ver a simple vista, pero con un telescopio se distinguen muy
bien: AB Aurigae y HD 163296, dos estrellas que diariamente
pasan casi por encima de nosotros. Las demás son mucho menos brillantes, o están mucho más al sur, cosa que dificulta la
observación desde aquí.
El Observatorio Astronómico de la Universidad de los Andes se
especializa en registrar y estudiar los espectros de las estrellas. Durante los primeros meses de 2014 obtuvo espectros de
AB Aurigae en una docena de fechas. Comparando cada espectro con los anteriores, se observan cambios notables. Recientemente también registramos espectros de 51 Ophiuchi
y HD 163296. Estos datos permiten estudiar la velocidad de
traslación y rotación de cada estrella, la naturaleza del disco de
acreción que rodea su ecuador, y el gas expelido en la dirección
de sus polos (los llamados chorros polares). Es curioso: por el
ecuador absorben material de su entorno, y por los polos expulsan otra cantidad. Es de esperarse que lo que absorben es más
de lo que expulsan. Lo interesante de este fenómeno es que
ocurre en una amplia variedad de escalas y objetos del universo:
en las pequeñas estrellas jóvenes que no han salido de la cuna,
y en los agujeros negros supermasivos ubicados en los centros
de las galaxias activas. Es un mecanismo universal que vale la
pena entender bien.
Otros investigadores tratan de estudiar con detalle el disco de
polvo que rodea a cada una de estas estrellas. Para ello usan
telescopios más grandes, con cámaras sensibles al infrarrojo, e
instalan dentro del telescopio una máscara que bloquea la luz
de la estrella para poder ver la débil luz de sus alrededores; esta
técnica se conoce como coronografía, porque se usa también
para estudiar la corona solar.
51 de Ofiuco está rodeada de un disco de gas y polvo que vemos
justo de lado; es decir, la Tierra se encuentra en el plano del
disco. Su espectro casi no varía, porque el disco oculta la parte
interior del sistema, que es donde ocurre la acción. En cambio,
los espectros de las otras dos registran una variabilidad notable,
que amerita una vigilancia continua. El Observatorio podría dedicarse al oficio de baby-sitter.
HD 163296, cuyo nombre no es más que el número que le correspondió en el clásico catálogo de estrellas que lleva el nombre de Henry Draper, se presta para estudiar los chorros polares.
Estos “jets” han interactuado con el medio interestelar, creando al menos cuatro zonas luminosas conocidas como objetos
Herbig-Haro.
AB Aurigae sorprendió cuando en su disco de polvo se descubrió
una estructura de brazos espirales, análoga a la de muchas galaxias. Definitivamente, el bebé se parece al abuelo. Y parece que
este disco es, a su vez, cuna de otros objetos celestes: ¡planetas! •
Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 33