Estrellas en la cuna Benjamin Oostra

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2 Estrellas en la cuna Benjamin Oostra

3 Estrellas en la cuna Benjamin Oostra M. Sc. Profesor asociado del Departamento de Física de la Universidad de los Andes 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

4 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: 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

5 en una molécula que se aloja preferencialmente en tumores. Pero el núcleo 18 F 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: 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 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 = mc 2, 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- 30 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014

6 dremos la suerte de ver alguna? El astrónomo George Herbig ( ) 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 Diámetro de la órbita de Plutón 120,0 121,1 Longitud de onda (nm) Un sistema plantario joven: HD Nasa Goddard Space Flight Center and C. A. Grady, D. Devine (NOAO at GSFC) HST STIS Figura 3. Coronografía de la estrella HD 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: Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 31

7 Enero 16 Febrero 10 Febrero 26 Marzo 27 Abril 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 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 32 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014

8 8 7 6 Sirio Oph HD AB Aur 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 , 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 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 , 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