Sumario Polvo cósmico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2
Ulf Borgeest
Los glóbulos de Bok . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14 Robert L. Dickman
Los orígenes de las estrellas . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
Steven W. Stahler
La propulsión a chorro de las estrellas jóvenes . . . . .
Nubes moleculares, formación de estrellas y estructura galáctica .
. . . . . . . 34
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
Nick Scoville y Judith S. Young Young
Supernovas y formación de estrellas
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
William Herbst y George E. Assousa
Génesis de los púlsares . . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
Jesús Gómez González
Colapso y formación de estrellas . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
Alan P. P. Boss
Heliosismología. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77 John W. W. Leibacher, Leibacher, Robert W. W. Noyes, Juri Toomre Toomre y Roger K. Ulrich
Astrosismología . . . . . . . . . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
Juan Antonio Antonio Belmonte Av Avilés, ilés, Fernando Pérez Hernández y Teodoro Roca Cortés
Así explota una supernova . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
Hans A. Bethe y Gerald Brown
Nacimiento y muerte de la nova V1974 V1974 Cygni . . . . . Sumner Starrfield y Steven N. Shore
. . . . . . . 108
Polvo cósmico Ulf Borgeest La Vía Láctea y las demás galaxias espirales están atravesadas por agregados de partículas muy finas. Aunque estos velos nos oculten parte del universo remoto, tienen una importancia capital en el nacimiento de las estrellas y de los sistemas planetarios
T
odavía a principios del siglo XX la mayoría de los astrónomos consideraba que el espacio situado entre las estrellas estaba prácticamente vacío. Pero Johannes Franz Hartmann (1865-1936) descubrió en 1904 desde el observatorio de Potsdam (Berlín) que en el espectro de la estrella binaria próxima δ Orionis, Mintaka, las líneas de absorción no podían ser de origen estelar, sino que debían ser causadas por el gas situado a lo largo del trayecto entre la Tierra y las estrellas. El americano Edward E. Barnard (1857-1923) se dio cuenta finalmente de que las numerosas zonas desprovistas de estrellas que hay en la banda brillante de la Vía Láctea no es que carezc an de
materia, sino que se trata de nubes de gas cuyo contenido de partículas de polvo es relativamente grande y absorben la luz de las estrellas situadas tras ellas. Muchas de estas nubes oscuras interestelares cubren áreas del cielo de extensión considerable y tienen forma irregular; algunas, sin embargo, se nos presentan como muy compactas y redondeadas ( figura 1). El astrónomo Bart J. Bok (1906-1983) fue el primero que sospechó, en 1942, que tales globulillos pudieran ser la antesala de las protoestrellas. Como la radiación de las estrellas vecinas no puede penetrar muy profundamente en su interior, éste se encuentra relativamente frío, lo que permite que los
glóbulos se contraigan por su propia gravitación, desatando el proceso de la formación estelar. Hace 4600 millones de años que el Sol se formó de un conglomerado de gas y polvo similar. Una nube constituida principalmente de hidrógeno y de helio se encontraba en aquella época a más de 30.000 años luz del centro de la Vía Láctea. Debido a las bajas temperaturas reinantes en su interior, de sólo unos pocos grados Kelvin, la mayoría de los elementos más pesados estaban condensados en forma de granitos de polvo, ejemplos de los cuales pudieran ser partículas de carbono similares al hollín, cristalitos de silicatos o hielos de agua y de amoniaco. Dada la poca agitación tér-
1. PEQUEÑAS NUBES OSCURAS, conocidas como glóbulos de Bok; están compuestas fundamentalmente de gas molecular, pero contienen además tanto polvo que apagan la luz de las estrellas situadas detrás de ellas. La poca agitación térmica que tienen las partículas del centro de los glóbulos hace que su propia fuerza gravitatoria los contraiga, terminando por convertirse en regiones de nacimiento de estrellas.
2
TEMAS 7
2. LAS ULTIMAS FASES de la contracción de una nube de polvo antes de convertirse en una nueva estrella son espectaculares. La fotografía de la izquierda, tomada con el telescopio espacial Hubble, muestra el objeto protoestelar HH30 situado a 450 años luz, cuyo disco de polvo circumestelar se observa de canto. La luz de la estrella recién formada ilumina las partes superior e inferior del disco, aunque el propio cuerpo iluminante esté oculto tras su densa región central. El objeto arroja dos rojizos surtidores de gas en direcciones opuestas y perpendiculares al plano del disco —los conocidos “jets” o chorros—, cuya longitud total es varias veces el diámetro del sistema solar. En una fase posterior podrían formarse satélites de la nueva estrella, gracias al polvo y al gas restantes en el disco.
mica que tenían el gas y las partículas, es directamente observable, porque cido con elementos pesados, generados predominó el efecto de la gravitación, las densas nubes de polvo obstruyen bien en su interior, a través de la fusión de modo que los conglomerados de la visión de las protoestrellas. nuclear, bien en anteriores explosiomateria pudieron seguir contrayén- Solamente las modernas técnicas de nes de supernova (y que constituyeron dose. Cuanto más avanzó el desplome, observación permiten que los astróno- parte del material que intervino en la tanto mayor se hizo la densidad y mos se formen una idea de lo que acon- formación de la estrella), se condensa tanta más energía gravitatoria se con- tece poco después del nacimiento de en este caso en forma de pol vo y se virtió en calor. Tras varias decenas de las estrellas. Gracias a estas técnicas vuelve disponible para la formación de miles de años de que continuase el pueden distinguirse actualmente obje- una nueva generación de estrellas. Es proceso, se llegó a una situación en la tos jóvenes que ya brillan y que expul- así como el polvo desempeña un papel que la densidad y la temperatura del san materia al universo en forma de importante en la circulación de los elecentro alcanzaron los valores a los que violentos chorros, pero que todavía mentos dentro de la Vía Láctea y en la los núcleos de hidrógeno comienzan a están rodeados por un disco de polvo evolución de otros miles de millones de fusionarse, momento en el que res- circumestelar (véase la figura 2 ). galaxias. Los elementos de los que está plandeció una nueva estrella. Las estrellas también expulsan una formada la Tierra, con sus seres vivos Este proceso sigue ocurriendo parte importante de su masa en la fase incluidos, entre los que nos encontraactualmente en muchos lugares de final de su evolución ( figura 3). Parte mos nosotros, los seres humanos, tamnuestra galaxia, a pesar de lo cual no del gas disponible, que está enrique- bién han pasado varias veces por el
3. EN LAS ULTIMAS ETAPAS de su evolución las estrellas pierden sus capas externas, lanzando gas y polvo al espacio interestelar. El Sol, como otras estrellas de masas similares, terminará por formar una nebulosa planetaria, expulsando así de manera relativamente suave una parte considerable de su masa (la fotografía de la izquierda corresponde a la nebulosa NGC 6543, situada en la dirección del polo norte de la eclíptica y conocida también como la del Ojo de Gato). En cambio las estrellas de mayor masa explotan con una energía monstruosa, expulsando más de la mitad de sí mismas en fracciones de segundo. Es el caso de la supernova 1987A, que resplandeció en la Pequeña Nube de Magallan es en febrero de 1987; siete años más tarde aparece rodeada de un sistema de tres anillos brillantes ( foto central). En los sistemas de estre-
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
llas dobles cercanas pueden producirse repetidas explosiones, cuando el gas de una gigante roja hinchada se precipita sobre una estrella compañera pequeña y, en períodos de tiempo más o menos regulares, detona como una bomba de hidrógeno. Un objeto especialmente interesante, que claramente ha experimentado varias erupciones, es η Carinae, quizá la estrella de mayor masa y luminosidad de la Vía Láctea ( derecha). A pesar de encontrarse a una distancia de más de 10.000 años luz de nosotros, llegó a ser la segunda estrella más brillante del firmamento durante una erupción que sufrió hace unos 150 años; las capas de gas que fueron eyectadas entonces forman ahora una nebulosa brillante de polvo y de gas (NGC 3372, la nebulosa del Homúnculo). Las tres fotografías fueron tomadas por el telescopio espacial Hubble.
3
λ
μ α
γ
ANILLO DE BARNARD
δ ε NGC 2024 ζ σ NGC 2023
η M 42 ι
τ β
κ
4. LA CONSTELACION DE ORION es uno de los espectáculos más impresionantes del cielo nocturno. Incluso a simple vista puede verse su nebulosa (cuya denominación astronómica es M42), en forma de manchas difusas situadas debajo de las tres estrellas del llamado cinturón (ζ, ε y δ Orionis). Las fotos tomadas con exposiciones largas, como ésta de Eckhard Slawick, permiten ver además otras nubes de gas y de polvo con estructuras rojizas. Un arco semicircular (que se denomina el anillo de Barnard en honor a su descubridor, el americano Edward E. Barnard) atraviesa la región sudeste de la constelación y es probable que sea parte de una burbu ja interestelar de materia lanzada al espacio durante la formación de un grupo de estrellas en las cercanías de la nebulosa de Orión. Otro anillo de polvo y de gas rodea la estrella λ Orionis. En las cercanías de la estrella ζ Orionis, Alnitak, pueden verse también las nebulosas NGC 2024 y NGC 2023, que se muestran luego en la figura 6.
4
TEMAS 7
5. SOLO LA LUZ INFRARROJA permite ver que toda la región de la constelación de Orión está atravesada por una enorme nube de gas y de microscópicos granos de polvo. Esta foto, tomada con el satélite infrarrojo IRAS, muestra la misma región del cielo que la figura 4 y representa la radiación de las partículas de polvo que se calientan por absorción de la luz
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
de las estrellas. La temperatura de las partículas de la imagen disminuye del rojo al azul, pasando por el amarillo. Se distingue fácilmente el anillo alrededor de λ Orionis y la estrella Betelgeuse (α Orionis) en el margen izquierdo. La nebulosa de Orión se encuentra en el centro de la mancha brillante de color blanco-amarillento de la mitad inferior de la foto.
5
ciclo de intercambio de materia que se produce entre las estrellas y el medio interestelar. El polvo acuña la imagen que tenemos del universo de un modo directo, pues las oscuras nubes no sólo ocultan el centro y muchas de las estrellas de nuestra galaxia, sino también buena parte de las galaxias lejanas y, con ello, del universo más reciente. Y la mayoría de los cuásar es, tan importantes para concer la evolución temprana del universo y que son los cuerpos celestes más lejanos que pueden verse, se encuentran detrás de enjambres de galaxias que contienen polvo.
Polvo galáctico
V
6. LAS CERCANIAS DE LA ESTRELLA ζ ORIONIS en luz visible. Su gran brillo la hace aparecer sobreexpuesta en esta fotografía, pero a cambio pueden distinguirse las estructuras detalladas de las nubes de gas y de polvo vecinas. Llama la atención la nebulosa de la Cabeza de Caballo (Barnard 33), que se perfila como un espolón compacto de una enorme nube oscura que ocupa la parte izquierda de la fotografía, sobre el fondo de una fina nebulosa rojiza de emisión (IC 434); el color de esta última procede de la emisión del hidrógeno ionizado por la radiación ultravioleta de una estrella caliente. Las nebulosas azules por reflexión, como lo es NGC 2023, situada en la parte superior izquierda de la Cabeza de Caballo, pertenecen a nubes oscuras que dispersan la luz de aquellas estrellas que no alcanzan la temperatura necesaria para ionizar las nubes de gas. A la izquierda de ζ Orionis y atravesada por densas nubes oscuras se encuentra la nebulosa de emisión NGC 2024; la presunta estrella que la hace brillar se oculta tras una gran cantidad de polvo.
6
ista desde el exterior, la Vía Láctea parece un conglomerado de estrellas en forma de disco delgado, que tiene una llamativa estructura espiral. La abundancia de polvo en el medio interestelar gaseoso es del uno al dos por ciento. En promedio, existe un átomo de gas por centímetro cúbico, mientras que se necesita el volumen de un cubo de 30 metros de lado para encontrar un único grano de polvo, que puede que no llegue ni a la millonésima de gramo. Pero su monstruosa extensión permite al espacio interestelar contener, a pesar de ello, materia equivalente a una parte considerable de la masa total de las galaxias (aproximadamente el diez por ciento). La consecuencia de todo esto es que la materia interestelar sólo se hace evidente allí donde se concentran muchas nubes densas de variopinta apariencia. El diferente aspecto que presentan las llamadas nebulosas depende fundamentalmente de la forma en que han nacido, de su densidad y del modo en que resplandece su materia, según lo haga iluminada por otras fuentes de radiación o absorbiendo su luz. En la dirección de la constelación de Orión se observa un grupo de nubes de polvo de especial espectacularidad (como reflejan las figuras 4 y 5). Esta constelación ocupa unos 30 × 20 grados cuadrados de cielo (lo que corresponde a unas tres mil veces la superficie de la Luna llena) y está situada a una distancia de 1500 años luz. Las estrellas más brillantes de Orión, las que le confieren su conspicua forma, están situadas delante de la nube, mientras que la luz de las más lejanas resulta dispersada o absorbida por el polvo y no puede percibirse a simple vista. Esta región del cielo permite TEMAS 7
explicar en detalle casi todas las pro- nebulosa de emisión, excitada a su vez Lo que verdaderamente sucede es que piedades importantes del polvo galác- por la intensa radiación ultravioleta no se ven más que las estrellas que se tico. de una estrella caliente ( véase la encuentran delante de la nube, mienUna estructura muy llamativa es figura 6). Esta zona de tan sorpren- tras que las situadas dentro o detrás la que se encuentra cerca de Alnitak dente parecido al perfil de una cabeza de ella resultan invisibles. (ζ Orionis), la llamada nebulosa de la equina no es más que una pequeña Hay, sin embargo, algunas zonas Cabeza de Caballo. Se trata de una parte de una extensa nube de polvo, concretas de las nubes que pueden nube oscura y densa, que sólo resulta que inicialmente induce a pensar que verse directamente, debido a que hay visible porque está situada delante del la densidad de estrellas en ese sector estrellas que están situadas delante fondo brillante constituido por una del firmamento fuese mucho menor. de grandes cantidades de polvo y lo
7. ZONA CENTRAL de la nebulosa de emisión NGC 2024, fotografiada con luz visible (izquierda ) y con longitudes de onda infrarrojas (derecha). Se ve con claridad cómo puede atrave-
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
sar el manto de polvo la radiación infrarroja de muchas estrellas jóvenes y calientes, cuya luz visible resulta, en cambio, absorbida.
7
suficientemente cerca para iluminarlo. Las partículas dispersan la luz en todas las direcciones, de manera que al observador terrestre le parecen nebulosas de reflexión; su espectro se asemeja al de la estrella iluminadora, presentando, sin embargo, mayor intensidad en la parte azul, puesto que las partículas de polvo dispersan más eficazmente la luz azul que la roja. El color predominante de las nebulosas de emisión, cuya radiación se origina en el mismo gas, es, en cambio, rojizo y su espectro sólo contiene líneas de emisión. Las coloraciones que presentan las nebulosas de reflexión permiten determinar el tamaño típico de las partículas de polvo contenidas en las respectivas nubes, pues la dispersión es especialmente eficaz cuando el tamaño de la partícula dispersora es comparable al de la longitud de onda de la luz. Los granos de polvo tienen, por consiguiente, un tamaño de algunas fracciones de micra (una milésima de milímetro). La luz de las estrellas que le llega directamente al observador también sufre cambios de color debido a la dispersión. Cuanto más espesa sea la capa de polvo interestelar que la luz ha de atravesar, tanto más se dispersa la parte azul del espectro fuera
8
8. LA NEBULOSA DEL AGUILA (M16), situada a una distancia de 7000 años luz de la Tierra, se ve casi tan grande como la Luna llena; alberga en su seno un cúmulo de estrellas jóvenes (arriba). En su zona central hay una estructura oscura que da a la nebulosa su nombre: parecen las alas de un águila que se elevase por los aires (abajo). Las oscuras inclusiones, conocidas como trompas de elefante, se consideraron durante mucho tiempo como futuras regiones de nacimiento de estrellas. La realidad es que son restos de aglomeraciones de material en una región en la que ya se han formado estrellas. Los astrofísicos Jeff Hester y Paul Scowen investigaron recientemente los detalles de estas densas nubes de polvo con el t elescopio espacial Hubble (derecha). Como si fueran extravagantes formaciones de rocas arenosas, erosionadas por las influencias atmosféricas, los fragmentos de las nubes se estiran en la dirección de las estrellas jóvenes y calientes cuya intensa radiación ultravioleta va deshaciendo poco a poco sus bordes. Las zonas columnares más densas de las nubes oponen mayor resistencia a la erosión. Sus extremos son especialmente brillantes, porque allí la radiación de la joven estrella ioniza fuertemente el gas, que se excita brillando a longitudes de onda visibles.
TEMAS 7
de la línea de visión. Las estrellas aparecen por tanto enrojecidas (de la misma manera que el Sol del atardecer, cuyos rayos atraviesan una espesa capa de aire). La luz cuya longitud de onda sea de alrededor de una micra se abre paso mucho mejor, ya que se dispersa mucho menos que la luz visible, cuyas longitudes de onda son más cortas. Esta es la razón de que las fotografías infrarrojas permitan ver incluso estrellas situadas en el interior de nubes oscuras ( véase la figura 7 ). Estos objetos embebidos en las nubes son de reciente formación y se encuentran al principio de su evolución. Si fueran más viejos, la presión de radiación hace tiempo que LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
hubiera esparcido la nube circundante, fenómeno que, gracias al telescopio espacial Hubble, se ha observado recientemente en otra región de nacimiento de estrellas: la nebulosa de emisión M16 ( figura 8 ).
La formación de las estrellas y de los sistemas planetarios
E
n el interior del gas y del polvo de las nubes galácticas se desarrolla un proceso que resultó inaccesible durante mucho tiempo para los astrónomos: la formación de una nueva estrella. La situación ha cambiado
gracias a las técnicas modernas, especialmente las de la astronomía infrarroja, disciplina astronómica relativamente joven; sensibles detectores instalados en grandes telescopios o en satélites permiten observar estas densas aglomeraciones de polvo a mayor profundidad y ayudan así a descifrar los mecanismos que conducen a la formación estelar. Una de las regiones de formación estelar más cercana a nosotros vuel ve a encontrarse en nuestra paradigmática constelación, la nebulosa de Orión. C. Robert O’Dell y Mark McCaughrean la han explorado en luz visible e infrarroja. Sus imágenes, de una nitidez inigualada hasta enton9
Los restos del remolino forman después el disco protoplanetario. Tales chorros fueron descubiertos, en los años cincuenta y de manera independiente, por el astrónomo americano George Herbig y su colega mexicano Guillermo Haro [véase “Los objetos Herbig-Haro”, de L. F. Ro dríguez y J. Cantó en I NVESTIGACIÓN Y CIENCIA , número 84, septiembre de 1983, páginas 8-18]. En el caso de los objetos de la nebulosa de Orión las protoestrellas generadoras se esconden todavía en las densas condensaciones de la extensa nube de gas y de polvo. Podemos ver, sin embargo, el objeto Herbig-Haro HH 30, situado en la constelación del Toro y a una distancia de sólo 450 años luz, que presenta un remolino en forma de disco y justamente de canto (véase la figura 2). El probable precursor de un sistema planetario se delinea por su oscuridad, mientras que la joven estrella que allí se esconde hace brillar las capas externas más difusas.
Más polvo del que se suponía
L 9. LA REGION CENTRAL DE LA NEBULOSA DE ORION en luz visible ( arriba). Es un montaje fotográfico compuesto por C. Robert O’Dell con 45 imágenes del telescopio espacial Hubble; abarca casi el cinco por ciento de la superficie de la Luna llena. El lado de la imagen corresponde a un tamaño de unos 2,5 años luz y pueden distinguirse detalles de unos 7000 millones de kilómetros (comparables al tamaño del sistema solar). Cerca del centro de la imagen y situadas en los vértices de un trapecio se encuentran las cuatro componentes principales del ya mencionado sistema θ Orionis. Estas estrellas tienen probablemente menos de un millón de años y su temperatura superficial de unos 50.000 grados Kelvin es la que suministra casi toda la radiación ionizante que produce el brillo de la nebulosa. En los turbulentos jirones de gas y de polvo se ocultan un gran número de estrellas jóvenes, como pone de manifiesto la imagen obtenida por Mark McCaughrean en el infrarrojo cercano con la cámara MAGIC instalada en el telescopio de 3,5 metros de Calar Alto en España, que ilustra la portada.
ces, permiten obtener nuevos datos sobre la formación de sistemas planetarios. En primer lugar, se ven bastantes más estrellas en el infrarrojo que con luz visible, porque la mayoría de ellas son muy jóvenes y se encuentran embebidas en las nubes de polvo. Pero lo realmente sensacional es el descubrimiento de que casi la mitad de las estrellas localizadas delante de la brillante nebulosa están rodeadas por discos planos y oscuros ( véanse las figuras 9 y 10 ). Tanto los tamaños medidos como las masas estimadas muestran que estos discos son los precursores de los sistemas planetarios. 10
En otros lugares de la nebulosa de Orión se distinguen chorros de gas brillante. Los astrónomos saben que este fenómeno está ligado directamente con las primeras fases de la formación de una estrella y de su disco de polvo. Es probable que la formación de chorros muy colimados vaya acompañada de campos magnéticos, los cuales se intensifican durante el colapso gravitatorio de la nube oscura. Los chorros de materia se eyectan hacia ambos lados a lo largo del eje de rotación de un remolino de gas y de polvo que rodea a la joven estrella.
as estrellas que nacen y las que mueren desempeñan un papel fundamental en la evolución de los elementos químicos de una galaxia. Pero para entender la evolución de los sistemas estelares en su conjunto se debe conocer su contenido de polvo. Sólo las medidas directas pueden aclarar este problema. El polvo interestelar, que absorbe la luz de las estrellas vecinas, se calienta hasta alcanzar temperaturas de varias decenas de grados Kelvin. La energía obtenida se reemite en forma de radiación calórica cuyo máximo se encuentra en el infrarrojo lejano. Esta región del espectro electromagnético no es accesible desde la Tierra, ya que la absorbe la atmósfera. Sólo la disponibilidad de instrumentos especialmente protegidos y refrigerados y situados en el espacio, como por ejemplo en órbita alrededor de la Tierra, ha permitido realizar tales mediciones. El satélite IRAS ( Infrared Astronomical Satellite), lanzado a principios de 1983, llevó a cabo observaciones sistemáticas de todo el cielo en las longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 micras. Este proyecto aportó conocimientos esenciales sobre la distribución de las aglomeraciones de polvo caliente en la Vía Láctea y en otras galaxias (véase la figura 5). El satélite europeo ISO ( In fra re d Sp a ce Observatory ), lanzado en noviembre de 1995, es el primer telescopio comTEMAS 7
pletamente equipado que puede entre los brazos espirales, sino que nomos analizan gracias a los datos observar en el infrarrojo medio y pudo estimarse el contenido total de obtenidos mediante la observación de le jano. Contiene cámaras, así como polvo de las galaxias. Y los investiga- zonas libres de él, no pueden valodiferentes fotómetros y espectróme- dores hicieron un descubrimiento rarse de momento más que cualitatitros, para el análisis completo de importante, el de que la galaxia NGC vamente. fuentes particulares entre 2 y 240 2997 contiene unas diez veces más Es muy verosímil que el polvo tenga micras. Se espera que este observato- polvo que el deducido de las imágenes importantes consecuencias en el caso rio en órbita alrededor de la Tierra de IRAS en el infrarrojo lejano ( véase de los cuásares, los cuerpos celestes permita importantes avances de la la figura 11). más lejanos que se pueden observar. astronomía infrarroja. El equipo investigador siguió apli- Se les llama también núcleos activos Los datos que se han obtenido hasta cando su método a diferentes tipos de de las galaxias; son extremadamente ahora muestran que las regiones de galaxias, obteniendo resultados pare- luminosos y están presuntamente vinnacimiento de nuevas estrellas están cidos en todos los casos, lo que produjo culados con la formación de las missituadas en los brazos espirales de las cierta conmoción en la comunidad mas. Son por tanto unos objetos clave galaxias, sin que apenas haya nuevas astronómica. Aún no pueden preverse para la cosmología. Sin embargo, a estrellas en el espacio comprendido todas las consecuencias científicas muy grandes distancias, a menos de entre los brazos. Como IRAS no puede que quizás acarree este descubri- un quinto de la edad del universo detectar polvo cuya temperatura sea miento. actual, disminuye drásticamente el inferior a 30 Kelvin, no es imposible número de cuásares. ¿Es que con anteque entre los brazos no haya polvo rioridad a esa época no había todavía Cuásares rojos indetectado, cuestión que suscitó una ninguna galaxia? fuerte controversia entre los especiaun cuando la contribución del polHace más de diez años que el astrolistas. vo a la materia total del universo físico Jeremiah P. Ostriker defiende Un grupo de investigación interna- visible ni siquiera corresponda al uno otra explicación. Pocos miles de cional, formado por los astrofísicos por mil tiene, sin embargo, una im- millones de años después de la gran David Block, Adolf Witt y Preben portancia enorme para las ob ser- explosión, el universo era substancialGrosbøl y por los astrónomos observa- vaciones astronómicas, así como para mente más pequeño que en la dores Alan Stockton y Andrea Moneti, la elaboración de teorías. Si el polvo actualidad y las galaxias estaban, por ha establecido un nuevo procedi- estuviera distribuido uniformemente, consiguiente, mucho más juntas. Lo miento para buscar polvo frío. La idea el universo estaría más oscurecido a que sucede ahora cuando dirigimos es tan simple como genial: se toman mayores distancias y las galaxias nuestra vista a las galaxias más lejados fotografías de una galaxia, una en más le janas, que son las que pueden nas, es decir, al universo temprano, es luz visible y la otra en el infrarrojo aportarnos la explicación sobre las que resulta casi imposible que nuestra cercano; el ordenador calcula la pro- primeras etapas de la evolución del mirada atraviese las galaxias cercaporción que haya entre los brillos de cosmos, podrían resultar completa- nas. Y es muy probable que el polvo cada punto de la imagen en una y otra mente invisibles. Pero como está de los sistemas situados en primer y utiliza el resultado para generar una ligado a los sistemas estelares, el plano oculte también a los lejanos cuánueva representación del sistema polvo no oscurece más que determi- sares. estelar, representación en la que se nadas zonas. La importancia y las En contra de la idea de Ostriker se distinguen las regiones que contienen consecuencias cosmológicas que argumentó, claro está, que tal efecto polvo. La nueva imagen es oscura allí pueda tener este efecto, que los astró- de filtro tendría que ser muy pequeño, donde la galaxia sea mucho más brillante en el infrarrojo que en luz visible, es decir, donde el polvo enrojezca 10. DETALLES AMPLIADOS de la figura 9. Muchas estrellas jóvenes de la nebulosa las estrellas. de Orión están rodeadas por discos de polvo, de los que podrían terminar resultanCon este procedimiento no sólo pudo do sistemas planetarios. También nuestro sistema solar nació de un disco similar demostrarse que también hay polvo hace unos 4600 millones de años.
A
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
11
12
TEMAS 7
11. LAS REGIONES de los sistemas estelares extragálacticos pueden llegar a verse por un procedimiento sencillo. Estas tres imágenes muestran la misma galaxia espiral, NGC 2997, de la constelación austral Antlia (Máquina Neumática). La foto superior de la izquierda se tomó con luz visible de una longitud de onda de 500 nanómetros a través del telescopio de 3,6 metros del Observatorio Austral de la Silla en Chile. La presentación en negativo permite ver con especial claridad las estructuras filamentosas. Una cámara infrarroja instalada en el telescopio de 2,2 metros del mismo observatorio tomó otra imagen de la galaxia a una longitud de onda de 2,2 micras (abajo a la izquierda). En ella se observa casi
a tenor de la cantidad de polvo que se suponía contenían las galaxias. Esto ha cambiado con la observación de NGC 2997 y de otras galaxias. La hipótesis de Ostriker se ve confirmada por los descubrimientos de un grupo australiano dirigido por Rachel Webster. Estos investigadores analizaron las luminosidades ópticas y los colores de una muestra de cuásares que fueron detectados con el radiotelescopio de Parkes en Nueva Gales del Sur. El resultado es que la mitad de ellos irradiaban luz roja de forma llamativa, frente a su caracterización clásica como cuerpos azules. Los cuásares más débiles y menos investigados eran precisamente los más rojizos. Este es el aspecto que tendrían los cuásares situados detrás de galaxias LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
sin impedimento a través del polvo y se distingue, por así decirlo, la estructura real de la galaxia, que resulta mucho más sencilla que cuando se la observa con luz visible (porque el polvo dispersa o absorbe la luz disponible y hace aparecer la estructura como más compleja). La tercera imagen (arriba) fue calculada con ordenador a partir de las dos imágenes precedentes. Cada uno de sus puntos representa la correspondiente relación de intensidades en las otras dos. Esto permite apreciar que el polvo se distribuye casi uniformemente por toda la galaxia. Destaca la importancia del hecho, hasta ahora desconocido, de que exista mucho polvo frío entre los brazos espirales.
que contuvieran polvo, como sabemos ahora. No hay seguridad de que la causa del enrojecimiento sea realmente ésa, pues también podría tratarse de una anomalía de la propia fuente. Si el efecto se debiese al polvo, quedaría todavía por aclarar si está ubicado en la misma galaxia que hospeda al cuásar o en sistemas situados delante de ella. El modelo de Ostriker necesita, pues, de apoyos empíricos adicionales. No basta con saber que las galaxias investigadas por Block y sus colegas contienen suficiente polvo para poder enrojecer fuertemente los cuásares situados tras ellas, porque estas galaxias son todas relativamente cercanas y, por ello, muy evolucionadas. Es posible que en el universo más
temprano hubiese mucho menos polvo, aparte de que el método de Block no es aplicable a galaxias situadas a distancias de varios miles de millones de años luz, ya que no pueden verse más que como una mancha difusa y poco luminosa si llegan a verse. BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA DAS UNIVERSUM DER STERNE. Michael Rowan-Robinson. Spektrum Akademische Verlag, 1993. STERNE . DIE PHYSIKALISCHE WELT DER KOSMISCHE SONNEN . James B. Kaler. Spektrum Akademische Verlag, 1993. FACETTEN DER ASTRONOMIE. Dirigido por Heinz Völk. Barth-Verlag, 1993. STELLARE JETS. Thomas Bührke en Sterne und Weltraum, pág. 452, junio 1995.
13
Los glóbulos de Bok Robert L. Dickman Son nubes esféricas de polvo y de gas interestelares que destacan sobre un fondo de estrellas o de gas luminoso. Los datos muestran que se contraen y quizá sean estrellas en formación
L
a expresión “espacio interestelar” ha visto con claridad que los lugares dos tercios de su radio; desde dentro evoca un inmenso vacío. Efec- más conspicuos de formación de estre- percibimos el disco como la Vía Lácti vamente, las estr ellas d e llas no son los glóbulos, sino las masi- tea, la banda luminosa visible en el nuestra galaxia están separadas por vas nubes moleculares asociadas a las cielo nocturno, producida por la luz de distancias que son casi imposibles de nubes brillantes de gas ionizado difuso millones de estrellas demasiado débicomprender a nivel de la experiencia conocidas como regiones HII. El interés les para diferenciarlas a simple vista, cotidiana. En las proximidades del astronómico por los glóbulos de Bok sin ayuda de instrumentos. Sol, por ejemplo, la distancia media como emplazamientos de orígenes Puesto que el medio interestelar entre estrellas contiguas es de unos estelares ha decrecido algo, en conse- tiene masa, está sometido a las mistres años luz, o sea unos 28 billones cuencia; ha aumentado, en cambio, su mas fuerzas de gravedad y de rotación de kilómetros. Además, el espacio papel como importante fuente de que han dado forma a la galaxia. Por entre las estrellas es un vacío que información sobre los estados más tanto, no es muy sorprendente que las supera a todo lo que se ha logrado en condensados del medio interestelar. nubes interestelares se encuentren la Tierra. Se trata, sin embargo, de un Los glóbulos de Bok son las estruc- confinadas, en buena medida, en el tipo granulado de vacío. Esparcidas turas más pequeñas y regulares cono- disco galáctico. El componente prinentre las estrellas de nuestra galaxia cidas del medio interestelar. La apa- cipal de las nubes es el hidrógeno, hay nubes enormes, en su mayor parte rente ausencia de una fuente interna pero contienen también una pequeña no luminosas, de gas tenue, polvo- importante de energía, como podría cantidad de tenues partículas sólidas: riento. Aunque constituyan menos del ser un cúmulo recientemente formado el polvo interestelar. Esta traza de diez por ciento de la masa total de la de estrellas jóvenes calientes, limita polvo relativamente insignificante, galaxia, son una componente diná- mucho la variedad de procesos físicos que representa menos del uno por mica e importante de ella, en no que el astrofísico necesita tener en ciento de su masa total, atenúa y pequeña medida porque son la mate- cuenta cuando intenta comprender- enrojece la luz de las estrellas que ria prima a partir de la cual se forman los. Carentes de fuente interna de ener- pasa a su través, de modo muy parenuevas estrellas. El estudio de la gía, los glóbulos de Bok se cuentan cido a como el polvo de la atmósfera interacción de procesos físicos obser- entre los objetos más fríos del espacio terrestre atenúa y enrojece la luz del vada en las nubes interestelares es la interestelar: la mayoría tienen una sol poniente. Si la nube es lo bastante vía para comprender mejor la suce- temperatura de sólo unos 10 grados densa, bloqueará totalmente el paso sión de acontecimientos que acaba Kelvin (10 grados Celsius por encima de la luz estelar y creará lo que parece originando las estrellas y, en un del cero absoluto). Por tanto, son ele- ser un agujero en medio de un abunsentido más amplio, para esclarecer mentos casi ideales para compararlos dante campo estelar. los mecanismos físicos básicos que con modelos teóricos de nubes, esas rigen el comportamiento, composición representaciones muy simplificadas La detección y evolución del medio interestelar. de los principios físicos esenciales de de nubes oscuras La presente exposición se centrará las nubes, que los astrofísicos construen un tipo de nubes interestelares yen para comprobar su comprensión res son las condiciones que tienen que cumplirse normalmente para conocidas por glóbulos de Bok. Son de los procesos interestelares. objetos que pueden definirse como Empezaremos situando los glóbulos que pueda detectarse por métodos nubes interestelares de polvo, com- de Bok sobre el enorme telón de fondo ópticos una nube interestelar oscura. pactas, bastante opacas, aisladas y de de nuestra galaxia, conjunto de unos Primero, la nube debe contener, a lo forma regular. Reciben su nombre de cien mil millones de estrellas que largo de la visual, polvo suficiente Bart J. Bok, el astrónomo estadouni- incluye al Sol como miembro de poca como para que disminuya apreciabledense de origen holandés que, hace monta. Las fuerzas de autogravita- mente el número de estrellas que se medio siglo, llamó la atención sobre el ción y de rotación han confinado el ven a su través. Segundo, dado que hecho de que eran una clase definida grueso de las estrellas de la galaxia esta reducción no puede juzgarse más de nubes interestelares y propuso su en un disco espiral aplastado de unos que comparándola con el fondo de posible condición de precursores de cien mil años luz de anchura. Excep- estrellas de las regiones circundantes, estrellas. Aunque los datos empíricos tuando una protuberancia central, el la nube debe estar en una zona en que tienden a confirmar lo correcto de la espesor del disco se mueve entre 600 el número de estrellas por unidad de original y, en cierta medida, atrevida y 1200 años luz. El sistema solar se área sea grande. En general, cuanto conjetura de Bok, posteriormente se encuentra en el disco galáctico, a unos más pequeña y menos absorbente sea
T
14
TEMAS 7
1. GLOBULO DE BOK conocido por Barnard 335. Forma un aparente agujero en el cielo, en esta fotografía hecha por Bart J. Bok con el telescopio reflector de 2,20 metros del Observatorio Steward de la Universidad de Arizona. Tales objetos, que Bok fue el primero en considerar una clase, son nubes interestelares de gas y de polvo, aisladas, compactas y geométricamente regulares. “Barnard” hace referencia a Edward Emer-
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
son Barnard, quien, a principios de siglo, hizo una amplia prospección fotográfica de las nubes oscuras interestelares. Los glóbulos de Bok no son uniformemente opacos. Lo normal es que se difuminen a partir de un núcleo denso, de modo que las estrellas pueden brillar a través de sus regiones más externas. Barnard 335 se encuentra a unos 1200 años luz del sistema solar y tiene unos dos años luz de diámetro.
15
la nube que uno espera detectar, tanto ferio norte es la Gran Grieta del Cisne, Edward Emerson Barnard. Barnard más denso debe ser el fondo estelar un conjunto de nubes oscuras en forma comparte con su contemporáneo alepara poder fiarse de que la disminu- de cadena que oscurece de mo do más mán Maximilian Wolf el princi pal ción del número de estrellas es conse- o menos continuo una banda estrecha honor en la fundación del estudio fotocuencia de la absorción del polvo y no de la Vía Láctea, a su paso por las gráfico de las nubes interestelares una simple fluctuación estadística del constelaciones del Cisne y del oscuras como rama de la astronomía fondo estelar. Tercero, la nube ha de Aguila. de observación. Aunque se convenció estar bastante cerca del sistema solar Tales estados, los más densos y pronto de la realidad de las estructu(en la práctica, no más allá de unos oscuros de la materia interestelar, ras que había fotografiado y estudiado 3000 años luz); en otro caso pudiera fueron probablemente las primeras cuidadosamente, hay un trasfondo de haber demasiadas estrellas situadas manifestaciones conocidas del medio cautela en sus muchas publicaciones delante de ella, que impedirían su interestelar, pero han tardado en ser sobre el tema. No se comprometió detección segura. sometidos a un examen científico explícitamente (en letra impresa) La detección y el estudio ópticos de detallado. A pesar de los rápidos avan- sobre la verdadera naturaleza de sus pequeñas nubes oscuras interestela- ces que la astronomía fotográfica hizo “marcas oscuras” hasta 1919. res requieren, por tanto, fotografías a finales del siglo XIX y principios del La noción de que se tratase de agude larga exposición con grandes teles- XX , hubo durante muchos años un jeros reales abiertos en el fondo estelar copios. Sólo así puede registrarse el enérgico debate sobre la naturaleza de por fuerzas misteriosas fue de jándose gran número de estrellas débiles nece- los “agujeros del cielo”, que la fotogra- de lado gradualmente a principios de sarias para la detección. Esta restric- fía de larga exposición ponía clara- este siglo, cuando quedó claro que los ción se aplica a la mayoría de las mente de manifiesto. Aunque algunos abruptos límites de muchas nubes nubes oscuras interestelares, pero no astrónomos aceptaron con facilidad la oscuras serían borrados rápidamente a todas. Algunos complejos de gas y de existencia de nubes oscurecedoras de por los movimientos fortuitos de las polvo interestelares son tan grandes materia interestelar, otros mantuvie- estrellas, si se tratara de espacios very tan opacos que pueden verse fácil- ron firmemente que los “agujeros” daderamente vacíos. Al mismo tiempo mente a simple vista. Ya los percibie- eran eso precisamente, espacios vacíos iba ganando rápida aceptación el conron, claro está, los astrónomos anti- abiertos de algún modo en el fondo cepto de un medio interestelar extenso guos, aunque difícilmente podrían estelar. El acaloramiento que tenía el y polvoriento, en gran parte no haber apreciado su verdadera natura- debate a principios de este siglo apa- luminoso. La existencia de materia leza. El complejo opaco más promi- rece de un modo muy vivo en los escri- interestelar absorbente ya había sido nente para los que viven en el hemis- tos del astrónomo estadounidense propuesta en el siglo XIX por el astrónomo ruso Friedrich G. W. Struve, idea que quedó claramente confirmada a finales de la década de 1920, por la labor del astrónomo estadounidense Robert J. Trumpler. El resultado fue la concepción de una distribución ubicua y muy difusa de materia oscurecedora en nuestra galaxia, que explicaba muchas cosas, incluyendo la atenuación y el enrojecimiento progresivos de las estrellas y los cúmulos estelares con el aumento de la distancia a la Tierra y la aparente concentración de otras galaxias en regiones del cielo apartadas del plano galáctico (ya que la mayor parte del polvo está situado cerca del plano del disco galáctico). La caracterización de las nubes oscuras como objetos desacostumbradamente densos y bien localizados, sumidos en un medio interestelar más difuso, también iba quedando clara. El gas frío interestelar tiene pocas “rúbricas” observables en la región óptica del espectro, pero ya a principios de este siglo se habían ido acumulando datos que hacían pensar en la existencia de cantidades significativas de gas entremezcladas con el 2. LA DIFICULTAD DE IDENTIFICAR NUBES OSCURAS intelestelares se demuest ra en esta fotografía, reproducida a partir de una copia en negativo, de una región que polvo interestelar. Se sabía que las está en la constelación de la Osa Mayor. Dado que la región está lejos del plano nebulosas brillantes están compuescentral de nuestra galaxia, la densidad de estrellas es baja. Beverly T. Lynds llamó tas de hidrógeno, helio, carbono, oxíla atención sobre la región pobre en estrellas situada dentro del rectángulo blanco geno y nitrógeno gaseosos. Se habían y suscitó la cuestión de si representa una nube oscura o, simplemente, una fluctuación estadística del fondo estelar. Su conclusión fue que la presencia de una nube descubierto, además, rayas espectraes muy improbable, conclusión que se ve apoyada por la ausencia de emisión radio- les de absorción debidas a átomos de detectable de moléculas de monóxido de carbono; dichas moléculas se hallan inva- calcio y de sodio situados en la direcriablemente asociadas con nubes de polvo y de gas. ción de ciertas estrellas lejanas. Por 16
TEMAS 7
3. EL GLOBULO DE BOK DIFUSO Barnard 255 está dentro del rectángulo blanco de esta copia en negativo. Aunque la nube contiene menos polvo y gas que la mayoría de los glóbulos de Bok, aparece de modo bastante claro debido a que está en una región rica en estrellas. Si Barnard 255 estuviera en la región del cielo que se muestra en la ilustración de la página opues-
tanto, en la misma época en que Trumpler estableció la presencia de polvo interestelar, ya estaba firmemente aceptada la existencia de gas interestelar, aunque su relación exacta con el polvo, especialmente en las nubes oscuras, no se entendiera bien. El estudio de la componente gaseosa del medio interestelar se desarrolló rápidamente a partir de 1950, cuando pudieron construirse receptores de radio sensibles, capaces de detectar la raya de emisión característica del hidrógeno atómico a 21 centímetros. Esa raya espectral se produce cuando el eje de giro del único electrón del átomo de hidrógeno salta 180 grados con respecto al eje de giro del núcleo atómico (un protón) y emite un fotón con una longitud de onda de 21 centímetros. H. C. van de Hulst había predicho en 1945 que, siendo el hidrógeno el elemento más abundante del universo, con radiotelescopios equipados con receptores sensibles podría observarse una emisión generalizada a 21 centímetros. Su hipótesis se vio definitivamente confirmada seis años más tarde, cuando Harold I. Ewen y LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
ta, sería casi imposible detectarlo visualmente. Podría serlo, sin embargo, por la débil emisión de radio del monóxido de carbono, siempre, claro está, que uno supiera de antemano dónde buscar. Esta fotografía también se hizo con el telescopio Schmidt de 1,17 metros y es propiedad de National Geographic-Palomar Observatory Sky Survey.
Edward M. Purcell detectaron por primera vez la emisión interestelar del hidrógeno atómico.
El enfoque molecular
T
ras este importante descubrimiento las investigaciones sobre los dos componentes del medio interestelar, el gas y el polvo, empezaron a unificarse rápidamente. A. E. Lilley presentó en 1955 un estudio definitivo de la relación cuantitativa entre ambas componentes. Explorando áreas amplias y relativamente difusas de oscurecimiento por polvo (en general se excluyeron las nubes muy oscuras), demostró que, en cualquier dirección óptica que se mantuviera dentro de la galaxia, la proporción entre la abundancia del hidrógeno atómico y la del polvo era notablemente constante. Pero resultó sorprendente que cuando se intentó aprovechar la raya de 21 centímetros como sonda de las partes más oscuras del medio interestelar, se detectó muy poco hidrógeno atómico. Se hicieron evaluaciones precisas de la cantidad de polvo contenido en las nubes oscuras, en parte como resultado
de refinamientos en las técnicas estadísticas de recuento de estrellas, técnicas puestas a punto por Bok en los años treinta. Si la “ley de Lilley” regía para las nubes oscuras, incluso receptores de radio de sensibilidad modesta deberían haber detectado fácilmente el hidrógeno acompañante. Pero se comprobó, empezando por un estudio hecho por Bok y sus colaboradores en 1955, que en tal caso la correlación entre las abundancias de polvo y de hidrógeno atómico, o bien fallaba o bien era ligeramente negativa. La perspectiva de poder sondear directamente el interior de las nebulosas oscuras parecía así desvanecerse. ¿Como podía explicarse el fallo de la correlación? La respuesta, que no estuvo completa hasta finales de los años sesenta, es que sí que hay hidrógeno, pero más en forma molecular que en forma atómica. La molécula de hidrógeno, H 2 , no tiene ninguna rúbrica espectral prominente comparable a la raya de 21 centímetros, que es capaz de penetrar a través de la atmósfera de la Tierra, por lo que era casi imposible comprobar su presencia o ausencia. Pronto se determinó 17
4. UN COMPLEJO DE NUBES OSCURAS aparece en esta copia en negativo de una región del Escorpión. Aunque la fotografía se tomó en la parte roja del espectro, que favorece al máximo la penetración del polvo, las estructuras de la nube aparecen claramente. Los dos glóbulos de dentro del rectángulo parecen haber sido desgajados de la nube de polvo alargada. Esta fotografía se hizo con el Schmidt de 1,17 metros y es propiedad de National Geographic-Palomar Observatory Sky Survey.
además que los átomos de hidrógeno En cambio, el polvo existente dentro de todas las nubes oscuras cuya opa- de una nube oscura tiende a hacer de cidad sea algo más que modesta se pantalla para la radiación disruptora. condensarán rápidamente en forma Y lo que es aún más importante, el de moléculas. propio hidrógeno molecular es muy Las causas son, esencialmente, dos. opaco a la radiación ultravioleta. Por Una guarda relación con el hecho de tanto, cuando se forma una pequeña que, dejada sin protección en el espa- cantidad de él en una nube oscura, el cio interestelar, una molécula de interior de ésta queda bien protegido hidrógeno se disocia rápidamente en contra los fotones ultravioleta. El otro dos átomos por efecto de la radiación motivo es que el polvo mismo proultravioleta que impregna la galaxia. mueve la formación de moléculas de 18
hidrógeno. Estas no se forman por simple colisión de dos átomos de hidrógeno. Se necesita un tercer cuerpo, por ejemplo un grano de polvo, como lugar de formación. Los átomos de hidrógeno, en ocasiones, se pegan a los granos de polvo después de la colisión y son capaces de desplazarse por la superficie del grano. Cuando dos átomos de los que están sobre la superficie se juntan, liberan energía que es absorbida por el grano. La molécula de hidrógeno así creada puede ser eyectada de la superficie del grano por evaporación térmica. Si prácticamente todo el hidrógeno de las nubes más oscuras está en forma molecular, ¿cómo pueden investigarse las condiciones de su interior? Como las técnicas ópticas no permiten identificar más que las nubes oscuras próximas ¿cómo puede estudiarse la distribución de nubes oscuras en el conjunto de la galaxia? Hay una solución a estos problemas. Las nubes oscuras contienen trazas de otras moléculas, aparte del H 2, que forman rayas espectrales detectables con los modernos receptores radiotelescópicos. La nueva especialidad de la astrofísica molecular suministró la clave que se necesitaba para abrir el interior de las nubes oscuras y revelar también su distribución a gran escala. Está muy claro ahora que las mismas condiciones que dan lugar a la conversión de los átomos de hidrógeno en moléculas favorecen también la formación de otras moléculas: monóxido de carbono (CO), formaldehído (H2CO), monosulfuro de carbono (CS), ácido cianhídrico (HCN), y especies moleculares considerablemente más complejas. Se han detectado más de treinta moléculas diferentes en las partes más densas del medio interestelar. La mayoría de ellas están confinadas en nubes de densidad extraordinariamente elevada y no se ob ser van en los glóbulos de Bok. El monóxido de carbono, la molécula más corriente después del H2, es unas diez mil veces menos abundante que éste. Pese a la gran escasez de monóxido de carbono y de otras moléculas todavía más escasas, sirven bien como las radiosondas necesarias para el estudio sistemático de las nubes oscuras. Esta es, pues, la imagen actual del medio interestelar. Una pequeña fracción suya existe en forma de gas tenue, luminoso y en gran medida ionizado: son las regiones H II, producidas por la proximidad del gas a estrellas calientes jóvenes que emiten abundante radiación ultravioleta. El resto se divide, casi por igual, entre TEMAS 7
nubes en las que el gas es en su mayor masa muchos miles de veces mayor parte hidrógeno atómico no ionizado que la del Sol). Las nubes moleculares y otras más densas, más opacas, cuyo están casi siempre asociadas con gas es principalmente hidrógeno mo- regiones HII y reciben su nombre del lecular. Estas últimas pueden rico muestrario de especies molecudi vidirse en dos tipos, convenientes lares que puede detectarse en ellas. pero algo arbitrarios, equívocamente Las nubes oscuras son, por lo general, denominados nubes moleculares y menores, menos densas, menos masinubes oscuras. Ambos son densos y vas, no suelen estar asociadas con oscuros, pero las nubes moleculares nebulosas brillantes de emisión y prese distinguen por su gran tamaño sentan gran variedad de formas: de (algunas tienen una anchura de dece- cadena, en encaje, dentadas, etc. A nas de años luz), gran densidad cen- este variado grupo de objetos pertetral y gran masa (algunas tienen una necen los glóbulos de Bok.
5. MINUSCULOS GLOBULOS DE BOK, que parecen pu ntitos negros, se recortan nítidamente sobre el fondo brillante de la Nebulosa Roseta, en esta fotografía tomada con el telescopio de 5 metros de Monte Palomar. Debido a que los frá-
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
Definición de un glóbulo
¿Q
ué es lo que justifica el singularizar los glóbulos de Bok como una clase definida de nubes oscuras? Cuando Bok y E. F. Reilly llamaron la atención por primera vez sobre los glóbulos en 1947, estaban buscando nubes que pudieran caracterizarse como estadios primitivos de la formación de estrellas. Sus pesquisas estaban guiadas por dos criterios principales. Primero, buscaban regiones de gran opacidad óptica, producida por la
giles glóbulos parecen estar asociados con el gas caliente y ionizado de la nebulosa, puede qu e no sean comparables con los glóbulos de Bok mayores, y se hallen en proceso de disrupción.
19
concentración de polvo y de gas en un volumen bastante pequeño. Segundo, buscaban regiones cuya apariencia fuera fue ra lo bastante redondeada como para indicar que las fuerzas de la autogra auto gra vitació vitación n habían empeza empezado do a actuar, ac tuar, como preludio al colapso de la nube y a la formación final de estrellas. Bok y Reilly identificaron dos tipos de nubes interestelares oscuras que parecían satisfacer los dos criterios. El primer grupo, el más fácilmente estudiado, consistía en lo que se ha llamado a veces glóbulos de Bok mayores. Son nubes oscuras muy opacas, redondeadas, muchos ejemplos de las cuales pueden verse en el clásico atlas fotográfico de “marcas oscuras” de Barnard. El segundo grupo, del cual se sabe poco todavía (en parte debido a que las nubes son demasiado pequeñas para estudiarlas de modo eficaz con los radiotelescopios actuales), consiste en condensaciones minúsculas, minúsculas, extremadamente opacas, que se ven,
proyectadas, frente a algunas regiones HII. Su relación con sus contrapartidas mayores permanece oscura, pero parece ya claro que los dos tipos de objetos difieren en algo más que en el solo tamaño. El simple hecho de que los glóbulos pequeños se vean en proyección frente a regiones H II no demuestra que ambos estén asociados físicamente; lo único que puede afirmarse con seguridad es que los glóbulos están en alguna parte situada entre las regiones H II y nuestros telescopios. Sin embargo, em bargo, persiste la hipótesis de que esas pequeñas nubes de gas y de polvo, cuya anchura es a menudo de sólo unas décimas de año luz, están realmente cerca de las regiones ionizadas que se ven detrás. George H. Herbig señaló que los pequeños glóbulos no son, en realidad, muy esféricos. Fotografías Fo tografías de gran resolución revelan que las nubes tienen a menudo un alargamiento notorio y sistemático, lo cual sugiere vivamente que están
siendo distorsionadas y rotas por las calientes regiones HII en las que están aparentemente inmersas. En cuanto a los glóbulos de Bok mayores, ma yores, no se puede ser dogmático al describirlos como una clase diferenciada de nubes oscuras. La forma es necesariamente un criterio difuso cuando se aplica al medio interestelar y no puede decirse que ninguna nube interestelar se vea perfectamente redonda. Además hay muchas estructuras que a primera vista, sobre una placa fotográfica, parecen muy simétricas, pero que muestran luego una importante asimetría circular cuando se hace un estudio cuantitativo detallado de la distribución del polvo. No obstante, mantener los glóbulos de Bok como una categoría diferenciada de nubes interestelares sigue siendo muy útil si se entiende que los glóbulos abarcan en un sentido amplio todas las nubes oscuras aisladas, compactas, que presentan un mínimo de regularidad geométrica. Tales nubes
a
FOTON
b
c
FOTON
6. LAS COLISIONES Y EMISIONES MOLECULARES efectúan la excitación del monóxido de carbono en los glóbulos de Bok y en otras nubes oscuras. Las moléculas de monóxido de carbono, representadas por esferas grises y blancas, tienen momentos angulares, o energías de rotación ( flechas curvadas), que varían por escalones cuánticos. Cuando la molécula cae de un estado de rotación al siguiente, la diferencia de energías
20
aparece en forma de un fotón. Una molécula de monóxido de carbono puede volver a ganar energía por colisión con una molécula de hidrógeno (dos esferas negras ), la cual pierde energía de traslación (b). En algunos casos (c), el fotón emitido por un monóxido de carbono es reabsorbido por otro monóxido de carbono antes de que el fotón pueda salir de la nube. Este proceso recibe el nombre de confinamiento radiativo.
TEMAS 7
pueden considerarse como estructuras unitarias del medio interestelar.
10
Colapso gravitatorio
¿P
or dónde debe comenzarse para valorar valor ar la conjetura de Bok, de que los glóbulos son objetos gravitatoriamente inestables que acabarán contrayéndose para formar una o más estrellas? Dada la actual ausencia de datos sólidos de observación que prueben que efectivamente están naciendo estrellas dentro de los glóbulos, hay que proceder a evaluar los requisitos físicos del colapso. Al principio, tales requisitos parecen conceptualmente simples. Supongamos que se conocen la masa, el radio y la temperatura interna de un glóbulo que, en primera aproximación, puede suponerse perfectamente uniforme y esférico. En estas circunstancias la autogravitación de la nube, que tiende a comprimirla, depende sólo de la masa y del radio de la nube. La tendencia al colapso co lapso es resistida por la presión interna in terna del gas de la nube, presión producida por la temperatura interna, no nula, del glóbulo. Imaginemos ahora que la masa y la temperatura de la nube sean fijas y consideremos una serie de valores posibles del radio. Es claro que cuanto mayor sea el radio más débil será la atracción gravitatoria que los constituyentes de la nube ejercerán unos sobre otros: la fuerza de la gravedad entre dos masas decrece en proporción inversa al cuadrado de su separación. En todo caso, conforme disminuye el radio del glóbulo, se alcanza un valor crítico, por debajo del cual la atracción gravitatoria vence a la presión y el movimiento interno predominante de la nube es el colapso. La aplicación de este sencillo esque es quema a un glóbulo de Bok r eal requiere, por tanto, conocer tres características de la nube: su radio, su masa y su temperatura. Una vez conocidos puede calcularse fácilmente si el radio del glóbulo está o no por debajo del valor crítico que se necesita para el colapso. Se puede determinar el radio de un glóbulo midiendo su tamaño aparente en las placas fotográficas y calculando entonces el verdadero radio a partir de cálculos respecto de la distancia de la nube. Pero los cálculos sobre la distancia de nubes oscuras suelen ser inciertos por un factor del orden de dos, lo cual implica la correspondiente incertidumbre en los valores calculados de sus radios. También la masa puede obtenerse a partir de placas fotográficas, de nuevo con el correspondiente margen LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
8 ) S U I S L E C S 6 O D A R G ( O D N 4 O F E D A C I M S O 2 C
12C16O
13C16O
12C18O
0 –3
0
3
6
9
VELOCIDAD (KILOMETROS POR SEGUNDO)
7. LA EMISION PROCEDENTE DE FORMAS ISOTOPAS del monóxido de carbono proporciona claves sobre la densidad y los movimientos del gas en una nube interestelar. Las curvas muestran la intensidad de las rayas espectrales provenientes de una zona del glóbulo de Bok Lynds 134. La intensidad viene expresada en grados Celsius por encima de la temperatura absoluta de la radiación cósmica de fondo, que es de unos tres grados Kelvin. La emisión más intensa procede de la forma más abundante del monóxido de carbono, 12C16O, que consiste en carbono de peso atómico 12 y en oxígeno de peso atómico 16. La emisión que la sigue en intensidad es la del monóxido de carbono que contiene carbono 13, 13C16O. La emisión más débil es la de la forma que contiene oxígeno 18, 12C18O. Los espectros permiten calcular el número aproximado de moléculas de cada tipo que hay a lo largo de la visual. La anchura de las rayas espectrales indica la distribución de velocidades de las moléculas. Los valores positivos indican que el gas se está alejando del espectador. Los espectros fueron obtenidos por W. L. H. Sbuter, W. H. McCutcheon y M. J. Mahoney, con el radiotelescopio de 4,6 metros perteneciente a la Aerospace Corporation.
de incertidumbre. El método típico es utilizar las estadísticas de recuentos estelares para calcular la cantidad de oscurecimiento producido por el polvo de la nube. Así se logra un cálculo estimativo de la masa total de polvo. Se puede entonces estimar la masa de hidrógeno presente en la nube por medio de la proporción hidróge hidró geno/ no/ polvo de Lilley. Como hemos mencionado, parece que la proporción se rompe a las enormes densidades que existen en el interior de las nubes moleculares masivas. No obstante, para las densidades de gas y de polvo típicas de los glóbulos de Bok, la proporción de Lilley parece razonablemente segura. En todo caso, la masa obtenida de esta manera será normalmente un límite inferior, ya que muchos mu chos glóbulos tienen un núcleo totalmente opaco, a cuyo contenido de polvo sólo puede asignársele un valor mínimo. Así pues, dentro de límites
razonables, se pueden obtener los radios y las masas mínimas de los glóbulos. El problema siguiente es evaluar la temperatura interna de la nube. Es aquí donde el valor de la radioastronomía de rayas moleculares se hace evidente. Aunque hay varios métodos prácticamente independientes de empleo de las observaciones moleculares para determinar la temperatura del gas de dentro de una nube oscura, tal vez el procedimiento más potente sea aquel en que se hacen observaciones de la molécula de monóxido de carbono. Como hemos visto, entre los escasísimos elementos del medio interestelar, el monóxido de carbono es la molécula más difundida. Su raya espectral a una longitud de onda de 2,6 milímetros se hace fácilmente observable en más o menos las mismas condiciones que favorecen la conversión del hidró21
geno atómico en hidrógeno molecular. rápidamente fotones y decaen al funLos procesos que suscitan la emisión damental. ¿Cómo es, pues, posible que de la raya del monóxido de carbono las nubes interestelares emitan fotoson muy sencillos y rigen por igual nes de 2,6 milímetros y de otras rayas para muchas otras moléculas impor- espectrales indefinidamente? La printantes desde el punto de vista astrofí- cipal explicación es que las colisiones sico. La molécula de monóxido de car- térmicas, entre las abundantes molébono puede imaginarse como una culas de hidrógeno y las de las espeestructura en forma de pesa de gim- cies químicas de traza, mantienen nasia, con un átomo de carbono en un continuamente cierta fracción de extremo y un átomo de oxígeno en el monóxido de carbono y de otras moléotro. Es capaz de girar en torno a su culas en estados de energía elevados. centro de masas, pero las velocidades Además, antes de que algunos de los de rotación no son arbitrarias. Los fotones emitidos por el monóxido de principios de la mecánica cuántica carbono y por moléculas aún más escadisponen que sólo están permitidos sas puedan escaparse de la nube, son ciertos valores discretos del momento a menudo reabsorbidos por moléculas angular de rotación. Cuanto mayor de las especies emisoras que se encuensea el momento angular de la molé- tran entonces en estados de energía cula, tanto mayor será la energía de más bajos. Este proceso, conocido por rotación. confinamiento radiativo, puede ayuUna molécula aislada de monóxido dar a mantener estacionaria una de carbono, en cualquier estado de población significativa de moléculas rotación que no sea el fundamental (el excitadas. En último término, se estado de no rotación), disminuirá de puede llegar a un equilibrio entre forma abrupta y espontánea su todos los procesos de excitación y de momento mo mento angular en una sucesión de caída radiativa que mantenga una cuantos, o unidades discretas, hasta distribución estacionaria de las diveralcanzar el estado fundamental. Con sas especies moleculares a diferentes cada peldaño de la transmisión entre niveles de energía. Si se alcanza un niveles de energía adyacentes, la estado estacionario de este tipo, se molécula emite un fotón cuya longitud dice que la excitación molecular está de onda es inversamente proporcional termalizada y refleja adecuadamente a su energía, descargando con ello el la temperatura del hidrógeno mocuanto de energía que separa los dos lecular de la nube. estados de rotación. Para la radioastronomía actual, la transición más Sondeo de un glóbulo importante del monóxido de carbono es la que conecta el primer estado upongamos, entonces, que se permitido de rotación con el fundaobserva una determinada transimental, lo cual se produce con la emi- ción molecular, como la raya de 2,6 sión de un fotón cuya longitud de onda mi milímetros límetros del monóxido de carbono, es de 2,6 milímetros. que procede de dos niveles de rotación En todos los estados, excepto en el cuyas poblaciones estacionarias están fundamental, las moléculas emiten termalizadas. En este caso se puede
S
NOMBRE DEL GLOBULO DE BOK
determinar la temperatura máxima del gas dentro de la nube emisora, partiendo directamente de la intensidad de la raya espectral, siempre que, a lo largo de la visual, haya suficientes moléculas que contribuyan a la emisión observada. Para que se cumpla esta condición, la raya espectral que observamos debe ser “ópticamente gruesa”. Resulta que la raya de 2,6 milímetros mi límetros del monóxido de carbono de las nubes oscuras proviene de dos niveles de rotación de la molécula cuyas poblaciones suelen estar termalizadas, o casi lo están, en parte debido a que la abundancia relativamente grande del monóxido de carbono carbono permite que el confinamiento radiativo ra diativo contribuya grandemente a la excitación de la molécula. Además, existe una sencilla prueba para determinar si una raya dada del monóxido de carbono es ópticamente gruesa o no. La combinación más común de isótopos del monóxido de carbono de las nubes interestelares es una en la que el núcleo de carbono consta de seis protones y seis neutrones (carbono 12) y el núcleo de oxígeno consta de ocho protones y ocho neutrones (oxígeno 16). Esta forma de la molécula se denota 12C16O. También están presentes, aunque en menor abundancia, por un factor de al menos 50, las moléculas con un núcleo de carbono 13: 13C16O. Debido a la mayor masa del 13C16O, las energías de sus estados de rotación son aproximadamente un cinco por ciento menores que las correspondientes co rrespondientes del 12C16O. Así pues, si un radioastrónomo quiere determinar si una raya espectral dada de 12C16O es ópticamente gruesa o no, sólo necesita sintonizar de nuevo el receptor a una frecuencia ligeramente
RADIO APROXIMADO (AÑOS LUZ)
MASA MINIMA APROXIMADA (MASAS SOLARES)
TEMPERATURA APROXIMADA (GRADOS KELV KELVIN) IN)
RADIO CRITICO APROXIMADO (AÑOS LUZ)
VELOCIDAD CRITICA DE ROTACION APROXIMADA (KM/SEG.)
BARNARD 5
3,8
740
17
212
5,7
BARNARD 92
1,0
24
9
13
2,0
BARNARD 133
1,9
60
10
29
2,3
BARNARD 134
1,6
19
9
10
1,4
BARNARD 335
1,0
23
9
12
2,0
BARNARD 362
1,3
33
11
15
2,1
LYNDS 134
2,1
66
13
25
1,6
LYNDS 1262
1,6
63
11
15
2,6
8. LA MUESTRA DE OCHO GLOBULOS DE BOK investigada por el autor presenta una variación considerable de tamaño y de masa, pero sólo una pequeña variación de temperatura. El radio crítico es aquel por debajo del cual un globo esférico de la masa indicada debe colapsar por autogravitación, si la
22
única fuerza que la contrarresta es el movimiento térmico del gas a la temperatura medida. La última columna muestra la mínima velocidad crítica de rotación, que debería añadirse al movimiento térmico para impedir el colapso gravitatorio del glóbulo correspondiente.
TEMAS 7
100 más baja e intentar detectar una raya 13 16 correspondiente de C O desde el mismo lugar de la nube. Si se encuentra fuerte emisión de las especies isoLAS NUBES SE DISIPAN LAS NUBES SE CONTRAEN tópicas más escasas, es seguro que la raya del 12C16O es ópticamente gruesa y que es un índice válido de la tempe10 ratura de la nube. Utilizando este método yo he inves- ) D A tigado una muestra de ocho glóbulos Z U D I L L I de Bok. Sus masas fluctúan entre S B A O T unas 19 y más de 740 veces la masa Ñ S E ( E del Sol. Sus radios van desde apro xi- A D A B madamente un año luz hasta 3,8 años E E U 1 N I L luz. Exceptuando a Barnard 5, to dos N L tienen una temperatura de unos 10 A grados Kelvin, que es típica de las E D O nubes interestelares oscuras ¿Puede I A sacarse alguna conclusión sobre su D R estabilidad gravitatoria? Si se comparan simplemente los radios observa0,1 dos de los glóbulos con los radios críticos calculados, por debajo de los cuales, para una temperatura y una masa dadas, deberían colapsar, se encuentra que los ocho tienen radios claramente por debajo del valor crí0,01 tico. Así pues, si el radio, la masa y la 0,1 1 10 100 1000 10.000 temperatura fueran los únicos paráMASA DE LA NUBE (UNIDADES DE MASA SOLAR) metros que rigiesen, se debería concluir que esos ocho glóbulos de Bok 9. DIAGRAMA MASA-RADIO PARA GLOBULOS DE BOK. Muestra el emplazamienestán todos ellos en un vigoroso estado to de los ocho glóbulos estudiados por el autor con respecto a la “línea de estabilidad” calculada para una temperatura de la nube de 10 grados K. Este cálculo simde colapso. Sin embargo, los asuntos deben plificado no considera la posible existencia de rotación, de campos magnéticos ni indagarse un poco más profundamente. de movimientos turbulentos, que podrían retardar el colapso. Las fuerzas retardaHemos supuesto implícitamente que doras no se hallan a niveles tales como para suprimir la contracción gravitatoria. la única fuerza capaz de oponerse a la autogravitación de las nubes es la pre- vando una nube en rotación cuyo eje sarios para suprimir el colapso gravisión térmica. Hemos ignorado así al de revolución no sea paralelo a la tatorio. Por consiguien te, a menos que menos tres agentes retardadores adi- visual. Debido al efecto Doppler, los todas las nubes de la muestra tengan cionales: la rotación, los campos mag- fotones emitidos por las moléculas del sus ejes de rotación girados en más de néticos y la turbulencia hidrodiná- borde de la nube que viene hacia noso- 70 grados con respecto a la perpendimica. Cada uno de ellos por separado, tros estarán corridos hacia el azul, o cular a la visual, lo cual es extremao dos o más en combinación, pueden incrementados en frecuencia, en una damente improbable, no parece haber evitar el colapso de una nube, aunque magnitud proporcional a la velocidad la suficiente rotación para impedir el el radio observado de ésta sea mucho de rotación en ese borde. Recíproca- colapso. menor que el que hemos venido lla- mente, los fotones emitidos por las moléculas del borde opuesto de la mando el valor crítico. Campos magnéticos Consideremos primero el posible nube, que se aleja de nosotros, estarán s más difícil eliminar las otras dos efecto de la rotación para evitar el corridos hacia el rojo, o disminuidos posibles fuerzas retardadoras: colapso de un glóbulo. Es claro que si en frecuencia, en la misma medida. una nube está girando en torno a su Por tanto, si hacemos un gráfico de la campos magnéticos y turbulencia. El centro de masas, las fuerzas centrífu- emisión a lo largo de la cara de una efecto inhibidor del colapso que tiene gas pueden retrasar o incluso supri- nube en rotación, observaremos un un campo magnético puede apreciarse mir por completo una mayor conden- desplazamiento sistemático en la fre- fácilmente. Si uno intenta juntar los sación. Sin embargo, y entre otras cuencia aparente de las rayas emiti- polos del mismo signo de dos imanes, cosas, la disposición espacial que se das: el corrimiento total será el doble sus campos se oponen fuertemente a la compresión. El mismo efecto podría observa en los glóbulos hace pensar del de uno de los bordes de la nube. Estos efectos de la rotación apare- actuar en los glóbulos de Bok, opoque no hay velocidades de rotación importantes; en caso contrario se pre- cerían inmediatamente si fueran de la niéndose a las fuerzas gravitatorias sentarían aplanados y tendrían un magnitud requerida para impedir el que, en otro caso, llevarían al colapso. aspecto más o menos lentiforme, salvo colapso de una nube. En los ocho gló- Es sabido que el medio interestelar que los estuviéramos viendo a lo largo bulos de Bok de mi muestra, por el general está impregnado por un campo de su eje de rotación. Este argumento, contrario, los corrimientos sistemáti- magnético débil. En los lugares donde esencialmente cualitativo, recibe un cos de velocidad que pueden atribuirse se puede hacer una estimación directa fuerte apoyo de los datos de la radio- a la rotación son de menos de unos 0,7 de la intensidad del campo (generalkilómetros por segundo, o sea entre la mente sólo en nubes difusas, que son astronomía molecular. Supongamos que estemos obser- mitad y un octavo de los valores nece- mucho menos densas que los glóbulos)
E
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
23
COLABORADORES DE ESTE NUMERO Traducción: Jesús Martín-Pintado: Polvo cósmico; Ramón Canal: Los glóbulos de Bok ; Ramón Pascual: Los orígenes de las estrellas; Manuel Puigcerver: Nubes moleculares, formación de estrellas y estructura galáctica, Supernovas y formación de estrellas, Colapso y formación de estrellas, Así explota una supernova; Mónica E. Murphy: Nacimiento y muerte de la nova V1974 Cygni
Página
Fuente
2 3
Anglo-Australian Telescope Board C. Burrows, Space Telescope Science Institute y ESA/WFPC2 Investigation Group/NASA (arriba), J.P.Harrington y K. J. Borkowski, Univ. de Maryland/NASA (abajo, izda.), C. Burrows, Space Telescope Science Institute y ESA/NASA ( centro), J. Hester, Univ. del estado de Arizona/ NASA (derecha) Eckhard Slawik, Waldenburg ( izda.), Spektrum der Wissenschaft (dcha.) IPAC, Inst. de Tecnología de California Royal Observatory, Edinburgh I. Gatley, Kitt Peak National Observatory Royal Observatory, Edinburgh ( arriba), Instituto de Tecnología de California e Institución Carnegie de Washington (abajo) J. Hester y P. Scowan, Univ. del estado de Arizona/NASA M. J. McCaughrean, MPI für Astronomie, Heidelberg M. J. McCaughrean, MPI für Astronomie, Heidelberg; C. R. O’Dell, Rice University/NASA D. Block, A. Witt, P. Grosbøl, A. Stockton y A. Moneti Steward Observatory, Univ de Arizona National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Survey Observatorios Hale Gabor Kiss Inst. de Tecnología de California (arriba), Observatorio de Astronomía Optica (abajo) George Retseck
4 5 6 7 8
9 10 11 12-13 15 16-18 19 20-23 27 28-33 35 37 38
40 41 42-44 47 48 51 52-54 56 59 60-61 62 63-64 65-66 67-68 71 72 73-75 78 79-80 81 82 83 84-87 89 90-97 99-107 109 110-111
24
Nature
Observatorio Kitt Peak Kitt Peak ( arriba, izda.), Nick Scoville (arriba, dcha.), Observatorio Lick (abajo, izda.), Gareth Wynn-Williams ( abajo, dcha.) Nick Scoville Nick Scoville y Judith S. Young (izquierda), James Smith ( derecha) Allen Beechel Kwok-Yung Lo Observatorios Hale William Herbst, Wesleyan University Walken Graphics Huberto Gerola y Philip E. Seiden, Thomas J. Watson Research Center, IBM Jesús Gómez González Juan Cotoner y J. Gómez González Jesús Gómez González Juan Cotoner y J. Gómez González Jesús Gómez González Juan Cotoner y J. Gómez González Ian Worpole David F. Malin, Observatorio AngloAustraliano Ian Worpole James Kilkelly Ian Worpole W. C. Livingston, National Solar Observatory (arriba); James Kilkelly (abajo) Ian Worpole James Kilkelly Ian Worpole Juan A. Belmonte, Fernando Pérez y Teodoro Roca Juan A. Belmonte, Fernando Pérez, Teodoro Roca y Expogràfic, S.A. Ian Worpole Kathy Konkle George Retseck (arriba), George H. Krauter y Kathy Konkle ( abajo)
su valor normal es unas cien mil veces través del gas. Cuanto más fuerte sea más débil que el campo magnético de el campo magnético del glóbulo, tanto la Tierra. Se pensaría que el campo mayor será el calentamiento que lo magnético de una nube de gas conden- acompañe. Calculando la contribución sada como en un glóbulo de Bok debe- de los diferentes mecanismos de calenría ser proporcionalmente mayor, tamiento y de enfriamiento que actúan debido sencillamente a la mayor den- en el interior de nubes oscuras, Scalo sidad del glóbulo. Sin embargo, puede ha mostrado que los campos magnétimostrarse que si los glóbulos se han cos presentes no pueden ser muy fuerformado por condensación gravitato- tes. Si lo fueran, los glóbulos estarían ria gradual a partir del medio inter- considerablemente más calientes que estelar general, el incremento conco- los 10 grados Kelvin deducidos de las mitante de la intensidad del campo observaciones moleculares. Aunque magnético será insuficiente para estos argumentos no puedan consideimpedir que continúe el colapso del rarse concluyentes, parecen estableglóbulo. cer importantes limitaciones en No obstante, esta representación cuanto a la intensidad de los campos sencilla de la condensación inicial de magnéticos disponibles para inhibir los glóbulos de Bok puede ser la condensación gravitatoria de los incorrecta. Se puede hacer un “expe- glóbulos de Bok. rimento mental” en el que los ocho glóbulos de Bok de mi muestra manTurbulencia tengan su masa y temperatura, pero se expandan hasta que su densidad inalmente, es preciso examinar el sea igual a la del medio a partir del papel desempeñado por la turbucual presuntamente se han forma do. lencia. En sentido amplio, la turbulenMirado de este modo, es difícil ver por cia se refiere al movimiento irregular, qué, para empezar, tendrían que arremolinado, dentro de un fluido. haber sido gravitatoriamente ines- Debido a que los remolinos deben chotables. car eventualmente unos con otros, la Por tanto, es muy posible que los turbulencia en el interior de una nube glóbulos hayan sido formados por proporciona una presión adicional, algún acontecimiento externo fuerte- capaz de resistir a la autogravitación, mente compresor, como la explosión y si la turbulencia fuese lo bastante de una supernova o el paso de una intensa, podría deshacer por entero la onda galáctica de densidad. En un nube. Incluso si una nube interestelar proceso así, el débil campo magnético fuese perfectamente estática, los corrique indudablemente existía entre los mientos Doppler asociados con los protoglóbulos habría sido amplificado movimientos térmicos aleatorios de por la compresión. Si esto fue lo que las moléculas que la forman ensanchasucedió, es enteramente posible que rían ligeramente las rayas espectrales los campos magnéticos intensificados, emitidas. En el caso de las moléculas junto con la presión térmica interna, de monóxido de carbono a 10 grados estén ahora dispersando los glóbulos. Kelvin, el ensanchamiento térmico de Dado que no hay manera de medir la las rayas espectrales es equivalente a intensidad del campo magnético den- movimientos térmicos de alrededor de tro de los glóbulos ¿cómo puede com- una décima de kilómetro por segundo. probarse esta posibilidad? Las rayas espectrales efectivas de los Hasta cierto punto, se puede invo- glóbulos son mucho más anchas: equicar de nuevo la geometría de las nubes. valen a movimientos térmicos de unos Un campo magnético fuerte y bas- cuantos kilómetros por segundo. Por tante regular que existiera en el inte- tanto, debe haber movimientos interrior de los glóbulos tendería a hacer nos apreciables, no térmicos, en las de ellos objetos muy alargados, cosa nubes. que no son. Los trabajos teóricos de T. Si la turbulencia fuese la responCh. Mouschovias y de J. M. Scalo pro- sable de la mayor parte del ensanporcionan un argumento más cuanti- chamiento no térmico de rayas obsertativo. Mouschovias demostró que, en vado en los glóbulos de Bok, las nubes general, la amplificación de un campo ya no se contraerían más. De hecho, magnético en el transcurso de la con- la turbulencia sería suficiente para tracción de una nube interestelar no dispersar un típico glóbulo de Bo k en es tan fuerte como se había llegado a el breve tiempo, en términos astrocreer. Los trabajos de Scalo indican nómicos, de alrededor de un millón que un campo muy intensificado se de años. Un análisis más exacto saldrá lentamente de una nube oscura, lleva, sin embargo, a una aparente proceso que irá acompañado de un parado ja. Unas corrientes turbulencalentamiento del gas por rozamiento, tas lo bastante fuertes como para a medida que el campo se deslice a hacer estallar un glóbulo necesita-
F
TEMAS 7
rían tener velocidades supersónicas. deben desempeñar papeles importanEn tal caso sería de esperar que el tes en su evolución. gas se calentara mucho por las ondas La confirmación más fuerte de la de choque generadas por las colisio- hipótesis de que los glóbulos de Bok nes de esas corrientes supersónicas. se encuentran actualmente en proceso Para que las temperaturas de las de colapso para formar estrellas sería, nubes permanezcan tan bajas como desde luego, encontrar por lo menos se observa, el tiempo medio entre un glóbulo de Bok en el que estuviera colisiones de los remolinos debe ser en trance de nacimiento una nueva muy largo. Esto, a su vez, implica que estrella o un pequeño cúmulo de estrelos remolinos deben ser muy gran- llas. La probabilidad de semejante des, tanto, en definitiva, que su descubrimiento es escasa, ya que un estructura turbulenta debería dar glóbulo típico tiene una masa sólo cien lugar a estructuras de corrimiento veces mayor que la del Sol. La masa Doppler fácilmente resolubles con los de una gran nube molecular típica, radiotelescopios. asociada con una región H II, en donde Si suponemos que esta aparente se sabe positivamente que se forman paradoja elimina la turbulencia como estrellas, es de decenas de miles de causa dominante del ensanchamiento masas solares. no térmico de las rayas observado en los glóbulos de Bok, ¿de qué otro modo La búsqueda podría explicarse el ensanchamiento? de nuevas estrellas Esto nos vuelve a llevar al proceso cuya probabilidad habíamos estado in embargo, W. E. Herbst y D. G. intentando valorar: el colapso graviTurner dieron cuenta de que un tatorio. Sabiendo las masas y los glóbulo conocido por Lynds 810 (no radios actuales de los glóbulos de incluido en mi estudio) parece tener Bok, podemos calcular aproximada- inmersa en él una estrella joven basmente la velocidad a la que están tante caliente y puede que varias de contrayéndose si las fuerzas retarda- ellas. Las estrellas (si es que hay más doras de los campos magnéticos, de la de una) están íntimamente asociadas rotación y de la turbulencia resultan con el gas y el polvo interestelares en realidad despreciables. El corres- cercanos, a partir de los cuales pueden pondiente colapso en caída libre de la haberse formado. El polvo difunde la nube debe producir también un luz de las estrellas englobadas, ensanchamiento de las rayas espec- creando así una pequeña nebulosa de trales, que proviene de la emisión reflexión, aparentemente asociada molecular con corrimiento Doppler a con el glóbulo. Resulta tentador conlo largo de cualquier visual que atra- jeturar que las estrellas se hayan for viese el gas que se desploma. Pese a mado recientemente a partir del glólo groseros que han de ser tales bulo mismo. A la distancia que le cálculos, las anchuras previstas de las asignan Herbst y Turner, Lynds 810 rayas, debidas al colapso, se corres- resulta tener un radio de cuatro o ponden bastante bien con las obser- cinco años luz, lo cual lo hace ligera vaciones. Por tanto, sobre la base de mente mayor que Barnard 5, el glólos datos actuales parece plausible bulo más grande de mi muestra. La posibilidad de que al menos los que los glóbulos sean nubes en colapso gravitatorio y, en consecuencia, pro- glóbulos de Bok más masivos, como bables emplazamientos de formación Barnard 5, puedan acabar originando de estrellas. Es verdaderamente estrellas rodeadas por nebulosas de notable que el sencillo esquema que reflexión, es emocionante. hemos discutido aguante tan bien. Esto es en parte atribuible a la esencial simplicidad de unos glóbulos que BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA constituyen unidades aisladas y casi perfectamente esféricas, cuya física INTERSTELLAR MATTER. Otto Struve y Velta Zebergs, en Astronomy of the 20th Ceninterna es de un alcance mucho más tury. The Macmillan Company, 1962. restringido que la de las nubes moARK NEBULAE. B. T. Lynds en Nebulae D leculares masivas. Debe reconocerse, and Interstellar Matter , dirigido por Barno obstante, que una descripción bara M. Middlehurst y Lawrence H. rigurosa de los glóbulos debe terAller. The University of Chicago Press, minar por tener en cuenta todos los 1968. procesos físicos que deben estar RADIO RADIATION FROM INTERSTELLAR MOLECULES . B. Zuckerman y Patrick actuando en su interior. Aunque la Palmer en Annual Review of Astronomy rotación, los campos magnéticos y la and Astrophysics, vol. 12, págs. 279-313; turbulencia no basten, probable1974. mente, para impedir el colapso final de tales nubes, dichos fenómenos
S
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
25
Los orígenes de las estrellas Steven W. Stahler La infancia de las estrellas está dominada por violentas colisiones de gas. Más tarde llega la fusión nuclear, que les permite, ya maduras, arder sin cesar durante miles de millones de años
S
i levantamos la mirada al cielo Resulta, por contra, que las estre- tro cúbico y una temperatura de 10 en una noche clara, lejos de las llas muy jóvenes despiden un brillo grados Kelvin. luces de la ciudad, contempla- intensísimo. Su luminosidad decrece De estos datos se ha deducido que remos una bóveda tachonada de estre- al avanzar la edad, hasta alcanzar una la presión que tiene el gas es del valor llas. Abundan en número incontable. cota mínima transitoria en el momento adecuado para compensar la fuerza Por dar una cifra, se estima que habrá de la combustión del hidrógeno. En los compresiva de la gravedad del propio unos 100.000 millones sólo en la Vía albores de las estrellas concurren una núcleo. Para que se forme una estrella Láctea. Y siguen naciendo todavía, amplia diversidad de procesos físicos, se requiere, pues, que el núcleo se transcurridos ya entre diez y veinte algunos de los cuales siguen sin enten- contraiga a partir de un estado ligeramil millones de años desde que comen- derse; no ha pasado tanto tiempo mente inestable, es decir, aquel en el zara su andadura el universo. ¿Cómo desde que los astrónomos comenzaran que la gravedad supere sólo ligerase crean las estrellas? ¿Qué cambios a tejer, a través de la teoría y la obser- mente a la presión. sufre una estrella joven antes de lle- vación, una imagen coherente y porNo está completamente comprengar al estado relativamente estable menorizada. dido el proceso de condensación que que presenta ahora nuestro Sol? Las estrellas son la condensación, constituye el propio núcleo y lleva Para un físico, una estrella es una bajo su propia gravedad, de complejos desde el complejo nebular molecular bola de gas caliente que se mantiene gigantes de nubes moleculares, que, originario hasta la situación margiunida en virtud de su propia gravedad. invisibles para nuestros medios ópti- nalmente inestable. Pero los astrofísiEl calor y la presión generados por las cos, se encuentran por doquier en los cos ya disponían de las herramientas reacciones nucleares internas, princi- discos de las galaxias espirales. El necesarias para modelar la formación palmente la fusión del hidrógeno para término “molecular” alude a la forma de estrellas antes incluso del descuproducir helio, evitan que la estrella molecular en que se halla el hidrógeno, brimiento de los núcleos densos. En se desplome por la fuerza de su propia componente principal del gas. Estos los años sesenta los teóricos usaron gravedad. Este sistema, de relativa agregados constituyen las estructuras simulaciones con ordenador para sencillez, posee una trayectoria vital más masivas de la galaxia; llegan a determinar cómo se condensan las bien definida. Empieza con la conden- medir hasta más de 300 años luz. nubes que se hallan en estados inessación de una nube difusa de gas interUna consideración más fina pone tables. estelar y llega a su fin cuando la estre- de manifiesto que las estrellas parten lla, agotado su combustible nuclear, de los núcleos densos, que son conunque las simulaciones tomaban desaparece de la vista, ya sea en forma densaciones singulares del interior de como base condiciones iniciales de enana blanca, de estrella de neutro- los complejos gigantes de nubes mo- muy dispares, todas daban como nes o de agujero negro. leculares, concepto acuñado por Philip resultado que las nubes que no se Ante ese cuadro general, parecería C. Myers en 1983, tras observar sis- encuentran en situación de inestabilique detallar la formación y la evolución temáticamente sus propiedades y dad violenta se van condensando desprimitiva de las estrellas no debiera resaltar su papel en la formación de de el centro hacia la periferia: el matepresentar grandes dificultades. Pero la estrellas. rial del centro comienza a contraerse sutil interacción entre gravedad y prePara estudiar las propiedades de en una verdadera caída libre miensión térmica promueve un comporta- los núcleos densos los astrónomos tras el gas exterior permanece estámiento de la joven estrella que resulta utilizan grandes radiotelescopios, los tico. Poco a poco la zona de colapso se a veces desconcertante. Fi jémonos, por únicos capaces de detectar la débil va extendiendo hacia el resto de la ejemplo, en la evolución de la lumino- radiación milimétrica emitida por las nube. sidad, que es la cantidad de energía nubes. Esta radiación no proviene del En lo más profundo de la zona de emitida por la superficie estelar por hidrógeno molecular, sino de otras unidad de tiempo. La temperatura sustancias que, en pequeña cuantía, interna de una estrella joven es dema- portan los núcleos: monóxido de car- 1. NEBULOSA OMEGA, en Sagitario. siado baja para instar la fusión del bono y monosulfuro de carbono, por Distante de nosotros unos cinco mil luz, es una región de formación de hidrógeno; cabría, pues, esperar que su ejemplo. Las emisiones de estos gases años estrellas. Esta incubadora estelar muesluminosidad fuera también bastante traza revelaron que un núcleo denso tra poco de su interior cuando se mira baja y que aumentara cuando empe- típico tiene un diámetro de algunos su luz visible (arriba), pero revela nuzara la fusión del hidrógeno, para meses luz, una densidad de 30.000 merosas estrellas jóvenes en el indecaer luego de forma paulatina. moléculas de hidrógeno por centíme- frarrojo (abajo).
A
26
TEMAS 7
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
27
2. LOS NUCLEOS DENSOS se contraen de dentro afuera. En un modelo muy idealizado (izquierda), el gas del interior de la esfera cae hacia la superficie de la protoestrella. Si el núcleo gira uniformemente, el momento angular se mantiene cons-
tante en cilindros centrados en el eje de rotación. La región de colapso se expande, engullendo materia de mayor momento angular, que no alcanza la protoestrella sino que gira a su alrededor formando un disco (derecha).
contracción, las colisiones de gas extraordinaria: el flujo de acreción debe, pues, a la fusión nuclear, como empiezan a formar una estrella de entrante. sucede con las estrellas corrientes, apenas un segundo luz de diámetro, Al realizar estas simulaciones se sino a la energía cinética de la materia una millonésima parte del tamaño del pueden modificar las propiedades del que es atraída por la gravedad. núcleo denso. La pauta global del flujo de acreción para calibrar su Puede observarse la luminosidad de colapso carece de importancia en el efecto en la evolución de la protoestre- las protoestrellas, aunque no con caso de una estrella de tales propor- lla. Esto fue lo que hicimos en 1980 telescopios ópticos. Todo el gas del ciones. Lo que cuenta es la velocidad Shu, Ronald Taam y yo para estable- espacio interestelar, incluido el que de la acreción de masa, parámetro que cer las propiedades de las protoestre- forma las estrellas, contiene “polvo”, designa la cantidad de materia por llas cuya masa se pareciera a la solar, una mezcla de partículas sólidas de unidad de tiempo que cruza una capa método que volví a usar en colabora- tamaño submicrométrico. En su alejaesférica imaginaria y cercana al cen- ción con Francesco Palla para estu- miento del frente de choque, los fotones tro de la nube. diar protoestrellas dotadas de una van encontrando enormes cantidades Frank H. Shu demostró en 1977 que masa mayor. de estos granos de polvo, que caen junto la velocidad de acreción de masa Gracias a esas simulaciones se ha con el gas del núcleo denso original. dependía sólo de la temperatura ini- elaborado un modelo que describe la El polvo no puede alcanzar la supercial de la nube. Cuanto más alta fuera fase de protoestrella. Se ha descu- ficie de la protoestrella, ya que el la temperatura, tanto mayor sería la bierto que el gas que incide sobre la intenso calor del frente de choque lo velocidad de acreción. Lo que, ejem- protoestrella lo hace a una velocidad vaporiza. Los astrónomos denominan plificando, indica que en un tiempo muy grande, tan alta que no puede intervalo de opacidad a la parte del comprendido entre 100.000 y un moderarse antes de alcanzar la super- espacio donde se vaporiza el polvo. millón de años se acumula en el centro ficie estelar. El gas se topa así con un Corriente arriba, antes del intervalo de un núcleo denso en contracción una fuerte frente de choque (una brusca de opacidad, las temperaturas, bajas, cantidad igual a la masa solar. transición a una presión muy alta), permiten la existencia de granos. Los Recibe el nombre de protoestrella el que se le opone de repente. La colisión granos fríos absorben los fotones geneobjeto que se forma en el centro de la hace subir la temperatura del gas rados en el choque y los reemiten con nube en contracción. La moderna hasta casi el millón de kelvin, para longitudes de onda mayores, fotones teoría de las protoestrellas empezó a enfriarse luego rápidamente por que, a su vez, son absorbidos por gratomar cuerpo en 1969, cuando Richard radiación hasta unos 10.000 kelvin; se nos de polvo más lejanos. Larson recreó el nacimiento estelar en deposita entonces capa a capa, forLos fotones recorren, pues, un toruna simulación informática del mando la protoestrella. tuoso camino a través del material de colapso de una nube. Quienes contila nube hasta que su longitud de onda nuaron el trabajo pionero de Larson l frente de choque encierra la media se encuentra en la zona indescubrieron las ventajas de separar, clave del brillo de las estrellas frarroja del espectro electromagnéconceptualmente, protoestrella y nube jóvenes. Si la masa de una protoestre- tico. Alcanzada la fotosfera de polvo, a la hora de elaborar modelos del pro- lla iguala a la solar, la luminosidad que es como nosotros denominamos a ceso. En otras palabras, la pro- que el gas genera al encontrar el frente un radio que se extiende unas cuantas toestrella en sí misma considerada de choque supera el brillo solar entre horas luz desde la protoestrella, los vendría a ser una estrella ordinaria seis y sesenta veces. La intensa lumi- fotones portan ya una longitud de que posee una condición de contorno nosidad de las estrellas jóvenes no se onda demasiado grande para que el
E
28
TEMAS 7
polvo los absorba, por lo que finalmente pueden dirigirse sin impedimentos hasta los telescopios de infrarrojo terrestres.
A
pesar del refinamiento de los modernos detectores, no puede afirmarse con seguridad que los telescopios hayan registrado realmente las señales infrarrojas de las protoestrellas. Desde su lanzamiento en 1983, el
Satélite Astron ómico de Infrarrojos
generó cientos de miles de imágenes de fuentes de radiación infrarroja puntiformes. Muchas de ellas parecen localizarse en el interior de núcleos densos; algunas sin duda deben ser protoestrellas. La inseguridad deriva de las limitaciones de los detectores, incapaces de distinguir las protoestrellas de las estrellas algo más viejas, enterradas también entre polvo y gas. Para que pudiese realizarse una identificación positiva, los telescopios de radio y los de infrarrojos deberían poder detectar el corrimiento Doppler de las líneas espectrales en las cercanías de una fuente puntiforme infrarroja, desplazamiento que representaría el movimiento real del gas al caer hacia la superficie estelar. Una vez que la protoestrella ha incorporado la cantidad de materia suficiente para alcanzar unas cuantas décimas de la masa del Sol, la temperatura de su centro llega a un nivel adecuado para inducir la fusión nuclear. Ahora bien, la fusión que se produce en las protoestrellas difiere bastante de la que acontece en las estrellas de la secuencia principal; son éstas las que se hallan en la mitad de su vida, como el Sol, y han conseguido un estado prolongado de equilibrio. La reacción primaria que suministra energía a una estrella madura implica la fusión de núcleos de hidrógeno. El hidrógeno es el constituyente químico predominante en el universo. La gran explosión lo creó sobre todo en su forma isotópica normal: un átomo cuyo núcleo consta de sólo un protón. Pero aproximadamente dos de cada cien mil núcleos de hidrógeno aparecen en forma de deuterio, que está integrado por un protón y un neutrón. El deuterio persiste en el gas interestelar que se incorpora en las nuevas estrellas. Esa pequeña impureza, conviene resaltarlo, desempeña un papel fundamental en la vida de las protoestrellas, cuyo interior no se ha calenta do toda vía lo bastante para posibilitar la fusión del hidrógeno ordinario, reacción ésta que se da en torno a los diez millones de kelvin. Pero ocurre que, en virtud de la fuerza compresiva de la LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
gravedad, las protoestrellas alcanzan fácilmente el millón de kelvin, temperatura necesaria para iniciar la fusión del deuterio, que, a su vez, libera grandes cantidades de energía. El material protoestelar, demasiado opaco, no puede transmitir esta energía por radiación. En su defecto, la estrella se vuelve convectivamente inestable: burbujas de gas calentadas por el fuego nuclear ascienden a la superficie. El movimiento ascendente se compensa con el descenso de gas frío hacia el centro. Se trata de la misma clase de circulación convectiva que, a escala mucho menor, se produce en el aire de una habitación calentada por un radiador, siempre que no olvidemos que, en la protoestrella, los bucles de la circulación arrastran hacia abajo deuterio fresco que ha aterrizado sobre la superficie. Estos átomos de deuterio son transportados rápidamente hacia el centro, donde se fusionan y liberan más calor. Es así como
el retorno del ciclo convectivo aporta continuamente el combustible necesario para mantener la combustión y la convección.
S
i la cantidad de materia ganada por la protoestrella dobla la solar, el ciclo de convección acomete un curso algo distinto. Palla y yo descubrimos que cierta capa de gas, muy pequeña, de la región interior adquiría la transparencia necesaria para transportar calor por radiación, en vez de acarrearlo por convección. Ni el gas que sube ni el que baja son capaces de atravesar esa barrera radiativa. Por consiguiente, la fusión consume rápidamente todo el deuterio del interior de la barrera. El deuterio fresco que cae sobre la protoestrella se acumula en su superficie. Las capas superficiales comprimidas se vuelven más calientes, hasta que también ellas prenden el deuterio; quémase entonces éste en una capa que en vuelve el
3. UNA PROTOESTRELLA interactúa fuertemente con la materia incidente que la forma, originando distintas zonas. La materia de la envoltura exterior se esparce por la superficie estelar, creando un frente de acreción. Los fotones del frente se alejan de la protoestrella, pasan por el intervalo de opacidad, una región tan caliente que vaporiza los granos de polvo y, cuando alcanzan la envoltura de polvo, sufren una continua absorción y reemisión por parte de las partículas. Por último, escapan en forma de radiación infrarroja de la fotosfera de polvo.
29
exhausto interior. Las burbujas calientes ascienden desde esta capa ardiente, llegan a la superficie y bajan de nuevo a ella, lo que completa el ciclo de realimentación. A pesar de la pequeña concentración de núcleos de deuterio, el calor liberado por su fusión ejerce un efecto notable en la protoestrella. El resultado principal de la quema del deuterio consiste en hinchar la protoestrella. Debido a que la convección distribuye el calor de manera eficaz, la combustión del deuterio infla la protoestrella hasta un tamaño característico, determinado por su masa. Una protoestrella de una masa solar tiene un radio que quintuplica el del Sol. Una protoestrella de tres masas solares, en la que el deuterio queme en una capa subsuperficial, se infla aún más: su radio decuplica el solar.
U
n núcleo denso típico encierra una masa mayor que la estrella que terminará por engendrar. Hay, pues, algún mecanismo que expulsa esa masa sobrante y suspende la acreción; el responsable suele ser un fuerte viento que surge de la superficie de la protoestrella, que relanza el gas incidente y termina por dispersar todo el núcleo denso. La idea del viento no brotó de ningún cálculo teórico. Nació de la obser vación repetida del gas molecular que sale de las fuentes de radiación infrarrojas, flujo cuya causa se atribuiría al viento protoestelar. Este último, que aún no se ha observado directamente, debe extraer materia y energía a una velocidad bastante superior a la de los vientos que emanan de las estrellas de la secuencia principal. La causa del viento protoestelar es uno de los misterios más profundos que presenta el estudio de las estrellas jóvenes. Una vez se dispersa el núcleo denso, el objeto expuesto, que ya se deja ver por medios ópticos, constituye una estrella de la presecuencia principal. Al igual que las protoestrellas, las estrellas de la presecuencia principal 4. LA FUSION DEL DEUTERIO sucede de manera dependiente de la masa de la protoestrella. En las de poca masa el deuterio alcanza el centro de combustión por circuitos convectivos turbulentos (a). Si la protoestrella continúa ganando masa, aparece una barrera radiativa que corta el suministro de deuterio fresco al centro (b). La región interior agota rápidamente su deuterio y vuelve a un estado estable sin convección (c). Si la protoestrella prosigue acumulando materia, el deuterio se encenderá en una capa gruesa y expandirá la protoestrella (d).
30
son muy luminosas. Y de nuevo es la gravedad, y no la fusión nuclear, quien da cuenta de su brillo. La presión que existe en el interior de la estrella le evita abocar a un verdadero colapso de caída libre. El calor que mantiene esta presión se irradia desde la superficie estelar, por lo que la estrella brilla mucho y se encoge lentamente. Como les sucede a las protoestrellas, las estrellas de la presecuencia principal son convectivamente inestables, si bien la física subyacente difiere bastante de unas a otras. La convección suele empezar en una estrella cuando la temperatura disminuye muy bruscamente del centro a la superficie. En el caso de las protoestrellas es la combustión del deuterio en el centro lo que crea el ciclo de convección, pero cuando entran en la presecuencia principal, ya han agotado su reserva de deuterio. El brillo intenso de las estrellas de la presecuencia principal nos habla de un gradiente brusco de temperaturas en su interior. Los grandes niveles de energía radiante emitidos enfrían rápidamente las capas externas, mientras que la región interior permanece aislada por la materia que la rodea. Conforme la estrella va envejeciendo y apagándose su luminosidad, decrece también la región de inestabilidad con vectiva. En el Sol persisten todavía procesos de convección en el tercio exterior de su radio. Los ciclos de subida y de bajada crean la textura granular de la superficie solar.
A
medida que la estrella se vuelve más compacta, aumenta su temperatura interna, terminando por alcanzar unos diez millones de grados kelvin, circunstancia en que el hidrógeno ordinario empieza a fusionarse para formar helio. El calor liberado por la fusión provoca la presión que frena la contracción y la estrella penetra en la secuencia principal. El Sol, una estrella típica de combustión de hidrógeno, tardó unos treinta millones de años en contraerse desde su gran radio protoestelar hasta su tamaño actual, que ha mantenido, a lo largo de unos cinco mil millones de años, gracias al calor liberado por la subsiguiente fusión del hidrógeno. El cuadro que acabo de ofrecer de la evolución estelar guarda coherencia con las teorías físicas y los procesos nucleares conocidos. Pero la teoría precisa del apoyo de los datos y éstos los aportan las mediciones de las propiedades de muchas estrellas en distintas fases de su historia. La manera más conveniente de expresarlos consiste en TEMAS 7
3,0
3,0 MONOXIDO DE CARBONO
MONOSULFURO DE CARBONO
) Z U L 1,5 S O Ñ A ( L A C I 0 T R E V A L A C S E–1,5
–3,0 –3,0
) Z U L 1,5 S O Ñ A ( L A C I 0 T R E V A L A C S E–1,5
–1,5 0 1,5 ESCALA HORIZONTAL (AÑOS LUZ)
3,0
5. RADIOMAPAS de B5, núcleo denso situado a unos mil años luz de distancia en la constelación de Perseo. Estos radiomapas se levantan con el análisis de la débil emisión del monóxido de
representar gráficamente la evolución de las estrellas visibles en un diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R). El diagrama H-R relaciona la luminosidad estelar, indicada en el eje de ordenadas, con la temperatura superficial, anotada en el eje de abscisas. Muchas estrellas de la secuencia principal, pensemos en el Sol, donde se produce la fusión del hidrógeno ordi-
–1,5 0 1,5 ESCALA HORIZONTAL (AÑOS LUZ)
3,0
carbono (izquierda) y del monosulfuro de carbono (derecha ) a longitudes de onda milimétricas. El punto rojo central de cada imagen representa una fuente infrarroja puntual.
nario, caen a lo largo de una diagonal. Los cálculos teóricos indican que la luminosidad y la temperatura superficial de una estrella de combustión de hidrógeno —y por consiguiente su ubicación en esa trayectoria esquemática— dependen de su masa. Esta teoría concuerda bien con la observación. Los astrónomos determinan la luminosidad de una estrella
6. VIENTOS PROTOESTELARES, que, según se cree, se dirigen de manera bipolar a lo largo del eje de rotación ( izquierda). El viento obliga a retroceder al gas incidente, pero no parece
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
–3,0 –3,0
midiendo su brillo (dando por supuesto que también se conozca su distancia) y deducen la temperatura superficial analizando su espectro. Cuando se miden estas dos cantidades en un cúmulo de estrellas determinado y se representan los datos en el diagrama H-R, la mayoría de las estrellas caen a lo largo de la curva teórica de la secuencia principal.
perturbar el disco circumestelar. La estrella termina por hacerse visible como un objeto de la presecuencia principal, con un viento mucho más débil (derecha).
31
Puesto que una estrella de la presecuencia principal brilla más que otra de la secuencia principal que tenga la misma masa, habrá de caer por encima de la línea de la secuencia principal en el diagrama H-R. La luminosidad decrece con el tiempo, porque el encogimiento de la estrella recorta el área superficial radiante. En consecuencia, el punto representativo de la estrella irá deslizándose a lo largo de una trayectoria definida, que es la misma para todas las estrellas de su masa. Se llama a tal trayectoria “la vía Hayashi”, en honor de Chushiro Hayashi, quien calculó las propiedades de las estrellas de la presecuencia principal a comienzos de los años sesenta. Las observaciones de cúmulos jóvenes cercanos, es decir, de estrellas separadas por abundante gas molecular, han puesto de manifiesto que muchas de ellas se encuentran por encima de la secuencia principal. Las que están cerca de las vías Hayashi correspondientes a una masa solar o menos responden al nombre de estrellas T Tauri. Sus compañeras de mayor masa constituyen las estrellas Herbig Ae y Be (así llamadas en honor de George Herbig, astrónomo iniciador del estudio observacional de las estrellas jóvenes). Aunque los teóricos se sienten satisfechos con que muchas estrellas caigan por encima de la secuencia principal, resulta más difícil demostrar que discurran realmente por sus vías
Hayashi apropiadas. Recordemos que la combustión de deuterio en las protoestrellas les da un radio definido para cada valor de la masa. En 1983 me valí de esta relación, y del conjunto de vías Hayashi conocidas, para formular la siguiente predicción: una vez las estrellas de la presecuencia principal se hacen visibles ópticamente, todas deben aparecer sobre otra curva del diagrama H-R. Desde esta curva, o línea de nacimiento, cada estrella desciende por su vía Hayashi hasta la secuencia principal.
L
as observaciones parecen confirmar la idea de la línea de nacimiento. Las luminosidades medidas y las temperaturas superficiales de las estrellas en todos los cúmulos jóvenes caen en un límite bien definido, o por debajo del mismo, en el diagrama H-R, límite que, a su vez, coincide razonablemente con la línea de nacimiento teórica. Martin Cohen y Leonard V. Kuhi publicaron en 1979 un estudio sistemático de centenares de estrellas T Tauri, y Ulrich Finkenzeller y Reinhard Mundt ofrecieron en 1984 otro semejante sobre las estrellas Herbig Ae y Be, menos frecuentes. También las estrellas visibles que están en el centro del flujo saliente de gas molecular caen en la línea de nacimiento. Su localización en el diagrama confirma la asociación de la fase de flujos salientes con el inicio de la contracción de la presecuencia principal.
7. DEBILITAMIENTO PROGRESIVO de una estrella de la presecuencia principal a medida que, por la acción de su propia gravedad, se va contrayendo. El calor perdido por la superficie provoca convección en el interior y la temperatura central empieza a aumentar. Cuando el centro alcanza unos
32
Palla y yo hemos demostrado que la línea de nacimiento debe cruzarse con la secuencia principal en algún punto. Calculamos que las dos curvas han de encontrarse en la posición correspondiente a una masa estelar de ocho masas solares. En términos físicos, el hallazgo significa que cualquier estrella cuya masa supere este valor crítico iniciará la fusión de hidrógeno ordinario mientras su núcleo denso progenitor esté todavía desplomándose sobre su superficie. Estas estrellas masivas no deberían presentar, por tanto, una fase visible de presecuencia principal. Hasta ahora esta predicción también parece estar de acuerdo con las obser vaciones realizadas. A pesar de estos estimulantes éxitos de la teoría, no acabamos de entender muchas propiedades conocidas de las estrellas jóvenes. Por ejemplo, la mayoría de estos cuerpos celestes son variables irregulares: su brillo fluctúa en períodos que van desde horas a meses. El espectro de muchas estrellas T Tauri, el grupo mejor analizado, muestra bastante más radiación infrarroja y ultravioleta que las estrellas de la secuencia principal de masa parecida. Sin embargo, Frederick Walter ha encontrado que otras estrellas T Tauri de masas y edades muy similares apenas presentan exceso de emisión. En fin, hay muchas pruebas de fuertes vientos estelares, remanentes quizá de aquellos otros, mucho más potentes, que, se supone, pusieron fin a la fase protoestelar.
diez millones de kelvin, el hidrógeno se fusiona para formar helio. La reacción de fusión libera ingentes cantidades de energía, que detienen la contracción. Al llegar a este pun to la estrella ha alcanzado la secuencia principal y arderá d urante miles de millones de años.
TEMAS 7
1000
) S E R A L O S S E D A D I S O N I M U L E D S E R A N E T N E C ( D A D I S O N I M U L
100
15.0
LINEA DE NACIMIENTO
9.0
10 SECUENCIA PRINCIPAL
5.0 3.0
1
2.25 1.5 1.25 1.0
0,1 VIAS DE HAYASHI ESTRELLAS T TAURI, HERBIG Ae /Be
0,01
0,001
ESTRELLAS CON FLUJOS SALIENTES
25.000
16.000
10.000
6000
4000
TEMPERATURA SUPERFICIAL (KELVINS)
8. DIAGRAMA DE HERTZSPRUNG-RUSSELL, que representa la luminosidad estelar en función de la temperatura superficial. Las estrellas de la presecuencia principal emp iezan en la línea de nacimiento y viajan según distintas trayectorias, llamadas vías Hayashi, antes de alcanzar la secuencia principal. Las posiciones observadas de las estrellas T Tauri y Her-
Los modelos que describen el nacimiento de las estrellas ofrecen un importante resultado adicional: el disco circumestelar. Se cree que tales discos suministran la materia prima para la formación de los sistemas planetarios. Discos que se originan porque no todo el material que se contrae dentro de un núcleo denso se une directamente a la protoestrella. Sea cual sea el proceso que formó el núcleo denso, le imprimió, a buen seguro, cierta rotación al empezar el colapso. Dentro del núcleo en rotación, el gas que posee un momento angular más alto será el más alejado del eje polar. Conforme la región de colapso se va expandiendo hacia afuera, va atrapando el gas más alejado. Este material empieza a caer hacia dentro, pero no llega a la protoestrella; antes bien, gira a su alrededor y adquiere la forma de disco circumestelar. Roger Ulrich dio configuración matemática en 1976 al desplazamiento gradual de la dirección del gas que cae de la protoestrella al disco. Abundaron en lo mismo Patrick Cassen y Anne Moosman en 1981, quienes investigaLA VIDA DE LAS ESTRELLAS
big Ae y Be y de las estrellas con flujos salientes concuerdan con la teoría de la formación estelar: están entre la línea de nacimiento y la secuencia principal y parecen seguir sus vías Hayashi apropiadas. Cada vía de la figura se señala con la correspondiente masa estelar en unidades solares. Las escalas de los ejes son logarítmicas.
ron también las propiedades físicas teóricas de los discos: tamaño y densidad superficial. Existe desde entonces un vivo interés por extender su trabajo a los discos más viejos que rodean las estrellas de la presecuencia principal, por la doble razón de que promete desentrañar el proceso de formación de los planetas y de que las observaciones recientes apoyan la existencia real de los discos. A propósito de esas observaciones, podríamos citar las imágenes que muestran materia circumestelar alrededor de estrellas jóvenes. Steven Beckwith y Anneila Sargent detectaron en 1987 una extensa emisión de monóxido de carbono que rodeaba la estrella T Tauri HL Tau. Atribuyeron la emisión de ese gas a un disco de poca masa y un diámetro de varias semanas luz. Más indirecta, y por ende controvertida, es otra prueba de la existencia de los discos. Se trata, en realidad, de una inferencia. Afirman los teóricos que la mejor forma de explicar ciertas propiedades observadas de las estre-
llas T Tauri es mediante la presencia de discos. Siguiendo la sugerencia lanzada en 1974 por Donald Lynden-Bell y James Pringle, se vienen atribuyendo los excesos en infrarrojos y ultravioletas de estas estrellas a discos luminosos que están transportando continuamente masa hacia sus estrellas huéspedes.
L
a materia debe perder momento angular si ha de describir una espiral hacia la estrella. Lynden-Bell y Pringle supusieron la existencia de un rozamiento sin especificar en el interior del disco. Si dos anillos de gas adyacentes rozan uno contra el otro, la fricción determinará que el más interno, de giro más rápido, se frene y contraiga, a la manera del satélite en órbita sobre la Tierra que se va degradando con el rozamiento a causa de la resistencia que le opone el medio atmosférico. Desde esta perspectiva, el exceso de emisión infrarroja representa el calor generado por el rozamiento. Por lo que a la radiación ultravioleta se refiere, se supone que surge de una región 33
estrecha y caliente entre el disco y la hecho y los modelos que hemos obteestrella, en la que una fuerza de roza- nido difieren de los que se fundan en miento, más intensa, frena el gas orbi- el rozamiento. tante. Utilizando modelos de esta Todas las observaciones habituales clase cla se es como Lee W. Hartmann, Scott de discos, directas e indirectas, apunKenyon, Gibor Basri y Claude Bertout tan hacia masas que son una fracción han ajustado muchas características muy pequeña de la masa de la estrella espectrales de las estrellas T Tauri. central, unas centésimas o menos. Mas, a pesar de los esfuerzos reali- Ven en ello los teóricos un dato prezados por los teóricos durante muchos ocupante y retador a la vez. Si la acuaños, no existe una explicación plausi- mulación de materia que cae con ble de los rozamientos internos que exceso de rotación forma discos, ¿por proponen estos modelos. En ese con- qué habría de cesar el proceso al poco texto, los cálculos demuestran que la de haberse formado la estrella? Si son viscosidad molecular ordinaria resulta realmente los vientos protoestelares incapaz, por demasiado peque pequeña, ña, para los que frenan la fase de colapso, ¿indiprovocar una espiral de gas apreciable can las pequeñas masas de los discos hacia la estrella central. una relación causal entre su formaEn mi opinión, esta dificultad para ción y la puesta en marcha de estos explicar el origen del rozamiento flujos energéticos salientes? prueba la debilidad del modelo subyacente. Mejor sería abordar el problema o disponemos todavía de respuesabandonando la hipótesis de la fricción ta para tales cuestiones. Pero los interna y concentrar la atención en la problemas no resueltos deben contemestructura de los discos que pueden plarse como eslabones desconocidos desconocidos de realmente constituirse durante el una cadena cuyas anillas principales colapso de los núcleos densos en rota- han sido forjadas en extraordinaria ción. Esto es lo que nosotros hemos combinación de trabajo experimental experimental
N
y teórico. Podremos descubrir los eslabones que faltan y completar la historia de las estrellas jóvenes si sabemos leer las pistas que nos ofrece la naturaleza, pistas que se elevan sobre nuestra cabeza, parpadeando en el cielo de una noche despejada.
BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA STAR FORMATION IN MOLECULAR CLOUDS: OBSERVATION AND THEORY. Frank H. Shu,
Fred C. Adams y Susana Lizano en An-
nual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 25, págs. 23-81; 1987. IN D ARKNESS B ORN: T HE S TORY OF S TAR FORMATION. Martin Cohen. Cambridge
University Press, l988.
UNDERSTANDING Y OUNG STARS : A HIS -
. Steven W. Stahler en Publications of the Astronomical Society of the Pacific, TORY
vol. 100, n.o 634, págs. 1474-1485; diciembre de 1988. THE BIRTHLINE FOR INTERMEDIATE-MASS STARS. Francesco Palla y Steven W. W. Stah-
ler en Astrophysical Journal, vol. 360, n.o 2, parte 2, págs. L47-L50; 10 de septiembre de 1990.
La propulsión a chorro de las estrellas jóvenes David A. Clarke
Las observaciones muestran que muchas estrellas jóvenes emiten veloces chorros de materia. Ya se sospechaba que tales eyecciones episódicas eran consecuencia inevitable de la formación estelar, cosa que viene a confirmar ahora un nuevo modelo teórico.
E
s opinión común entre los astrofísicos que se sabe bien cómo evolucionan las estrellas una vez están formadas y se ha iniciado la fusión nuclear, nuclear, pero que la propia formación a partir del gas y del polvo originarios es otra historia. Según la versión más aceptada, hay unas enormes nubes gaseosas que de algún modo se fragmentan, pierden de alguna manera el momento angular y la energía magnética necesarios para desplomarse y de alguna forma originan sistemas binarios, planetas, etc. Son estos “de algún” modos y maneras los que llevan
34
decenios constituyendo un acertijo para los investigadores. Como sucede con los rompecabezas complicados, hay que resolverlos por partes. R. Ouyed, R. E. Pudritz y J. M. Stone han elaborado un modelo que pudiera ser una pieza importante del que nos ocupa. Una teoría coherente de la contracción estelar ha de incluir varios ingredientes. Es sabido que las protoestrellas se desploman por su propia gravedad, proceso en el que pierden la casi totalidad de su momento angular, pues de otro modo no se lograría el grado de contracción requerido para que se inicie la fusión nuclear. nuclear. El sistema parece liberarse del momento angular indeseable concentrándolo inicialmente en una pequeña parte de la materia que se contrae, haciéndola girar y expulsándola hacia fuera. Los detalles del proceso son complicados, pero el principio es sencillo. La figura ilustra la forma en que el campo magnético resulta arrastrado hacia la protoestrella conforme se contrae la nube. A medida que crece la velocidad de rotación de la protoestrella, la rotación diferencial retuerce el campo magnético, del mismo modo que los patinadores artísticos tuercen sus brazos para girar más deprisa.
TEMAS 7
Cuando el ángulo de torsión del campo supera determinado valor, valor, puede producirse el efecto del ‘collar’, consistente en que se expulsan gránulos de plasma caliente a lo largo de las ‘líneas’ del campo magnético. Puede incluso que el propio campo magnético resulte arrastrado por la corriente, lo que colaboraría al desplome protoestelar. protoestelar. El flujo emergente resulta entonces colimado por el propio campo magnético que lo impulsa, lo que produce un flujo de plasma que gira a velocidad supersónica, al que los astrofísicos llaman chorro. Los chorros de los objetos estelares recientes tienen unos cuantos años luz de largo, mientras que sus primos mayores, procedentes de los núcleos de las galaxias de poca edad, tienen longitudes que se miden por millones de años luz. El panorama resultante es el de una vinculación inexorable entre el colapso y la eyección, por una parte, y el momento angular y el magnetismo, por otra. La aportación de Ouyed y sus colegas constituye una posible respuesta a uno de los problemas cruciales de la formación estelar, estelar, a saber, el de la manera en que se emiten los chorros. Su propagación, una vez iniciados, puede entenderse bastante bien tanto por medios computacionales como experimentales, mientras que el mecanismo del propio lanzamiento se ha resistido durante bastante tiempo al asalto de sus partidarios. Pero, según nuestros autores, pueden esquivarse muchos de los problemas de cómputo que martirizaron anteriormente a otros investigadores si se considera el disco de acreción de la nueva estrella como una condición límite dada. Cuando el campo magnético que rodea al disco resulta desgarrado por la rotación diferencial, parece haber un mecanismo universal que lanza chorros cuya potencia, flujo de masa y variabili dad casan con los que se observan en los chorros de las estrellas jóvenes. Puede que el modelo se aplique incluso a los chorros emitidos por galaxias y cuásares, aunque los cálculos no relativistas que implica no se refieren explícita mente a chorros extragalácticos.
L
a nueva propuesta, sencilla y elegante, consiste en que el campo magnético se retuerce hasta alcanzar el ángulo de apertura crítico, que es el ángulo respecto del plano del disco que proporciona impulso suficiente para lanzar un chorro. La torsión ulterior aumenta la presión magnética del chorro, obligándole a expandirse radialmente (en dirección perpendicular a la de salida). El momento de expansión hace que el chorro supere su radio de equilibrio, lo que produce un exceso de presión ambiental que le obliga a retornar hacia su eje. Mientras se contrae, gira con mayor rapidez, por lo que termina chocando contra una ‘barrera centrífuga’, que lo envía de nuevo hacia afuera. Esto es lo que representan los abultamientos y estrechamientos de la figura. La oscilación se mantiene durante algunos períodos y abarca lo que los autores llaman “la región generadora de nudos”, en la que la velocidad del chorro ha de ser variable por necesidad. Conforme se propaga el chorro, las variaciones de velocidad se hacen más abruptas y terminan formando ondas de choque, que lo disocian en una serie de grumos. Este mecanismo de lanzamiento de chorros proporciona una explicación natural del carácter grumoso que presentan muchos de los chorros protoestelares observados. Son la sencillez y la universalidad con que este mecanismo genera chorros persistentes y variables las que lo destacan de otras propuestas previas. Constituye también un ejemplo relevante de la importancia del cómputo en astrofísica. Los autores han realizado otros cálculos
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
Protoestrella en su fase de acreción y de eyección. La protoestrella amarilla del centro es la fuente de potencial gravitatorio que mueve el proceso. La materia de una nube de gas (en color azul ) cae hacia un disco de acreción ( en verde), que gira alrededor de la estrella y arrastra un campo magnético. (Los vectores muestran la velocidad y la dirección del flujo; las líneas del campo magnético tienen diversos colores para lograr mayor claridad.) La rotación del campo magnético retuerce sus líneas y proporciona cierto apoyo centrífugo, debilitado por la materia que escapa por ellas. El campo magnético colima buena parte de este flujo en forma de dos chorros (en rojo), que se proyectan en la dirección del eje de rotación de la nube.
variando las condiciones límite para cubrir todas las condiciones iniciales imaginables que resultasen compatibles con las observaciones. El resultado obtenido es siempre el mismo: un chorro persistente y variable. Hasta no hace mucho la importancia del campo magnético constituía una suposición no confirmada de los modelos astrofísicos, pero astrónomos de diversos países han colaborado para encontrar ahora pruebas convincentes de que un chorro del objeto protoestelar T Tauri S tiene fuertes campos magnéticos, lo que constituye la primera prueba empírica de este tipo.
T
odavía estamos lejos de disponer de una teoría completa relativa a cómo se formen las estrellas. Se requeriría primero un modelo que explicase la fragmentación y la contracción de una nube de gas galáctico hasta originar objetos protoestelares, que, a través de sus discos de acreción y de sus flujos emergentes colimados, se volviesen lo suficientemente densos y calientes para que prendiese la fusión nuclear nucle ar.. Trabajos como los comentados acortan mucho, sin embargo, el palo del que pende la zanahoria de la teoría de la formación estelar. (De Nature)
35
Nubes moleculares, formación de estrellas y estructura galáctica Nick Scoville y Judith Judit h S. Young Young Las radioobservaciones muestran que las nubes gigantes gigantes de moléculas donde nacen las estrellas se distribuyen, de manera desigual, en las galaxias espirales. Ello quizás explique las variaciones que se registran registran en su apariencia óptica
A
unque la mayoría de las estrellas visibles en el cielo nocturno se formaron hace más de mil millones de años, el de creación de estrellas es un proceso que continúa. Gran parte de la fascinación que ejerce ejerce el universo tiene que ver, de una u otra manera, con el número relativamente pequeño de estrellas mucho más jóvenes. Los miembros de mayor masa y vida más cort cortaa de cada gene generac ración ión estelar presentan particular interés. En su juventud, suministran energía a las nebulosas fluorescentes que tachonan los brazos espirales de galaxias como la nuestra. Al morir, explotan espectacularmente en forma de supernovas, rellenando el espacio interestelar con una mezcla de gases que incluye una fracción enriquecida de elementos pesados. De esas cenizas surgirán las futuras generaciones de estrellas. A raíz, sobre todo, de las observaciones realizadas con radiotelescopios, ha ido quedando claro, a lo largo de los últimos años, que las fuentes de este rejuvenecimiento son las nubes moleculares gigantes; miden éstas más de cien años luz de diámetro y encierran una masa de materiales gaseosos de hasta un millón mi llón de veces la solar. Dentro de esos inmensos capullos, en el seno de la fría y polvorienta oscuridad, tiene lugar lugar la metamorfosis de las estrellas. Aunque se sabe que las nubes gaseosas gigantes son lugares fértiles para la formación de estrellas, llama la atención que no se hayan transformado totalmente en éstas. Hoy, transcurridos más de 10.000 millones de años desde el nacimiento de nuestra galaxia, pueden verse todavía muchas estrellas jóvenes emergiendo de las nubes donde nacieron. Aisladas del entorno galáctico, las nubes colapsarían por su propio peso, transforman transformando do su gas difuso en estrellas en menos de 36
10 millones de años. Si la formación de estrellas fuese inevitable, requiriéndose sólo que una adecuada masa de materia estuviera acumulada en la nube, la provisión de gas interestelar necesario para nutrir la próxima generación de estrellas se habría reducido, hace tiempo, a la insignificancia. De lo que se infiere que existirá una sutil interacción entre en tre las nubes y su entorno en torno galáctico que regule, de manera eficaz, la formación de estrellas. Uno de los capítulos más excitantes de la astrofísica contemporánea ha sido el trabajo obser obser vacional y teórico realizado para determinar determinar qué papel desempeñan las nubes moleculares gigantes en la evolución galáctica y qué relación media entre la formación de estrellas y la estructura en gran escala de las galaxias.
L
a proporción de estrellas jóvenes va r ía gr an d em e nt e d e un a galaxia a otra y de un lugar a otro de la misma galaxia. En las espirales, así la nuestra, los brazos brillan bastante en las fotografías tomadas con luz visible en virtud de la concentración de estrellas jóvenes y de gran masa a lo largo de los mismos. Aunque tales estrellas tengan una vida comparativamente corta (menos de diez millones de años), su ritmo de emisión de radiación puede multiplicar multi plicar un millón de veces el solar. De aquí que sus lugares de nacimiento aparezcan brillantemente iluminados durante algunos millones de años. Caracterís Caracte rística tica sobresaliente de las galaxias espirales, que reconociera hace ya muchos años Walter Baade, es la correlación aparente de la p osición de las estrellas de gran masa, de suerte que se percibe una configuración espiral en gran escala. esca la. Los brazos brillantes pueden seguirse se guirse a veces hasta una vuelta completa, que
abarca una distancia de 200.000 años luz tal vez. ¿Por qué puede correlacionarse la formación de estrellas de gran masa en la totalidad del disco galáctico, distancia muy por encima de los efectos físicos de una nube sobre otra o de la esfera de influencia de una estrella individual? Se han dado dos explicaciones. Chia-Chiao Lin y Frank H. Shu propusieron, en primer lugar, que esas configuraciones en gran escala eran ondas de densidad, generadas por las interacciones gravitatorias colectivas de miles de millones de estrellas es trellas del sistema galáctico o por la marea atractiva de una galaxia próxima. Posteriormente Philip E. Seiden Sei den y Humberto C. Gerola plantearon otra hipótesis: la formación de estrellas se propagaría por la superficie de la galaxia a la manera de los incendios forestales, es decir, la formación de estrellas de gran masa en un punto desencadenaría la formación de otras estrellas en nubes adyacentes. (Cabe una tercera posibilidad, según la cual habría nubes y se formarían estrellas en todo el disco galáctico, pero sus propiedades variarían cerca de los brazos espirales de modo que las estrellas de mayor masa se originasen allí de modo preferente.) Los astrónomos llevaban años identificando las nubes gaseosas próximas al sistema solar como lugares de formación activa de estrellas. Sin embargo, em bargo, hasta hace poco no se había podido presenciar el proceso real de nacimiento. Una pequeña proporción de polvo de las nubes, que constituye aproximadamente el uno por ciento de su masa, absorbe de una manera eficaz la radiación solar visible y la ultra viole vio leta ta pr proc oced eden ente te de las jó jóven ven es estrellas inmersas en todas las nubes salvo en las más tenues. Las partículas microscópicas de polvo constan de TEMAS 7
carbono (en forma de grafito), silicatos de estrellas que atraviese el cielo, sino llas tiene un espesor de unos 300 años y otros compuestos similares a rocas como dos bandas separadas por un luz. Por culpa del polvo no pueden terrestres y lunares. Aunque el polvo vacío oscuro. La escisión se debe a que verse las estrellas recién nacidas del espacio interestelar se halle enra- la luz de las estrellas más distantes antes de que se separen lo suficiente recido, se distingue sin mayor dificul- de la galaxia es absorbida por nubes de la nube que las oculta o hasta que tad cuando uno contempla la Vía de gas y de polvo situadas delante en liberen suficiente energía para disperLáctea en una noche oscura. El disco la dirección en que miramos. sarla. A medida que las estrellas envede nuestra galaxia no se nos ofrece La capa de polvo galáctico cuya jecen, interactúan gravitatoriamente entonces como una única y tersa banda silueta destaca sobre el fondo de estre- con las nubes interestelares, enormes,
1. GALAXIA ESPIRAL, designada por M101 en el catálogo de Messier de grandes objetos celestes, vista casi en planta en esta fotografía, obtenida con el telescopio reflector de cuatro metros del Observatorio Nacional de Kitt Peak. Situada a unos 20 millones de años luz, su diámetro es de unos 300.000 años luz. Los brazos espirales están iluminados por las brillantes regiones HII de hidrógeno ionizado, que las estrellas jóvenes de gran masa inmersas en ellas calientan hasta la fluorescencia. Los filamentos oscuros de los brazos espirales
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
son bandas de polvo. El núcleo galáctico, pequeño en comparación, y los brazos relativamente abiertos convierten a M101 en un ejemplo típico de una galaxia Sc (véase la figura 5). Las radioobservaciones de moléculas de monóxido de carbono (CO) en las cercanías de M101 revelan que las nubes moleculares formadoras de estrellas se concentran hacia el centro, extendiéndose hacia fuera hasta un radio de unos 40.000 años luz. Otros tipos principales de galaxias son las Sa , Sb y Sd .
37
2. CUATRO VISTAS DE LA NEBULOSA DE ORION. La fotografía superior izquierda se obtuvo con el telescopio de cuatro metros de Kitt Peak. La imagen en falso color generada por ordenador de la parte superior derecha, que cubre la misma región del cielo, se realizó a part ir del registro de radioondas emitidas por las moléculas de monóxido de carbono cercanas a la nebulosa; los datos de CO se recogieron con el radiotelescopio de 14 metros del Observatorio de Radioastronomía del Five College de Massachusetts. La fotografía inferior izquierda, tomada con el telescopio de tres metros del Observatorio Lick, nos ofrece una visión algo más detallada de la parte central de la nebulosa, limitada por los encuadres en las dos figuras de arriba. Esta fotografía, que se obtuvo mediante un
38
filtro que favorece el paso de la luz verde emitida p or los átomos de oxígeno ionizados una vez, revela el grupo central de luminosas estrellas jóvenes, conocido colectivamente como cúmulo del Trapecio, responsable de la fluorescencia de la nebulosa. La correspondiente imagen de la región central de la nebulosa en la parte inferior derecha se realizó mediante el telescopio infrarrojo de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (NASA ) en Mauna Kea, Hawai. Las manchas brillantes de la imagen infrarroja representan las estrellas más jóvenes de la nebulosa, todavía inmersas en el polvo central y, por tanto, aún invisibles. Los datos infrarrojos fueron obtenidos por Gareth Wynn-Williams, Eric E. Becklin, Reinhart Genzel y Dennis Downes.
TEMAS 7
alejándose poco a poco del disco galác- visible, no sólo pueden observarse (NH3). A las temperaturas que suelen tico, donde posteriormente volverán a aglomeraciones estacionarias de reinar en las nubes, el hidrógeno mocaer. La consecuencia es que, si bien plasma (gas ionizado), sino también lecular no es directamente observable. la mayor parte de las estrellas tuvie- corrientes de alta velocidad. Aleján- Los estudios del gas frío se han aporon probablemente su origen en nubes dose más del cúmulo del Trapecio se yado en las moléculas escasas, que, a de gas del delgado disco, el espesor de llega a un punto en el que ya no hay diferencia del H2, emiten y absorben la capa estelar más antigua ha aumen- más fotones ultravioleta, de los emiti- radiación a longitudes de onda corta tado hasta unos mil años luz. dos por sus cuatro estrellas, disponi- de radio y en la porción infrarroja bles para ionizar el gas. Más allá de lejana del espectro. El año 1969 supuso a Gran Nebulosa de Orión es bien este radio, el hidrógeno no puede man- el inicio de una importante fase de conocida como uno de los princi- tenerse ya ionizado. Hasta hace poco, nuestro conocimiento de las nubes pales viveros de estrellas de nuestra la región del hidrógeno ionizado era la creadoras de estrellas, pues fue cuando galaxia. Bastan unos gemelos para única parte de la nebulosa que podía Robert W. Wilson, Keith B. Jefferts y poder contemplar esta brillante nebu- observarse. La gran atenuación oca- Arno A. Penzias detectaron emisiones losa, situada en medio de la daga que sionada por los granos de polvo mez- de monóxido de carbono en la nube de pende del cinturón de Orión. Los clados con el gas neutro nos celaba el Orión. Desde entonces se han identiastrónomos saben que la brillante interior de la nube. ficado en aquella zona unas 60 moléemisión de la nebulosa, cuyo estudio Los progresos registrados en astro- culas, cuya complejidad crece hasta comenzó hace más de un siglo, es una nomía del infrarrojo y en radioas- llegar al cianopentacetileno (HC 11N). manifestación de la fase final del pro- tronomía de ondas milimétricas han La lista incluye el ácido fórmico ceso de formación de estrellas. Cerca puesto de manifiesto que las observa- (HCOOH), el formaldehído (H 2CO) y de su centro de emisión encontramos ciones primitivas a longitudes de onda el etanol (C2H6O). Al no abundar tanto el cúmulo de estrellas del Trapecio, del espectro visible apenas si revela- como el CO, las moléculas más comcon varios individuos jóvenes de gran ban la punta del témpano de hielo. Las plejas no suelen poder detectarse más masa. La estrella mayor emite ener- radiaciones infrarroja y de ondas mili- que en el núcleo compacto de las gía a un ritmo cien mil veces superior métricas resultan mucho menos ate- nubes, donde el gas adquiere mayor al del Sol. Una fracción apreciable de nuadas por el polvo. La primera posi- densidad. tal radiación acontece en la región bilita la detección de estrellas l monóxido de carbono sigue ultravioleta del espectro y, por tanto, inmersas en él; la segunda proportiene energía suficiente para arrancar ciona un medio de observación del gas siendo el mejor trazador del gas electrones del hidrógeno atómico, con molecular. Los datos del infrarrojo molecular de zonas amplias. La denlo que ioniza el hidrógeno del gas cir- son, en cierto sentido, un negativo de sidad media del gas interestelar de la cundante. La brillante emisión visi- la imagen óptica, ya que el polvo que Vía Láctea se cifra alrededor de un ble, de un color rosáceo característico, absorbe la luz visible reemitirá poste- átomo por centímetro cúbico. Las es, en realidad, luz fluorescente con riormente su exceso de energía en nubes moleculares, que constituyen, una longitud de onda de 6563 unida- longitudes de onda del infrarrojo. Es en comparación, las partes densas del des angstrom, emitida por el hidró- así como en la porción infrarroja del medio interestelar, tienen unos valogeno ionizado cuando se recombina al espectro se ven emisiones brillantes res característicos que van desde ciencapturar un electrón libre. relacionadas con estrellas luminosas tos hasta miles de moléculas por cenEste ciclo de ionización y de recom- inmersas en la nube de polvo; lo que tímetro cúbico, lo que todavía resulta binación se repite en toda la nebulosa suele verse es la energía reemitida por la trillonésima parte de la densidad unas 1050 veces por segundo. Así, pese el polvo cercano que se ha calentado, de la atmósfera terrestre al nivel del a distar 1700 años luz del sistema raramente se ve la estrella misma. mar. Dentro de las nubes, el monóxido solar, la zona aparece brillantemente Las observaciones de la nebulosa de de carbono viene a corresponder a una iluminada. La ionización de los áto- Orión en el infrarrojo han revelado molécula por cada 10.000 de hidrómos de hidrógeno del gas nebular dos cúmulos de estrellas jóvenes geno. ocurre unas mil veces más deprisa que sumergidas en la nube neutra. Merece El enlace de una molécula del tipo el proceso inverso: la recombinación destacarse el hecho de que ninguno de del monóxido de carbono obedece a de electrones y protones para formar ellos apareciese, ni siquiera débil- que los electrones más externos de los átomos de hidrógeno. De aquí que mente, en las fotografías de la zona átomos de oxígeno y de carbono son exista en la nebulosa un estado de hechas con luz visible, dado que uno compartidos por ambos; cada electrón equilibrio de ionización, con una con- de los cúmulos parece emitir energía, pasa cierto tiempo cerca del otro centración de electrones y de protones en forma de radiación infrarroja, a un átomo. Como los electrones no se comunas mil veces superior a la del hidró- ritmo casi idéntico al del cúmulo del parten de forma exactamente equitageno atómico neutro (no ionizado). Las Trapecio, cien mil veces superior al del tiva, hay una pequeña carga positiva regiones celestes donde la mayor parte Sol. neta en un extremo de la molécula y del gas está ionizado, como le pasa a En el interior de la nube situada una carga negativa similar en el otro. la nebulosa de Orión, se denominan tras la nebulosa de Orión, el gas La atracción entre las cargas opuestas regiones HII; son las nebulosas bri- adquiere la densidad suficiente y la mantiene unidos a los átomos. llantes que contornean los brazos baja temperatura necesarias para que La radiación molecular que se espirales de las galaxias. los átomos se enlacen y formen molé- detecta procedente de las nubes intePor ser una de las regiones H II más culas. Aquí, donde la temperatura restelares nace de las variaciones ocucercanas a nosotros, la nebulosa de media no llega a 100 grados Kelvin rridas en la rotación de la molécula en Orión se ha convertido en una verda- (grados Celsius por encima del cero conjunto. Las rotaciones permitidas dera piedra de Rosetta para los absoluto), predomina el hidrógeno están cuantificadas, es decir, no son estudios de formación estelar y de los molecular, H 2 . Abundan también continuas. Cuando la molécula de procesos físicos concomitantes. Si se moléculas trazas de monóxido de car- monóxido de carbono cambia de una explora la totalidad de la nebulosa bono (CO), cianógeno (CN) y amoníaco velocidad de rotación dada a otra infe-
L
E
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
39
gran empeño, nos hemos encontrado con un beneficio colateral: hasta los telescopios más modestos proporcionan excelentes resoluciones angulares. Un telescopio de 14 metros que observe la línea de 2,6 milímetros del monóxido de carbono tiene una resolución de 50 segundos de arco. Para obtener una resolución equivalente observando la línea típica de 21 centímetros del hidrógeno atómico se necesitaría un telescopio de casi 1500 metros de diámetro.
D
3. NUBES MOLECULARES DE NUESTRA GALAXIA, exploradas mediante las radioondas de 2,6 milímetros emitidas por las moléculas de monóxido de carbono del disco interior de la misma. Las nubes gaseosas, representadas por los trazos coloreados, tienen diámetros estimados entre 50 y 200 años luz. La primera exploración completa de la parte interior de la galaxia se compiló gracias a una serie de mediciones realizadas a lo largo del plano galáctico con el radiotelescopio de 14 metros de Massachusetts y con un radiotelescopio de cuatro metros que funciona en la Organización de Investigación Científica e Industrial de la Commonwealth (CSIRO) de Australia. La escala vertical da la longitud galáctica en grados de arco; el cero corresponde a la dirección del centro de la galaxia. La escala horizontal mide la velocidad de las distintas nubes moleculares, a partir del corrimiento Doppler en la frecuencia de las radioondas emitidas con respecto a la frecuencia patrón para el monóxido de carbono medida en el laboratorio. Puesto que las velocidades observadas se pueden atribuir en gran parte al movimiento orbital de las nubes alrededor del centro galáctico, las medidas indican la posición de las nubes. Estas se concentran principalmente en dos lugares: a longitudes galácticas inferiores a cuatro grados (correspondientes a los 2000 años luz centrales de la galaxia) y a longitudes, tanto positivas como negativas, entre 20 y 40 grados (correspondientes a un anillo de materia a medio camino entre el Sol y el centro galáctico). La exploración fue realizada por Daniel Clemens, David R. Sanders, Nick Scoville, Philip M. Solomon, Richard N. Manchester, Brian Robinson, John Whiteoak y William H. McCutcheon. El procesado de la imagen en color se realizó en el Centro de Exploración Remota de la Universidad de Massachusetts.
rior, irradia un fotón, un cuanto de radiación electromagnética, con una energía igual a la reducción de la energía de rotación. Una transición del primer estado excitado de energía del monóxido de carbono al estado fundamental origina un fotón con una longitud de onda de 2,6 milímetros, correspondiente a una frecuencia de radio de 115.000 megahertz. Por tener cada especie molecular una estructura ligeramente diferente, cada una irradiará a un conjunto único de frecuencias. Sus “huellas dactilares” espectrales están bien definidas y
40
pueden identificarse en la banda de onda corta correspondiente a las longitudes de onda milimétricas. Abrir est a ban da espect ral a la observación astronómica requirió que se realizasen grandes esfuerzos técnicos en el Observatorio Nacional de Radioastronomía, en los Laboratorios Bell y en distintas universidades, donde se han construido receptores de radio de gran sensibilidad y telescopios con superficies reflectoras dotadas de la necesaria precisión. Si bien en un comienzo dominar la técnica de las longitudes de onda corta exigió un
e la emisión del monóxido de carbono observada en una nube molecular no sólo puede deducirse la temperatura y la densidad de las moléculas, sino también su movimiento. Los movimientos de los gases a lo largo de la visual se detectan midiendo el corrimiento Doppler de la frecuencia emitida por una partícula dada de gas con respecto a la frecuencia de la misma transición medida en los laboratorios terrestres. Densidad y temperatura se obtienen por medios indirectos. En ausencia de efectos externos, la molécula emitirá radiación y caerá hasta el estado de mínima energía de rotación, permaneciendo allí hasta que el medio circundante le suministre energía suficiente para vol ver a excitarla. Son los choques con el hidrógeno molecular los principales instigadores de esta excitación. Como la frecuencia de los choques depende de la densidad de moléculas, el brillo de la emisión molecular de una nube sirve para medir la densidad del hidrógeno molecular. En el caso del monóxido de carbono, las desintegraciones radiactivas son relativamente lentas, comparadas con los tiempos entre colisiones; ello permite que la distribución del CO entre los diversos estados de rotación ofrezca una distribución térmica característica en todas las nubes, salvo en las de más baja densidad. De aquí que, en las nubes más densas, el brillo de la emisión del CO proporcione una estimación de la temperatura del hidrógeno molecular. Para medir la densidad del gas en dichas regiones, debe recurrirse a otras moléculas, tales como el cianuro de hidrógeno (HCN) o el monosulfuro de carbono (CS), que tienen una desintegración radiactiva más rápida. La extensión de la nube molecular de Orión puede estimarse en más de tres grados hacia el sur y dos grados al norte de la brillante región óptica HII, según indican las emisiones del monóxido de carbono. Esta medida angular corresponde a una distancia lineal de casi 100 años luz en la dimensión más larga. La anchura de
TEMAS 7
la nube molecular es pues unas cincuenta veces mayor que la de la brillante región óptica. La cantidad de gas molecular contenida en este espacio se estima ahora en unas 200.000 veces la masa solar, lo que representa mil veces más que la masa total de las estrellas visibles en el cúmulo del Trapecio.
L
a situación en las cercanías de la fuente infrarroja más brillante de la nebulosa no es, en absoluto, la que podría esperarse si se tratase del colapso gradual de una nube fría en el proceso de formación de estrellas. Los efectos de las fuentes infrarrojas inmersas se ven claramente hasta unos cinco años luz de profundidad. Sus radiaciones calientan el polvo circundante, el cual, a su vez, calienta al hidrógeno molecular. Las observaciones de monóxido de carbono muestran
un gradiente de temperatura que va desde 20 grados Kelvin, a un radio de cinco años luz, hasta unos 100 grados, a un radio de 0,1 años luz. A esta última distancia aparece un brusco cambio: el gas se mueve a velocidad supersónica (a velocidades que alcanzan un número Mach de 100); una pequeña parte del hidrógeno molecular se calienta a temperaturas superiores a los 2000 grados. Aunque no se conoce bien la causa de este fenómeno, se cree que los movimientos deben su origen a una estrella joven de gran energía que está fragmentando los últimos restos de su capullo natal. Las altas temperaturas se encontrarían en los frentes de choque, donde el gas supersónico, arro jado hacia el exterior por la estrella joven, choca con la nube circundante. Al remover y defor mar ocasionalmente la mencionada nube, esas
4. DISTRIBUCION DE NUBES MOLECULARES EN M51, la galaxia Remolino (a la izquierda), que guarda una correlación estrechísima con la distribución de la radiación infrarroja lejana procedente de estrellas jóvenes de la misma galaxia (a la derecha). Las isolíneas, en ambos casos, definen la concentración creciente hacia el centro galáctico. La semejanza entre ambas distribuciones indica que las estrellas jóvenes se forman en las nubes y que la velocidad de forma-
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
corrientes explicarían la velocidad, generalmente baja, de formación de estrellas en las nubes. Tal vez el nacimiento de estrellas de suficiente energía constituya un freno eficaz para la subsiguiente formación de estrellas en la misma región.
L
a nube de Orión no es más que una de entre las muchas regiones parecidas que pueblan nuestra galaxia. Para determinar la cantidad de gas molecular que hay en su interior, uno de los autores (Sco ville) realizó en 1975, en colaboración con Philip M. Solomon, la primera exploración de la emisión del monóxido de carbono desde el disco galáctico usando el telescopio de 11 metros del Obser vatorio Nacional de Radioastronomía. Los resultados mostraron pocas semejanzas con otras imágenes anteriores de las nubes de hidrógeno
ción es proporcional a la cantidad de gas molecular que hay en cada punto. El mapa de nubes moleculares se basa en mediciones de monóxido de carbono realizadas por los autores con el radiotelescopio de 14 metros de Massachusetts. El mapa del infrarrojo lejano fue realizado por James Smith y sus colegas, con la ayuda del observatorio volante NASA C-141. Nótese la falta de correlación apreciable con los brazos espirales de la galaxia.
41
5. VARIAN LAS GALAXIAS ESPIRALES desde las de tipo Sa , que tienen una apretada estructura de brazos y una gran protuberancia central, hasta las de tipo Sd , que pre-
atómico más tenues, designadas como regiones H I. Se descubrió que las nubes moleculares abundaban extraordinariamente entre los 500 y los 1000 años luz, a contar desde el núcleo galáctico, mas su número menguaba a distancias mayores. Por encima de todo, sorprendió descubrir que la densidad de gas molecular crecía nuevamente hasta un segundo máximo para un radio situado a medio camino entre el Sol y el centro galáctico. Este anillo de gas molecular, cuyo máximo se encuentra hacia los 15.000 años luz del centro de la galaxia, apareció también en exploraciones ulteriores y más completas de las emisiones de monóxido de carbono, realizadas por radioastrónomos de otros observatorios de los Estados Unidos. Puesto que todos los datos galácticos primitivos se habían recogido con radiotelescopios situados en el hemisferio norte, quedaba la duda de hasta qué punto el plano galáctico meridional presentaba una estructura similar. Un grupo de radioastrónomos dirigidos por Brian Robinson realizó un estudio sobre la emisión del monóxido de carbono en el hemisferio sur. Las cantidades de gas molecular que se ven en áreas equivalentes, al lado septentrional y al meridional de la galaxia, concuerdan dentro de un 20 por ciento. La distribución meridional es seme jante a la septentrional en mostrar un máximo en forma de anillo a medio camino entre el Sol y el centro galáctico; difiere algo, sin embargo, la morfología de la parte meridional del anillo: la densidad del máximo es un 30 por ciento menor y su anchura es, en consecuencia, mayor. La masa total de gas molecular, estimada mediante la emisión de monóxido de carbono del interior de nuestra galaxia, está entre mil y tres mil millones de veces la masa solar; ello equivale a un 15 por ciento aproximadamente de la masa estelar total de la misma región. Esta cantidad de
42
sentan una estructura de brazos abierta y un núcleo pequeño. Nuestra galaxia posee una estructura intermedia, de tipo Sbc .
gas excede en mucho la masa de gas atómico interestelar, siendo comparable con la cantidad de hidrógeno atómico que hay en la galaxia entera hasta una distancia radial doble de la solar. Recuérdese que este importante componente de nuestra galaxia nunca se había observado a escala galáctica hasta hace un cuarto de siglo. No sólo destaca por su abundancia, sino también porque son las nubes de hidrógeno molecular, y no las de hidrógeno atómico, las que constituyen el medio donde nacen las nuevas estrellas.
las estrellas jóvenes? Y si la hay, ¿están los lugares de nacimiento de esas estrellas en las profundidades de la nube o cercanos a su superficie? Las estrellas podrían formarse cerca de la superficie si el colapso de las nubes estuviera provocado por factores externos, como sería el choque de una nube con otra. La posición de las estrellas jóvenes de gran masa, como son las del cúmulo del Trapecio, se puede determinar, en toda la galaxia, por la radioemisión de baja frecuencia del gas ionizado que las rodea. Como cabía esperar, se da oseen las nubes moleculares pro- una excelente correlación entre las piedades muy singulares. No regiones HII y las nubes: casi todas las sobresale Orión por tener un tamaño regiones HII ópticas conocidas o las enorme; antes bien, se inscribe, den- regiones HII de radio de tamaño equitro de la gama de las nubes molecu- valente a la nebulosa de Orión tienen lares gigantes de la galaxia, en el cerca una nube molecular. Las nubes grupo de las menores. David B. San- mayores y más calientes tienden a ders midió en 1981 más de 300 nube s estar asociadas con esas regiones HII. del anillo galáctico. Halló que la Puesto que los brazos espirales de las mayor parte del gas lo contenían galaxias que trascienden la nuestra nubes cuyo diámetro medio era de reciben su mejor delimitación por las unos 100 años luz. No obstante su regiones HII , la correlación parece extrema ligereza (unas 300 molécu- indicar que la mayor parte de las las de hidrógeno por centímetro nubes gigantes han de residir en los cúbico), el volumen de las nubes es brazos de nuestra galaxia. Ocurre, no tal que su masa total equivale a obstante, que hay muchas más nubes entre cien mil masas solares y varios moleculares gigantes en nuestra millones de ellas. Lo cierto es que se galaxia que regiones HII gigantes cree que las nubes moleculares conocidas (5000 frente a 200); y gigantes constituyen los objetos de muchas de las nubes más frías y menomayor masa de la galaxia. Puede que res están alejadas de cualquier región el número de nubes de diámetro HII. Por tanto, hemos de proceder con superior a 50 años luz sea de unas tiento al interpretar las observaciones 5000. de monóxido de carbono obtenidas en La relación que haya entre las condiciones de poca sensibilidad o de nubes moleculares gigantes y los mala resolución angular. Tales datos restantes componentes de la galaxia nos inducirían a creerlos relativos a —estrellas jóvenes de gran masa, gas brazos espirales en virtud del prejuimás difuso y estrellas más antiguas— cio observacional que se da en favor constituye una pieza importante para de las nubes mayores y calientes, que comprender la vasta máquina galác- se produciría aun cuando las nubes de tica. ¿Se forman las nubes gigantes todos los tamaños y temperaturas por colisión de múltiples nubes mo- estuvieran distribuidas con bastante leculares menores o por compresión uniformidad. De acuerdo con un modelo propuesto del hidrógeno atómico difuso? ¿Hay siempre una nube molecular cerca de por John Y. Kwan, la existencia de
P
TEMAS 7
nubes particularmente grandes en Población I; a la segunda, cuyos miemlos brazos podría explicarse si otras bros incluyen estrellas antiguas y rojimenores de las regiones intermedias zas, Población II. colisionaran y se soldaran, formando La gran mayoría de las estrellas de supernubes, o cúmulos de nubes, al las galaxias elípticas y lenticulares llegar a los brazos. Si la frecuencia de posee una edad superior a los cinco mil colisión entre las nubes fuese más millones de años. Salvo en contados elevada en los brazos, ello justificaría casos, hay muy pocas indicaciones de la mayor velocidad de formación de la existencia ni de estrellas jóvenes de estrellas de gran masa allí. Al chocar la Población I, ni de gas interestelar las nubes, es de esperar que a la c om- suficiente para formar futuras genepresión del gas de la superficie de raciones de estrellas; la provisión de contacto siga el colapso de fragmen- gas de tales galaxias se agotó hace tos de las nubes para constituir una mucho tiempo o fue arrastrada hacia o varias protoestrellas. Tales regio- el espacio intergaláctico circundante. nes comprimidas favorecerían la for- Dichas galaxias contienen principalmación de estrellas, porque la auto- mente estrellas de la Población II. gravitación del fragmento nuboso Las espirales, la nuestra entre ellas, aumentaría en virtud de su mayor albergan ambas poblaciones. Las densidad. estrellas antiguas, de la Población II, Una vez constituidas las estrellas ocupan un volumen esferoidal que se de gran masa, su alta luminosidad parece a una galaxia elíptica, miencalienta la nube de polvo circundante. tras que las jóvenes, de la Población I, He ahí el porqué de la correlación de se limitan, de una manera punto las nubes calientes con la posición de menos que exclusiva, al delgado disco, las regiones HII. Después de abando- junto con casi toda la materia intenar los brazos, las supernubes pueden restelar restante. Tanto la distribudisgregarse en unidades menores, tal ción esferoidal de antiguas estrellas vez como resultado de las fuerzas dis- como el disco más joven tienen un ruptivas de las cálidas regiones H II. centro común. Entre las galaxias espirales, la proporción relativa de coma observación de la extensa difu- ponentes antiguos y jóvenes puede sión del gas molecular en nuestra variar mucho, desde las espirales de galaxia plantea ciertas preguntas tipo primitivo (designadas Sa), que básicas cuya resolución sólo se conse- destacan por su gran protuberancia guirá estudiando otras galaxias. ¿Es nuclear y brazos espirales estrechael anillo de nubes moleculares, que se mente trenzados, hasta las espirales encuentra a una distancia de aproxima- de tipo tardío ( Sd ), que tienen un damente 15.000 años luz del centro núcleo visible casi insignificante y una galáctico, una característica común a configuración espiral muy abierta y otras galaxias? ¿Es una indicación de desigual. Se cree que nuestra galaxia la forma que tenía en un comienzo es de tipo Sbc, de características internuestra galaxia o la ha conseguido medias. Dentro de cada clase morfolóevolucionando en el curso de su enve- gica hay una gran diversidad de lumi jecimiento? La abundancia relativa de nosidades y de masas; la emisión total gas molecular que se observa en el de energía puede variar entre 10 y 100 interior de nuestra galaxia ¿es una veces. característica general de la mayoría de Los primeros estudios de la radialas espirales? La cantidad y la distri- ción emitida por moléculas de otras bución de las moléculas que haya en una galaxia ¿dependen de su forma? Por último, ¿de qué manera depende 6. EXISTENCIA DE UN ANILLO de mala luminosidad total de una galaxia teria capaz de formar estrellas en nuesdada de la cantidad y distribución de tra galaxia, reflejada en esta gráfica. La las nubes moleculares? Podría espe- línea de color muestra la distribución regiones gigantes de hidrógeno ionirarse que existiera alguna relación de zado (HII), indicador fidedigno de dónde entre ambas si las estrellas jóvenes se están formando estrellas de gran maque se forman en el interior de las sa en una galaxia. Las líneas negras senubes generasen una considerable ñalan la distribución de hidrógeno molecular (H 2 ). Ambas distribuciones porción de la energía de la galaxia. Las investigaciones ópticas han muestran un máximo acusado hacia la permitido establecer que las propieda- mitad de distancia entre el Sol y el cende nuestra galaxia. En contraste, la des estelares de las galaxias siguen tro distribución de hidrógeno atómico neucaminos de evolución previsibles. tro (HI) (no ionizado), simbolizada por Baade, pionero en este campo, observó la línea negra de trazos, permanece senque las estrellas podían agruparse en siblemente constante, subiendo un poco dos clases. A la primera, integrada por más allá de la órbita del Sol, donde esestrellas jóvenes y azuladas, la llamó casean las regiones gigantes HII.
L
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
6
SOL
2
HII ) 5 O D A R D A U C L A Z U L O Ñ A R O P S 4 E R A L O S S A S A M N E (
1,5
O D A R D A U C L A Z U L O Ñ A R O P
A I X A L A G A L 3 E D E I C I F R E P U S A L N E O R T U E N 2 O N E G O R D I H L E D D A D I S N E D
I I
H S E T N A G I G S E N O I G E R E D O R E M U N
1
H2
0,5
1
HI
0
0 0,4 0,6 0,8 1 1,2 RADIO GALACTICO (EN MULTIPLOS DEL RADIO DEL SOL) 0
0,2
43
7. COMPOSICION de la materia interestelar de cuatro galaxias de un tipo similar, que está estrechamente ligada al brillo de las mismas. Las cuatro galaxias representadas aquí se clasifican dentro del tipo Scd: espirales abiertas con un núcleo comparativamente pequeño. Cerca de los centros de las dos galaxias de gran luminosidad, IC 342 ( parte superior izquierda) y NGC 6946 ( superior derecha), el cociente de hidrógeno molecular, H2 (curva negra), a hidrógeno atómico neutro, HI ( curva negra de tra zos ), es aproximadamente de 100 a 1, mientras que en las de poca luminosidad, NGC 2403 ( parte inferior izquierd a) y M33 ( parte inferior derecha), las cantidades de hidrógeno atómico y molecular son aproximadamente las mismas. Las cuatro galaxias tienen máximos seme jantes de hidrógeno neutro en su superficie; lo que varía de galaxia a galaxia es, pues, la cantidad de gas molecular. Dicho de otra manera, las galaxias de gran luminosidad contienen mucho más gas molecular que las poco luminosas. Las galaxias de poca luminosidad son, también, menores, como lo indica la limitada extensión de su componente de hidrógeno atómico. Las observaciones de hidrógeno molecular fueron realizadas por los autores; las de hidrógeno atómico se deben a David H. Rogstad y C. Seth Shostak.
100 IC 342
) O D A R D A U C 10 L A Z U L O Ñ A R O P S E R A L O S S A S 1 A M N E ( A I X A L A G A L E D E I C I F R E P 0,1 U S 10 A L N E O R T U E N O N E G O R D I H L E D 1 D A D I S N E D
0,1
0
NGC 6946
NGC 2403
M 33
L 20 40 60 80 0 20 40 60 DISTANCIA AL CENTRO DE LA GALAXIA (EN MILES DE AÑOS LUZ)
galaxias fueron realizados por Lee J. Rickard y Patrick Palmer, quienes investigaron en un principio las galaxias que tenían emisión infrarroja anormalmente intensa. Se creía que, en ellas, se producían brotes de formación de estrellas alimentados por una gran abundancia de gas mo44
observaciones se realizaron con el radiotelescopio de 14 metros del Observatorio de Radioastronomía Five College en Massachusetts; es el mayor de tales instrumentos en los Estados Unidos y proporciona una gran resolución angular, lo que permite observar pequeños detalles de las galaxias exteriores. De 80 galaxias estudiadas, casi 40 mostraron una emisión detectable de monóxido de carbono y 20 de ellas se cartografiaron. La mayoría de estas galaxias se clasifican entre las espirales normales, aunque algunas sean irregulares.
80
lecular. Luego se emprendió un amplio programa para cartografiar la emisión de monóxido de carbono de galaxias espirales más normales, para dilucidar la relación que pueda existir entre el contenido y distribución del gas molecular y la morfología y luminosidad de la galaxia. Las
as grandes distancias a que se encuentran las galaxias exteriores impiden la observación de sus nubes moleculares aisladas. Sin embargo, la resolución del telescopio de 14 metros (50 segundos de arco) permite contemplar la emisión compuesta procedente de regiones de diámetros típicos de 5000 años luz, que abarcan muchas nubes moleculares. Las observaciones de monóxido de carbono de las galaxias exteriores proporcionan, pues, una determinación de la distribución global de nubes moleculares, pero no de sus propiedades singulares. Una de las galaxias espirales estudiadas con mayor detalle por varios grupos de radioastrónomos es M51, la TEMAS 7
galaxia Remolino, cuya emisión de de las nubes moleculares, no por su monóxido de carbono se detecta en la posición en la galaxia. totalidad del disco visible. Al igual que A primera vista, esta conc lusión en otras muchas galaxias, la máxima parece sorprendente: cabría esperar concentración de gas molecular se que las fuerzas externas que provocan encuentra cerca del centro. Pero sor- el colapso de la nube para formar prende el decrecimiento de concentra- estrellas dependiesen estrechamente ción sistemático y bastante suave que de la distancia al centro galáctico. Tal se advierte desde el centro hacia fuera, vez una explicación natural de la senhasta donde la emisión se hace impo- cilla correlación entre la velocidad de sible de detectar. En otras palabras, formación de estrellas y la masa de la no hay indicios de concentración de materia molecular se halle en la natugas molecular ni en forma de anillo ni raleza de las nubes. Si las nubes de de brazos. La ausencia de tales con- M51 son fundamentalmente nubes centraciones cabe atribuirla, en parte, gigantes como las de nuestra galaxia, a una resolución insuficiente: los bra- se hace difícil imaginar que determizos, muy delgados, dejan, además, nados fenómenos exteriores, piénsese poco espacio entre ellos. Sí tiene en las capas en expansión de una importancia la ausencia de anillo; de supernova o las regiones HII, penetren existir allí un accidente de esta clase, muy adentro en su interior. La inercia similar al de nuestra galaxia, se obser- de una nube con una masa de un varía fácilmente. millón de veces la solar es, sencillaUn dato de interés para comprender mente, demasiado grande para que cómo varía la velocidad de formación resulte afectada una parte suya de estrellas en el seno de los discos nos importante. En cierto sentido, las lo ofrece la comparación entre la dis- nubes están ya preñadas de formación tribución molecular y la de luminosi- de estrellas; un estímulo exterior que dad de M51, atendiendo sobre todo a no penetre más que en sus capas la luminosidad de las estrellas más superficiales puede hacer poco por jóvenes. Con la ayuda de un telescopio alterar la velocidad total de formación a bordo del Observatorio Volante de estrellas de la nube entera. C-141 de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio ( NASA ), a proporcionalidad entre la veloJames Smith confeccionó un mapa cidad de formación de estrellas completo de M51 en la parte del espec- y la abundancia de gas molecular tro infrarrojo lejano, a longitudes de encontrada en M51 parece, ahora, ser onda entre 80 y 200 micrometros. Esta regla general en galaxias espirales de radiación se debe en parte a fuentes tipo tardío y de gran luminosidad, similares a las brillantes fuentes in- cuya cantidad de gas molecular excede frarrojas situadas detrás de la nebu- a la de gas atómico. De la mayoría de losa de Orión, que son, presumible- las galaxias carecemos de datos commente, cúmulos de estrellas jóvenes, pletos en el infrarrojo lejano, pero formadas en los últimos diez millones puede obtenerse una medida aproxide años y envueltas todavía en polvo. mada de la velocidad de formación de La luminosidad total medida por estrellas a partir de la luz azul del Smith en la banda del infrarrojo lejano disco galáctico. Luz que generan prines de 30.000 millones de veces la solar, cipalmente las estrellas de gran temdentro de una región del disco óptico peratura y edad inferior a algunos que abarca un radio galáctico similar miles de millones de años. Así, en las al del Sol en nuestra propia galaxia. espirales del tipo tardío IC 342 y NGC Reviste una importancia funda- 6946 (ambas clasificadas como Scd), mental el descubrimiento de que hemos hallado que las variaciones con existe una proporcionalidad casi lineal relación al radio que presentan la emientre la luminosidad en el infrarrojo sión del monóxido de carbono y la de lejano y la emisión del monóxido de luz azul son similares. carbono en diferentes puntos de M51. Habida cuenta de que la emisión del Ambas decrecen suavemente con la monóxido de carbono indica la distridistancia al centro de la galaxia; la bución del componente más denso del dependencia del radio resulta casi medio interestelar, vale la pena comidéntica. Si la velocidad de formación pararla con la emisión del hidrógeno de estrellas viene indicada por la ener- atómico; se supone que ésta indica el gía emitida en la banda del infrarrojo gas menos denso, si bien todavía neuy la provisión de gas capaz de formar tro. Se han hecho muchos estudios estrellas viene indicada por la emisión detallados del contenido de hidrógeno del monóxido de carbono, se puede atómico y de su distribución en las entonces concluir que la velocidad de galaxias exteriores. A pesar del preformación de estrellas está determi- dominio de luminosidades de las nada únicamente por la abundancia galaxias Sc d , todas presentan
L
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
distribuciones semejantes de hidrógeno atómico, a saber, una densidad casi constante en el disco, salvo en el centro, donde hay defecto de HI. En general, el tamaño de la envoltura de hidrógeno atómico de cada galaxia es también mucho mayor que el tamaño visible de la galaxia. El contenido de monóxido de carbono y su distribución difieren notablemente de una galaxia a otra; presentan poco parecido con los perfiles del hidrógeno atómico. En concreto, se encontró que las galaxias de gran luminosidad tenían abundancia de nubes moleculares, mientras que las de poca luminosidad mostraban sólo pequeñas cantidades de gas molecular. Las distribuciones moleculares evidencian también intensos gradientes en la dirección radial. Así, las de gran luminosidad tienen principalmente gas molecular en el centro y gas atómico en las regiones exteriores, mientras que las poco luminosas poseen, sobre todo, gas atómico por doquier. Nuestra galaxia se aproxima más en este aspecto a las galaxias exteriores muy luminosas. La esperanza está puesta, obviamente, en que, observando otras galaxias, podamos llegar a desentrañar los pormenores de la nuestra. Por constituir ésta un término medio en la secuencia del tipo de galaxias espirales, llamó en un comienzo la atención que ninguna de las galaxias en que primero se exploró el monóxido de carbono presentara un máximo central y un anillo de nubes moleculares, que sí ofrecía la nuestra. Ahora está claro que esto se debía, al menos en parte, a la selección de los objetos observados: la mayoría de las galaxias utilizadas inicialmente para estudiar el monóxido de carbono eran polvorientas espirales Sc, no tipos intermedios como la nuestra. A medida que se observan más galaxias Sa y Sb , el anillo se ve con más frecuencia. El origen de esta estructura podría estar relacionado con el tamaño de la protuberancia central nuclear, formada por estrellas antiguas. Si comparamos las distribuciones moleculares observadas en todas las galaxias espirales, los discos exteriores muestran un decrecimiento similar, bastante suave, de la concentración; las discrepancias aparecen en el disco interior. Hay galaxias que revelan una caída de la densidad de hidrógeno molecular en el centro; en otras, la densidad del gas continúa su crecimiento desde el disco exterior hasta el mismo núcleo. De donde se infiere que el rasgo a destacar no es tanto el máximo del anillo cuanto el vacío que 45
algunas veces aparece en la zona interior. Podría materializarse un posible eslabón entre el tamaño de la población de estrellas de la protuberancia central y la existencia de un hueco en la distribución de gas, si el gas que había originariamente en esta zona se hubiera agotado en época temprana para formar las estrellas de la masiva protuberancia central. Por qué algunas galaxias desarrollan un volumen central de masa mucho mayor que el de las demás es un misterio de la constitución inicial de las galaxias.
L
a correlación general de la distribución del monóxido de carbono con la luminosidad óptica, descubierta inicialmente por los autores en ciertas galaxias espirales de tipo tardío, vale también para la comparación de una muestra de galaxias con un amplio margen de luminosidades, pertenecientes todas a una clase morfológica dada. En las regiones centrales de las galaxias de tipo Sc se obtienen unos resultados peculiares: la luminosidad óptica varía en proporción directa a la cantidad de gas molecular. Dicho de otra manera, cuantas más nubes moleculares haya, más estrellas se formarán; la galaxia tendrá, en consecuencia, una luminosidad mayor. Esta correlación coincide con la observada en distintas galaxias del tipo Sc, así la M51, donde la distribución de emisiones de monóxido de carbono reproduce la pauta de las estrellas jó venes. El que se dé esa correlación en el seno de galaxias particulares del tipo Sc y entre galaxias confirma que se trata de una característica general de la formación de estrellas en galaxias de este tipo. Si hubiésemos de comparar el contenido central de hidrógeno atómico con las luminosidades ópticas dentro de la misma muestra de galaxias, no hallaríamos correlación alguna. Tal vez las galaxias más enigmáticas sean aquel diez por ciento cuyas regiones centrales muestran actividad energética en forma de emisiones de rayos X y de radioondas, movimientos del gas alejados de la circularidad y potentes emisiones óptica e infrarroja. El centro de nuestra galaxia manifiesta la mayoría de esos síntomas con una tasa de actividad muy baja. En los casos más extremos, los cuásares por ejemplo, se cree que la actividad la desencadena un objeto extraordinario, verbigracia, un agu jero negro de gran masa, situado en el centro de la galaxia. En otros casos se ha atribuido la actividad a un brote de formación de estrellas. En esta última situación, las estrellas jóvenes de gran 46
masa (hasta mil millones de masas espirales normales, en las que el eje solares en los supuestos más extre- de rotación es perpendicular al disco mos) presentarán una luminosidad galáctico, aquí el eje se encuentra intensa durante un período breve, inclinado casi 45 grados con respecto unos diez millones de años; un brote al disco. Este dato apunta a la presende formación de estrellas explicaría, cia de movimientos en gran escala pues, una gran emisión instantánea dirigidos radialmente, de acercade energía. Las explosiones de super- miento o de alejamiento del centro de nova que se producen al final del brote M82; dicho de otra manera, las nubes harían además que el gas se moviera gaseosas tienen velocidades apreciaa gran velocidad, amén de generar blemente diferentes de las de las órbiintensas emisiones de radioondas y de tas circulares normales. Estos pecurayos X. La duración del brote está liares movimientos son, quizá, la limitada, obviamente, por la provisión consecuencia de la entrada de gas de materia interestelar en las proxi- desde el exterior de la galaxia. midades del centro galáctico, ya que la mayor parte del gas se condensará studios ulteriores de la emisión de monóxido de carbono de M82 con el tiempo para crear estrellas y decrecerá la posterior velocidad de indicaron que la mayor concentración formación de éstas. de moléculas se produce en el centro Un ejemplo próximo de esos fenó- de la galaxia, cerca del máximo de menos lo tenemos en la irregular emisión en el infrarrojo lejano. La galaxia M82. Se creyó durante muchos densidad del gas molecular excede la años que su núcleo había explotado, que posee el hidrógeno atómico en ya que se detectaban penachos de gas todo el disco óptico y mucho más allá, ionizado de gran velocidad por encima alcanzando los filamentos verticales. y por debajo del disco galáctico. Los De hecho, la masa total de gas mofilamentos apuntan radialmente lecular que encierra la galaxia es casi hacia fuera, desde el centro de la la mitad de la masa total de las estregalaxia, exactamente igual que si fue- llas, es decir, aproximadamente tres ran corrientes gaseosas salientes. De veces la fracción observada en las acuerdo con la opinión actual, muchas galaxias espirales normales. En de estas peculiaridades del núcleo de muchos aspectos las peculiaridades M82 no habría que atribuirlas a gas observadas en M82 muestran un gran que saliera de la galaxia, sino a gas parecido con lo que se podría esperar intergaláctico que cayera sobre ella. de una galaxia joven: una población El puente de hidrógeno que se extiende estelar con una elevada proporción de a través del cielo hasta la cercana estrellas de gran masa y corta vida, galaxia espiral M81 induce a pensar abundancia de gas interestelar que que el gas descendente resultase aspi- todavía no se ha condensado en rado del halo exterior de M81 en el estrellas y entrada continua de gas curso de una aproximación cercana intergaláctico procedente de la parte entre ambas. exterior de la nube protogaláctica. ¿Podríamos estar presenciando aquí 82 constituye una de las fuentes el nacimiento —o, más probablemente, infrarrojas más intensas fuera el rejuvenecimiento— de una galaxia de nuestra galaxia. La luminosidad entera? infrarroja de su centro multiplica En algunas galaxias, en concreto en 20.000 millones de veces la luminosi- las dotadas de una moderada velocidad del Sol. Por culpa de las grandes dad de formación de estrellas en su cantidades de polvo absorbente que se región central, la actividad podría ini ven en el plano de la galaxia, la lumi- ciarse allí y mantenerse por entrada nosidad óptica de la misma región es de gas procedente del disco exterior de una vigésima parte de la anterior. No la galaxia. Un buen ejemplo del fenódebe sorprendernos que M82 resulte meno lo tenemos en la galaxia IC 342. una de las fuentes de emisión por Kwok-Yung Lo y sus colegas cartogramonóxido de carbono más intensas fiaron la emisión de monóxido de carfuera de nuestra galaxia. Fue, de bono del núcleo de esta galaxia, con el hecho, la primera galaxia detectada interferómetro de onda milimétrica de por Rickard y sus colegas gracias a su gran resolución del Radioobservatorio emisión de monóxido de carbono. Un de Owens Valley. Los datos mostraron análisis de los movimientos del gas claramente, por primera vez, que las molecular, basado en el efecto Doppler nubes moleculares están, en IC 342, que aparece en la emisión, revela una confinadas en una estructura en forma configuración ordenada, con el gas que de barra de unos 6000 años luz de se aleja hacia el norte y el que se longitud. Las velocidades medidas de aproxima hacia el sur. Contraria- las nubes revelan una importante mente a lo que ocurre en las galaxias entrada de gas hacia el centro de la
E
M
TEMAS 7
galaxia, donde anteriores observaciones infrarrojas habían indicado una velocidad de formación de estrellas superior a la normal. La barra actuaría canalizando las nubes de gas hacia la zona central. Mayor incluso resulta ser la tasa de actividad de la galaxia espiral NGC 1068. Pertenece a una clase de galaxias que se distinguen por un núcleo óptico extraordinariamente brillante y compacto, con intensas líneas de emisión procedentes de gas ionizado a altas velocidades. La luminosidad infrarroja lejana es asombrosa: 200.000 millones de veces la luminosidad solar, que mana toda ella de los 5000 años luz centrales. La galaxia manifiesta también una extraordinaria riqueza en gas molecular, a juzgar por la intensa emisión de monóxido de carbono. Sin embargo, resulta inmediato que su presente nivel de acti vidad no puede mantenerse más allá de unos cientos de millones de años si la luminosidad la producen estrellas jóvenes y la pro visión de materia para formar estrellas se limita a la que ahora puede verse en las regiones centrales. Se hace difícil entender cómo puede reponerse la provisión de la región central por transporte desde el disco exterior, donde el gas está describiendo en la actualidad una órbita circular. Ello aclara por qué se han invocado los brotes de formación de estrellas para explicar estas galaxias, ya que la acti vidad de su región central resulta probablemente esporádica.
D
e las cuestiones relativas al modelo de brotes de estrellas, quizá no sea la menos intrigante la que pregunta por el factor que regula el proceso. ¿Cómo comienza el brote, por qué se extiende y cómo se extingue su fuego? Puede ser que la actividad de las nubes moleculares distribuidas por todo el disco galáctico interno venga desencadenada por la actividad del objeto central: un agujero negro, si es que existe uno allí. La NGC 1068 parece mostrar ambas clases de acti vidad. Hay una fuente de menos de 100 años luz de diámetro que tiene luminosidad infrarroja, óptica y de rayos X de casi 100.000 millones de veces la solar. Es de suponer que esta energía se origine en un objeto central compacto. Al mismo tiempo, disponemos de claros indicios de que la luminosidad en el infrarrojo lejano, de magnitud similar, se origina en un disco de nubes que se extiende a varios miles de años luz, al menos. Tal vez la fuente central insta la formación de estrellas en las nubes situadas más LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
8. NUBES MOLECULARES DEL NUCLEO de la galaxia espiral IC 342; están confinadas en una región en forma de barra que mide unos 6000 años luz de longitud (isolíneas negras). Los datos indican que las nubes penetran hacia el centro de la galaxia, a lo largo de la barra, lo que posiblemente explica la gran tasa de formación de estrellas que allí se da. Kwok-Yung Lo y sus colaboradores delinearon las nubes moleculares en razón de su radioemisión a la longitud de onda de 2,6 milímetros procedente de las moléculas de monóxido de carbono, usando el interferómetro de onda milimétrica de gran resolución del Radioobservatorio de Owens Valley. La imagen en falso color se obtuvo con un dispositivo de acoplamiento de carga conectado al telescopio de 1,5 metros del Observatorio Monte Wilson.
allá lanzando ondas de choque explosivas a través de la galaxia. Podría ocurrir también que la región fuese inerte hasta la acumulación de una masa crítica de materia formadora de estrellas, momento en el que un pequeño estímulo inicial de formación de estrellas podría tornarse autosuficiente y conducir, además, a una reacción de formación de estrellas en cadena e incontrolada. Las observaciones moleculares cubren un número demasiado pequeño de galaxias para que pueda saberse si las hay con gran abundancia de gas pero poca formación activa de estrellas, como sugeriría la segunda posibilidad. Segunda posibilidad que deja pendiente la pregunta acerca de la naturaleza del objeto central. Sabemos con certeza que la mayoría de las estrellas se forman en nubes moleculares. Esta conclusión se sigue de estudios de regiones cercanas de
formación de estrellas, tales como la nebulosa de Orión; también se infiere de la alta correlación que se encuentra en las galaxias exteriores entre el gas molecular y la radiación procedente de estrellas jóvenes. El otro componente gaseoso importante de esas galaxias, el hidrógeno atómico, no muestra semejante correlación.
P
ese a los conocimientos adquiridos en los últimos años, los astrónomos han de despejar todavía incógnitas relativas a la naturaleza de los brazos espirales de las galaxias. ¿Qué fenómeno rige la morfología visible de las galaxias? ¿Es el brazo un mero cambio de fase del disco galáctico, como las nubecillas en forma de borlas blancas de la atmósfera terrestre? ¿Tiene acaso el brazo una estructura más sustancial, quizás una onda de densidad de materia que se propaga a través del disco galáctico? Las res47
48
TEMAS 7
9. M82 ES UNA GALAXIA MUY PECULIAR. Aquí se la ve en dos longitude s de onda diferentes. La fotografía en blanco y negro (arriba ) fue tomada con luz roja con el telescopio de 5 metros de Monte Palomar. Muestra un disco amorfo con oscuras bandas de polvo que destacan sobre su superficie y un conjunto de filamentos enredados que se extienden hacia fuera, formando ángulo recto desde el centro del disco. La imagen inferior, basada en la emisión de 2,6 milímetros de las moléculas de monóxido de carbono de la misma región, fue realizada por los autores. El brillo de la imagen es proporcional a la intensidad de emisión. Los colores representan la velocidad del gas respecto al centro de la galaxia; el rojo corresponde a gas que se aleja del observador y, el azul, a gas que se acerca. Los datos indican que el gas del disco gira en un plano situado según la visual y que el gas de los filamentos cae hacia el centro galáctico.
puestas dadas han sido esquivas, debido, en parte, a que la naturaleza de los brazos de una galaxia, o incluso de una zona de una galaxia, puede diferir de la que tiene en otra. Los estudios de observación de gas molecular han mostrado sin ambages que la abundancia de nubes moleculares varía considerablemente de una galaxia a otra, e incluso a diferentes radios dentro de una misma galaxia. Si la existencia de nubes moleculares es un prerrequisito para la formación de estrellas, en las galaxias con grandes cantidades de gas molecular esa condición se cumplirá en todo el disco. En tales casos, hay que esperar que las pautas de formación de estrellas sean mucho menos ordenadas y coherentes, ya que la formación de estrellas estará muy extendida. Por otra parte, en las galaxias cuya reserva de gas sea escasa la condición no podrá cumplirse más que en algunos lugares, por lo que resultará mucho más fácil que se desarrolle una gran configuración espiral de formación de estrellas, con nubes moleculares dispuestas sólo a lo largo de los brazos. Al analizar las configuraciones en gran escala de formación de estrellas, deben considerarse por separado las galaxias que encierran abundancia de gas molecular, la nuestra entre ellas, y las que poseen escasa cantidad, como M31 (galaxia de Andrómeda) o M81. Estas dos galaxias se citan frecuentemente como ejemplos de la clase de configuración espiral en gran escala que concuerda con la teoría de la onda de densidad; ambas destacan también por su extremada deficiencia en gas molecular. La escasa abundancia de gas molecular corrobora el descubrimiento de Richard A. Linke y Anthony Stark de que la emisión de monóxido de carbono está bastante confinada en M31 a los brazos espirales visibles. Para comprender la estructura espiral no importa tanto conocer cómo se forma un brazo, cuanto averiguar por qué se mantiene la estructura durante un largo período de tiempo y se convierte en simétrica con respecto al centro de la galaxia. Sabido es que LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
dualizar los brazos, lo que permitirá dar respuesta a tan crucial pregunta. Nuestro conocimiento de la relación que media entre las regiones, frías y densas, que constituyen las nubes moleculares y las propiedades globales de las galaxias, recordemos su morfología y luminosidad, ha avanzado merced a las observaciones de la distribución en gran escala de dichas nubes moleculares, en nuestra galaxia y en otras. Por ser las nubes precursores de la formación de estrellas, es posible ahora obtener un gran caudal de información acerca de una fase crucial del ciclo vital de las estrellas y comenzar a entender la evolución de las galaxias.
cualquier perturbación que se mueva radialmente por el disco de una galaxia espiral se verá obligada a describir una espiral, por el simple motivo de la rotación de la galaxia. En general resulta que la velocidad de rotación de una galaxia se mantiene bastante e ha supuesto que la mayor parte constante con independencia del radio de la materia orgánica del unien la mayor parte del disco, lo que significa que la materia que describe verso (es decir, los compuestos de carórbitas a mayor distancia se retrasará bono más complicados que el monóxido) y que la que lo hace a menor distancia debe acomodarse en la superficie y en se adelantará (con respecto a un punto la atmósfera de los cuerpos planetagiratorio que se halle a medio camino rios. La enorme masa de las nubes entre ellos). Así, en estas galaxias, moleculares implica, sin embargo, que efectos tales como una explosión o una sean el principal depósito de materia erupción de formación de estrellas que orgánica. Además, si el sistema solar se extiendan de una nube a otra crea- atravesara una de esas nubes, la rán, naturalmente, un brazo curvado. absorción de luz sería tal que la totaEl problema surge cuando se ha de lidad de las estrellas, salvo las más coordinar el fenómeno en todo el cercanas, desaparecerían de nuestra vista. Si el Sol viajase con una velocidisco. dad estelar típica de 30.000 kilómetros or lo que se ve, parte importante por hora, transcurrirían más de dos de la confusión sobre este asunto millones de años antes de que la Tierra obedece a haber querido imponer la emergiese de la penumbra. Dada la coherencia y la simetría de una confi- abundancia de esas nubes en nuestra guración espiral a todas las galaxias, galaxia, tal suceso debe acontecer, cuando lo que procedía era reconocer aproximadamente, una vez cada mil que algunas de ellas, si no la mayoría, millones de años, es decir, unas cinco presentan pocas muestras de coheren- veces en la historia de la Tierra. Si el cia. Aceptado este punto de vista, las hombre hubiera aparecido en uno de galaxias con una configuración espiral tales episodios, su visión del universo coherente serían las que tienen una y su perspectiva filosófica hubieran abundancia comparati vamente baja resultado bastante distintas. de nubes capaces de formar estrellas, así M31 y M81, o aquellas otras que poseen una galaxia compañera lo bastante cercana para ejercer una intensa BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA marea atractiva sobre todo el disco galáctico, como M51. En las galaxias MOLECULAR C LOUDS IN GALAXIES. Mark Morris y L. J. Rickard en Annual Review restantes, con abundancia de nubes, of Astronomy and Astrophysics, vol. 20, la formación de estrellas se produciría págs. 517-545; 1982. de manera más dispersa y menos THE SEARCH FOR INFRARED PROTOSTARS. organizada. C. G. Wynn-Williams en Annual Review Hay un dato indiscutible: los brazos, of Astronomy and Astrophysics, vol. 20, sean como sean, constituyen los lugapágs. 587-618; 1982. res donde se producen las estrellas de COMPLEJOS GIGANTES DE NUBES MOLECULARES EN LA G ALAXIA. Leo Blitz en Ingran masa. No se sabe si lo que se vestigación y Ciencia, n. o 69, págs. 48intensifica en ellos es la tasa de forma58; junio, 1982. ción de todo tipo de estrellas o sólo la THE MOLECULAR GAS DISTRIBUTION IN proporción relativa de estrellas de M51. Nick Scoville y Judith S. Young en gran masa. Los telescopios infrarrojos The Astrophysical Journal, vol. 265, núa bordo de satélites apuntados hacia mero 1, 1.a parte, págs. 148-165; 1 de las galaxias externas gozan de la resofebrero de 1983. lución angular suficiente para indivi-
S
P
49
Supernovas y formación de estrellas William Herbst y George E. Assousa La muerte explosiva de una estrella de gran masa puede desencadenar el nacimiento de otras estrellas. La teoría y observaciones de restos de antiguas supernovas y de meteoritos permiten sustentar esta hipótesis
U
na supernova, que es la catas- Cuando una nube alcanza una densitrófica explosión de una estre- dad suficientemente grande, la mutua lla de gran masa al final de su atracción gravitatoria entre sus parciclo de vida, lanza un estrato esférico tículas hace que se condense, formánde gases al medio interestelar. La dose una estrella. A medida que la explosión libera simultáneamente una materia se agrupa, las fuerzas gravitremenda cantidad de energía: unos tatorias se hacen más grandes, produ1051 joule (siendo un joule el trabajo ciendo una mayor contracción. El connecesario para elevar un kilogramo a tinuo crecimiento de la fuerza una altura de 10 centímetros). Ernst J. gravitatoria garantiza la condensaÖpik propuso hace tiempo que la ción persistente de la estrella. Al muerte explosiva de una estrella de aumentar la densidad, también lo gran masa podría desencadenar el hace la temperatura de su interior y, nacimiento de otras estrellas. Argüía cuando se alcanza determinado nivel, que la onda de choque procedente de las reacciones termonucleares que se una supernova podría comprimir de producen en el centro estelar transmanera efectiva una nube difusa de mutan hidrógeno en helio, momento a polvo y de gas interestelar, haciéndole partir del cual el curso vital de la alcanzar la densidad requerida para estrella depende del equilibrio entre que la gravedad siguiera reuniendo la las fuerzas gravitatorias y la energía materia dispersa y se formasen una o liberada por las reacciones de fusión; varias estrellas. lo que hacen realmente las reacciones Durante un tiempo faltó la confir- termonucleares es impedir durante mación observacional de la formación un tiempo el colapso de la estrella. de estrellas inducida por las supernoSe desconocen los mecanismos exac vas, por la sencilla razón de que los tos que convierten a una estrella en objetos que se habían caracterizado supernova; puede incluso que difieran inequívocamente como restos de de una a otra. Uno de los posibles es el supernovas eran demasiado jóvenes siguiente. Después de que la mayor para asociarlos con el nacimiento de parte del hidrógeno de su interior se estrellas. La situación cambió en tres haya convertido en helio, una estrella aspectos a partir de los años setenta. masiva se contrae hasta que su tempeEn primer lugar, se identificaron las ratura interna sea suficiente para capas de gas en expansión que rodean transmutar el helio en carbono. Una vez los restos de antiguas supernovas. agotado el helio, puede producirse una Algunas de esas capas coinciden con nueva contracción, acompañada de otro enjambres de estrellas jóvenes. En aumento de temperatura, con lo que el segundo lugar, los progresos de la carbono empieza a transmutarse en espectroscopía molecular y de la astro- otros elementos más pesados. En esta nomía del infrarrojo han permitido coyuntura podría producirse una superobservar las fases primitivas de la nova si la combustión del carbono fuese formación de las estrellas: la compre- explosiva, pero también puede contisión y el calentamiento del medio nuar la fusión sucesiva de unos elemeninterestelar. Tercero, el descubri- tos químicos en otros cada vez más miento de concentraciones anómalas pesados. La energía proporcionada por de ciertos isótopos en determinados las reacciones termonucleares es cada meteoritos indica que el nacimiento vez menor, de modo que son las fuerzas del sistema solar pudiera haber estado gravitatorias las que acaban ganando presidido por una supernova. en la pugna por contraer a la estrella. El que una estrella se convierta o no ¿Qué ocurre cuando se agota el comen supernova depende de su masa. bustible nuclear? Si la masa de la 50
estrella es menor que la del Sol, se convierte en una enana blanca. El núcleo de estas estrellas está constituido por un gas muy comprimido de núcleos atómicos (que son sobre todo núcleos de helio) y de los electrones arrancados de ellos. Si la masa estelar fuese bastante mayor que la del Sol, las fuerzas gravitatorias comprimirían la materia hasta un estado superdenso en el que los electrones y los protones son empujados unos contra otros y se forman neutrones. Los neutrones a su vez se ven forzados a soldarse de modo que formen un fluido nuclear. Si tal estrella de neutrones tuviese una masa suficientemente grande, ni siquiera la extremada densidad de los neutrones así apretados podría detener el siguiente colapso gravitatorio. Se cree que, al comenzar el desplome final, la estrella de neutrones se hace inestable y expulsa sus capas exteriores en una explosión de supernova. El núcleo de la estrella puede que siga contrayéndose y se convierta en un agujero negro, objeto cuyo campo gravitatorio es tan intenso que ni la materia ni la luz puede abandonarlo.
E
s probable que en nuestra galaxia se produzca una supernova cada cincuenta años más o menos, aunque la mayoría de ellas se dan tan lejos que resultan invisibles por la interposición del polvo interestelar. El efecto de una supernova sobre el medio interestelar circundante es tal que los restos de la explosión pueden detectarse al menos durante los cien mil años siguientes. Las observaciones de restos de supernovas y las simulaciones informáticas proporcionan un cuadro general de una explosión de supernova. La materia expulsada, cuya velocidad inicial es de unos 10.000 kilómetros por segundo, choca con la materia enrarecida del medio interestelar y arrastra consigo parte de ella, formando una capa en expanTEMAS 7
1. NUBE EN FORMA DE ARCO de polvo y de hidrógeno fluorescente; mide casi cien años luz de arriba abajo. Son dos copias en negativo de una fotografía de una zona del Can Mayor hecha con el telescopio Schmidt de 122 centímetros de Monte Palomar. El arco es el borde de una capa esférica de gas que se expande. La energía de la expansión indica que pudiera ser el remanente de una antigua supernova. A lo lar-
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
go de su borde derecho se encuentra un grupo de estrellas recién nacidas, de masa intermedia, que se llama Canis Major R1. Puede que la capa desencadenase la formación de Canis Major R1 comprimiendo el gas y el polvo hasta que alcanzasen una densidad tal que la gravedad reuniese la materia en forma de estrellas. A la derecha se marca la posición de algunas estrellas jóvenes, cuya luz dispersada origina nebulosidades.
51
sión, si bien decelerada. Al cabo de unos mil años se ha desplazado aproximadamente cuatro años luz y se dilata a un ritmo de unos mil kilómetros por segundo. Tras 50.000 años los viejos restos de la supernova forman una capa gaseosa de un diámetro aproximado de 150 años luz, que se expande a unos cien kilómetros por segundo. Los restos más antiguos que se pueden detectar comenzaron su viaje hacia el exterior hace unos cien mil años; su diámetro es de unos 200 años luz y su velocidad de expansión de unos 50 kilómetros por segundo. Son muchos los factores que rigen la evolución de un resto concreto, entre los que se incluyen la densidad y la homogeneidad del medio ambiente interestelar y la cantidad de energía liberada por la supernova, pero el cuadro general que hemos descrito es una buena aproximación. Los residuos de antigüedad superior a cien mil años se expanden con una velocidad de a lo más 50 kilómetros por segundo y pierden los rasgos de la emisión óptica filiforme (radiación electromagnética CANIS MAJOR R1
SOL
emitida por filamentos de gas de los varios miles de millones de años. (Los residuos) y radioemisión no térmica elementos más ligeros de las nubes, es (con la intensidad de la radiación decir, el hidrógeno y el helio, preexisaumentando con la longitud de onda), tían en su mayor parte.) El contenido que resultan tan característicos. de la materia expulsada difería proTodavía pueden detectarse los restos bablemente de una supernova a otra, durante algún tiempo en forma de pero, hacia el tiempo en que el sistema capas de hidrógeno neutro (no ioni- solar comenzó a formarse, los restos zado) en expansión. Hacia el plano distintivos de miríadas de supernovas central de la galaxia, sin embargo, el se habían entremezclado en nubes de hidrógeno es ya de por sí abundante, composición homogénea. Sobre todo de modo que esas capas resultan difí- era homogénea su composición isotóciles de encontrar porque se funden pica, es decir, la abundancia relativa con el medio interestelar. El hidrógeno de las especies nucleares de los elees más escaso por encima y por debajo mentos. El descubrimiento de meteodel plano galáctico y Carl E. Heiles ritos cuya composición isotópica es puso de relieve que mucho del hidró- diferente de la media del sistema solar geno neutro que allí se encuentra está significa que hubo al menos una en forma de capas. supernova que explotó en una época Hace tiempo que se sabe que las tan próxima a la de la formación del supernovas tuvieron un papel germi- sistema solar que los materiales que nal en el origen del sistema solar, con expulsó no pudieron mezclarse comindependencia de la expansión de sus pletamente con los procedentes de capas. Los elementos más pesados de supernovas anteriores. Quizá la onda las nubes de polvo y de gas que se de choque de esta supernova fuese la reunieron para formar el Sol y los desencadenante de tal formación planetas fueron expulsados por super- (véase “¿Desencadenó una superno va novas a lo largo de un período de la formación del sistema solar?” por David N. Schramm y Robert M. Clayton; INVESTIGACIÓN Y CIENCIA , diciembre, 1978).
L
DIRECCION DE LA ROTACION GALACTICA
2. ROTACION DIFERENCIAL DE LA GALAXIA, la responsable de que el Sol se esté alejando de Canis Major R1. Las regiones interiores de la galaxia completan una vuelta alrededor del centro mucho más deprisa que las exteriores; de aquí que el Sol tenga un período orbital de 250 millones de años, mientras que el de Canis Major R1 es de 270 millones de años. El abundante hidrógeno existente entre Canis Major R1 y el Sol, y por tanto entre Canis Major R1 y el sistema solar, parece estar alejándose a causa de la velocidad diferencial de rotación. La radiación emitida por el hidrógeno (a una frecuencia de 1.420,4057 megahertz) se recibe en la Tierra tras sufrir un corrimiento Doppler, consecuencia del movimiento del hidrógeno respecto al receptor. Como el hidrógeno se está alejando, el corrimiento se produce hacia frecuencias más bajas. Cerca del foco del arco de Canis Major R1, sin embargo, se está emitiendo radiación cuyo corrimiento es hacia frecuencias más altas. Esto indica que el hidrógeno allí existente, que constituye la capa en expansión, remanente de la supernova, está acercándose a la Tierra a velocidades de unos 30 kilómetros por segundo.
52
a edad del sistema solar no es más que un tercio aproximadamente de la edad de la galaxia, por lo que es razonable admitir que las condiciones que determinaban la formación de estrellas en el tiempo en que se formó el Sol son las actuales. No hay duda de que recientemente se han formado estrellas en la vecindad del Sol y de que continúan formándose. Por ejemplo, la Gran Nebulosa de Orión es un agregado de estrellas luminosas de gran masa situado a una distancia de unos 1500 años luz. Estas estrellas son blanco-azuladas, de los tipos espectrales O y B, tienen temperaturas superficiales entre los 16.000 y los 45.000 grados Kelvin, comparados con los 6000 del Sol, y son entre 800 y 500.000 veces más luminosas que éste. Tales agregados, llamados asociaciones OB, constan de entre 5 y 50 estrellas cada uno y su masa es entre 10 y 30 veces la del Sol. Las estrellas de los tipos O y B emiten energía a un ritmo tan prodigioso que no pueden sobrevivir durante más de 10 millones de años (probablemente una milésima parte de la edad de la galaxia), de modo que se tienen que haber formado en época relativamente reciente. Dispersas entre las estrellas de la asociación OB de la nebulosa de Orión hay otras menos luminosas, cuya edad oscila entre cien mil años y diez millones de años. Tales estrellas, con masas TEMAS 7
inferiores a tres veces la del Sol, son más corrientes que los tipos espectrales O y B, tardan más en formarse (ya que las fuerzas gravitatorias que tienden a reunirlas son más débiles) y no han evolucionado todavía hasta la fase estable de combustión de hidrógeno en la que comienza la síntesis de los elementos más pesados. Se llaman prefase principal. Las que muestran líneas de emisión en sus espectros se llaman estrellas T Tauri, por estar su prototipo en la constelación de Tauro. Muchas asociaciones T (agregados de estrellas T Tauri) están situadas dentro de los límites de las asociaciones OB, aunque algunas se encuentran en regiones en donde no existen estrellas masivas. Sydney van den Bergh descubrió en 1966 una nueva clase de agregado estelar: las asociaciones R, muchas de las cuales sirven de lugar de nacimiento de estrellas de masa intermedia (entre tres y diez masas solares). Encontró las asociaciones R examinando fotografías de la Vía Láctea tomadas como parte del programa de exploración del cielo del Observatorio Palomar. Buscaba estrellas que fuesen tan próximas a las nubes de polvo interestelar que la luz reflejada por las nubes se viese en forma de nebulosas. Probablemente, en las asociaciones R están también formándose estrellas cuya masa es inferior a tres masas solares, pero son demasiado débiles para crear nebulosas de reflexión y por tanto deben identificarse mediante otros procedimientos. Existen muchas asociaciones R dentro de los límites de asociaciones OB. Una asociación R de considerable interés es la que está situada en la constelación del Can Mayor, sólo a unos pocos grados de Sirio. La asociación, Canis Major R1, consta de unas 30 estrellas en nebulosas de reflexión que están dispuestas principalmente en una nube de polvo en forma de arco con una extensión de unos 100 años luz. También hay aquí una asociación OB, Canis Major OB1, cuyas estrellas se extienden más allá de la nube de polvo. La distancia entre el sistema solar y Canis Major R1 es de unos 3700 años luz. La asociación R nos intriga por dos razones. En primer lugar, incluye estrellas de masa intermedia que todavía parecen estar en la fase preprincipal de su ciclo de vida. De acuerdo con un estudio realizado por René Racine, John W. Warner y uno de nosotros (Herbst) su edad probable es de unos 300.000 años, lo que las sitúa entre los objetos estelares más jóvenes que se conocen. En segundo
LA VIDA DE
LAS ESTRELLAS
3. FORMACION DE ESTRELLAS inducida por una supernova. Comienza con una estrella de gran masa (en color ) inmersa en el medio interestelar cargado de nubes ( parte superior izquierda). Al contraerse la estrella bajo la atracción gravitatoria de las partículas que la constituyen, se hace inestable y expulsa sus capas más externas en una explosión de supernova. Después de unos 30.000 años, los restos tienen cien años luz de anchura y han barrido una capa de materia int erestelar que se está expandiendo a una velocidad de al menos cien kilómetros por segundo ( parte superior derecha). Después de 100.000 años los restos tienen un diámetro de 200 años luz y su velocidad ha descendido hasta unos 50 kilómetros por segundo como máximo ( parte inferior izquierda). La onda de choque de la capa puede h aber comprimido las nubes de gas y de polvo hasta hacerles adquirir una densidad lo suficientemente alta para que la gravedad comience a reunir la materia para formar estrellas ( puntos coloreados). Después de unos tres millones de años, la asociación está bien desarrollada ( parte inferior derecha ). A estas alturas se han formado muchas estrellas, que se arraciman en un grupo, rodeado por un gran lazo de hidrógeno en lenta expansión. El proceso completo puede repetirse, si una de las estrellas recién nacidas llega a desarrollarse hasta la fase de supernova.
lugar, la nube de polvo en forma de arco en la que las estrellas se están formando está situada a lo largo de uno de los bordes de una capa gigante de gas en expansión.
E
sta capa fue identificada por primera vez gracias a las radioondas de 21 centímetros emitidas por el hidrógeno neutro que contiene. Un átomo de hidrógeno está constituido por un protón y un electrón, que pueden girar bien en el mismo sentido o en sentidos opuestos. Si los giros tienen lugar en el mismo sentido, el electrón puede voltear de tal manera que su giro sea opuesto al del protón. Cuando el electrón voltea de esta
manera, el átomo de hidrógeno emite radiación a una frecuencia calculada de 1.420,4057 megahertz, lo que corresponde a una longitud de onda de unos 21 centímetros, que cae dentro de la banda de las ondas de radio. Aunque la cantidad de hidrógeno contenida en la capa de gas sea ínfima, comparada con la que hay entre el sistema solar y Canis Major R1, la capa pudo detectarse por su desacostumbrada velocidad. Las ondas emitidas por los átomos de hidrógeno a lo largo de la visual tienen la frecuencia indicada de 1.420,4057 megahertz, pero la frecuencia a la que la radiación se recibe en la Tierra está afectada por
53
un corrimiento Doppler a causa del movimiento de los átomos respecto al receptor: la emisión procedente del hidrógeno que se aleja del observador tiene una frecuencia más baja, mientras que la del que se acerca la tiene más alta. La galaxia es un cuerpo dotado de rotación diferencial: sus regiones interiores completan un circuito alrededor del centro mucho más deprisa que las externas. La velocidad de rotación diferencial implica que la frecuencia de la radiación emitida sufre un corrimiento Doppler dependiente de su posición galáctica. En la dirección del Can Mayor se da una circunstancia
afortunada: todo el hidrógeno situado en esta dirección parece estar alejándose (de modo que la radiación se corre hacia mayores longitudes de onda), salvo el de una pequeña región situada en el foco del arco de Canis Major R1, donde el hidrógeno neutro se precipita hacia la Tierra a una velocidad de hasta 30 kilómetros por segundo. Es de suponer que la parte más lejana de la capa, la que se está alejando de la Tierra, se componga también de hidrógeno neutro, pero es imposible detectarlo porque su movimiento tiene la misma dirección que el del hidrógeno de fondo. Ronald J. Reynolds y Peter M. Ogden estudiaron con detalle la cinemática
NORTE
del gas en la vecindad de Canis Major R1. Las fotografías tomadas como parte del proyecto de exploración del cielo del Observatorio Palomar habían revelado una distribución de gas ionizado en forma de anillo adyacente a la asociación R. Utilizaron un espectrómetro Fabry-Pérot para observar las líneas de emisión de longitudes de onda en el visible en una región ionizada del gas. Las líneas de emisión resultan de la radiación que emiten los átomos cuando pasan de órbitas de mayor energía a otras de energía más baja. En el laboratorio terrestre, las transiciones entre ciertas órbitas de ciertos átomos están “prohibidas”; resultan extremadamente improbables porque es mucho más verosímil que los átomos pierdan su exceso de energía en choques con átomos vecinos. La densidad de la materia en el espacio interestelar es tan baja, sin embargo, que los choques entre los átomos son escasos y muy espaciados. De aquí que los átomos irradien algunas veces en líneas prohibidas.
R
O E S T E
E T S E
SUR
4. DOS FUENTES DE RADIACION INFRARROJA ( signos más) inmersas en nubes moleculares (líneas continuas) asociadas con los antiguos restos de una supernova W44 (líneas de trazos). Las ondas infrarrojas son emitidas por envolturas de polvo que rodean a las estrellas en su fase inicial de evolución. El polvo absorbe radiación de las estrellas, se calienta y reemite energía a longitudes de onda en el infrarrojo. Una de las dos fuentes infrarrojas (signo más en rojo) está decididamente asociada con W44, mientras que es posible que la otra (signo más en azul) no sea más que un objeto de fondo. Ambas fueron descubiertas por H. Alwyn Wooten. El mapa cubre unos 30 minutos de arco celeste, equivalente al diámetro de la luna llena.
54
eynolds y Ogden detectaron una línea prohibida del nitrógeno hacia el centro del anillo de gas ionizado. La línea era doble, es decir, constaba de dos frecuencias porque había corrimiento Doppler en dos sentidos. Esto indicaba que el gas del centro del anillo estaba dividido en dos regiones cuyas velocidades diferían en 26 kilómetros por segundo. Cerca del borde del anillo la línea no estaba duplicada. Estas observaciones confirmaron la presencia de una capa de gas en expansión adyacente a la asociación R; las regiones de velocidades opuestas constituyen la parte anterior y posterior de la capa. ¿Cuál es el origen de la capa de gas en expansión? En nuestra opinión, hacer esta pregunta equivale a preguntar por qué razón se forman estrellas en Canis Major R1, dado que es extremadamente improbable que las estrellas se hayan formado por casualidad a lo largo de un arco de 100 años luz dentro de una capa en expansión de 200 años luz de diámetro. Como hemos visto, una explosión de supernova genera la energía suficiente para producir tal capa. Basándonos en la hipótesis de que la capa de Canis Major R1 fuese el resto de una supernova, hicimos un cálculo de su edad a partir del diámetro y de la velocidad de expansión. Encontramos que la capa tenía una edad de 800.000 años. Como las estrellas en la asociación R tienen una edad de unos 300.000 años, la edad de las estrellas concuerda con nuestra hipóTEMAS 7
tesis de que una supernova desencadenase su nacimiento. La densidad de materia en la capa en expansión se puede estimar a partir de la cantidad de hidrógeno ionizado que rodea a tres estrellas dentro de la capa. A partir de la densidad, del diámetro y de la velocidad de expansión pudimos calcular la cantidad de energía que se había necesitado para crear la capa: aproximadamente 1044 joule, comparable a la energía liberada en una explosión de supernova.
¿P
uede algún otro fenómeno liberar tal cantidad de energía? La respuesta es afirmativa. Una estrella de gran masa podría inyectar 1044 joule en una pequeña región del espacio en el curso de su ciclo de vida de varios millones de años. No se sabe, sin embargo, si los productos expulsados por una estrella masiva podrían comprimir de forma eficaz la materia del medio interestelar. Los modelos teóricos indican que, en un medio homogéneo, las estrellas de tipo O podrían dar lugar a capas expansivas capaces de desencadenar la formación de estrellas. En realidad el medio interestelar dista mucho de ser homogéneo, de modo que tales modelos no son aplicables. Además no hay ninguna estrella luminosa de gran masa cerca del centro de la capa de Canis Major R1 que tenga probabilidades de haber servido como fuente de energía. Las dos estrellas vecinas de mayor masa están situadas a lo largo del borde del anillo, no cerca de su centro. En las mejores fotografías de Canis Major R1 se obser van estructuras débiles que rodean a las dos estrellas y tienen forma parcialmente anular, pero las estructuras son insignificantes comparadas con el anillo de Canis Major. Una de esas dos estrellas de gran masa tiene un interés especial porque es una estrella errante; su velocidad, de entre 30 y 200 kilómetros por segundo, es muy grande comparada con las velocidades de las estrellas vecinas. Adriaan Blaauw elaboró la explicación más aceptada sobre las estrellas errantes. La mayoría de ellas nacen como miembros de un sistema binario, es decir, como dos estrellas que giran alrededor de su centro de masa común a causa de su atracción gravitatoria mutua. La de mayor masa evoluciona más deprisa y puede con vertirse con el tiempo en una supernova, momento en el que el sistema binario expulsa instantáneamente una gran cantidad de masa y la estrella menos evolucionada adquiere mayor velocidad con respecto a las estrellas vecinas. LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
La errante cercana a Canis Major R1 se aleja del Sol a treinta kilómetros por segundo más de velocidad que las estrellas vecinas. Es caliente, luminosa y viaja sola, como les sucede a la mayoría de las errantes. Sólo se ha determinado la componente de la velocidad según la visual, de modo que no es posible decir si la errante estuvo tiempo atrás en el centro de la capa en expansión. Sin embargo, si la velocidad tangencial (o perpendicular a la visual) es comparable a la velocidad según ésta, la estrella puede muy bien haber estado en el centro de la capa hace unos 800.000 años, cuando se formó. Hay otro hecho adicional que relaciona la estrella errante con la formación de la capa. En su estudio espectroscópico, Reynolds y Ogden encontraron que una línea de emisión del oxígeno se refuerza a velocidades que son características de la parte exterior de la capa. Este descubrimiento se hace comprensible si la errante está en la actualidad dentro o cerca del borde exterior de la capa, que es exactamente donde debería estar si fuera la compañera original de la supernova que produjo la capa y si adquirió su velocidad de alejamiento de 30 kilómetros por segundo en el momento de la explosión. Canis Major R1 es un ejemplo claro de que las estrellas se forman en el borde de una capa en expansión, pero no es en manera alguna el único. Marc L. Kutner, Robert L. Dickman y sus colaboradores han estudiado Monoceros R1, una asociación R a unos 2500 años luz del Sol. Sus estrellas se parecen a las de Canis Major R1 y tienen probablemente casi la misma edad. Como Canis Major R1, Monoceros R1 consta de estrellas recién nacidas situadas a lo largo de una distribución en forma de anillo de nubes densas de gas y de polvo interestelar. El diámetro del anillo mide unos veinticinco años luz, diez veces menos que el de Canis Major R1, diferencia que hace pensar que la densidad inicial de la materia que formase el anillo sería mayor en Monoceros R1. También hay pruebas de que existe hidrógeno neutro cerca de su centro, que se expande con un ritmo comparable al de Canis Major R1. En Monoceros R1 no hay estrellas de gran masa, de modo que no hay anillos parciales de gas luminoso ionizado. Todas las indicaciones apuntan a la conclusión de que en Monoceros R1 explotó una supernova. La otra única fuente posible de energía, que sería una estrella de masa extremadamente grande, no está presente. En dos nubes situadas al borde de la Nebulosa Gum, en el hemisferio
austral, Richard D. Schwartz descubrió objetos Herbig-Haro, nebulosas semiestelares asociadas de una manera poco conocida con las fases primitivas de la formación de estrellas. Según él, la expansión de la Nebulosa Gum, que pudo deber su origen a una supernova al menos, ha desencadenado la formación de estrellas en estas nubes. Hay indicaciones circunstanciales que apoyan tal hipótesis. T. G. Hawarden y P. W. J. L. Brand hallaron cerca de dicha nebulosa varios “glóbulos cometarios”, nubes de polvo con colas alargadas que son compactas, bastante opacas, aisladas y de forma regular. Las colas alargadas apuntan sin excepción en dirección contraria al centro de la nebulosa Gum. La nebulosa NGC 5367 está en un glóbulo cometario en el Centauro, que coincide con un cúmulo de jóvenes estrellas de pequeña masa, según Howard Van Till y sus colaboradores y P. Williams y sus colaboradores. Quizá los glóbulos cometarios de la Nebulosa Gum sean sedes de formación de estrellas o puedan llegar a serlo en el futuro.
H
asta ahora hemos limitado la explicación a las estrellas jóvenes, aunque visibles, y a los restos de supernovas tan antiguos que sólo hay indicaciones indirectas de que sean realmente restos de supernovas y no otra cosa. Algunas indicaciones de la formación de estrellas inducida por las supernovas provienen también del descubrimiento de nubes moleculares que están evolucionando hacia estrellas en la proximidad de restos conocidos de supernovas. Por ejemplo, H. Alwyn Wooten ha cartografiado una nube comprimida situada en el borde de un antiguo resto de supernova conocido como Lazo del Monoceros y ha encontrado condiciones susceptibles de conducir a la formación de estrellas. En nubes asociadas con otro resto, el W 44, descubrió al menos una fuente de radiación infrarroja y posiblemente dos. Se cree que tales fuentes infrarrojas indican la presencia de estrellas jóvenes. La radiación es emitida por las envolturas de polvo que desprenden las estrellas en la fase inicial de su evolución. El polvo absorbe la radiación de las estrellas, se calienta y a su vez reemite en longitudes de onda del infrarrojo. Es el momento de considerar hasta qué punto esté extendida la formación de estrellas inducida por supernovas. La mayoría de las estrellas parecen haberse formado en asociaciones, que a veces están compuestas de subgrupos separados de estrellas, las más 55
56
TEMAS 7
5. GALAXIA ESPIRAL M81 ( arriba). Quizá deba su aparición a una supernova. Una teoría de la estructura de las galaxias espirales, propuesta por Huberto Gerola y Philip E. Seiden, sostiene que si una supernova desencadenara la formación de estrellas capaces de originar otras supernovas, se podría producir una cadena de regiones de formación de estrellas. Si se creasen muchas de tales cadenas en una galaxia en rotación diferencial, la distribución de estrellas formaría una estructura espiral. Simulaciones de esta teoría realizadas con ordenador para la espiral M81 (abajo) originan una distribución de brill antes estrellas recién nacidas (cruces) que se parece a la real ( arriba).
jóvenes de las cuales se hallan envuel- vos sería de varios millones de años, lo tas en gas y polvo. Blaauw ha pro- que concuerda con la diferencia de puesto que Orión OB1 consta de cua- edad observada entre los distintos tro subgrupos alineados en orden de subgrupos de estrellas. edades (desde el subgrupo más antiCon independencia de que las superguo, situado en un extremo, al más novas sean o no responsables de la moderno, en el otro), de modo que el estructura en subgrupos de Orión OB1, conjunto pudiera haberse creado en no hay duda de que suelen encontrarse brotes sucesivos de formación de dentro de las asociaciones. Blaauw fue estrellas. el primero en darse cuenta de este Hay un modelo según el cual la for- hecho cuando se propuso averiguar la mación de estrellas de una asociación historia de tres estrellas errantes hasta OB es de naturaleza explosiva, por lo llegar a su origen en Orión OB1. que no hay que recurrir a las superno- Observó también que en los subgrupos vas. Elaborado por Bruce G. Elmegreen más antiguos de una asociación hay y Charles J. Lada, se centra sobre la menos estrellas extremadamente copiosa cantidad de radiación ultra- masivas que en los más jóvenes. violeta emitida por las estrellas recién Contando el número de esas “estrellas nacidas, que ioniza el hidrógeno del que faltan”, resulta que en los últimos medio ambiente interestelar. La diez millones de años explotaron en región de hidrógeno ionizado com- Orión OB1 alrededor de veinte superprime una nube molecular próxima, novas. Reynolds y Ogden estudiaron la creando una onda de choque. Cuando enorme capa generada por todas esas la materia del borde de la nube se hace supernovas, estimando que su contelo suficientemente densa, se rompe en nido energético es de unos 1045 joule. fragmentos, que se reúnen por efecto La última supernova de Orión data gravitatorio, formando las estrellas de probablemente de hace 500.000 años y un subgrupo. Con el tiempo, estas puede que sea el origen de un frente de estrellas crean una nueva región de choque observado por Lennox L. Cowie hidrógeno ionizado, que genera otra y sus colaboradores. onda de choque, que desencadena el Si una supernova desencadenase nacimiento de otro subgrupo. El pro- una génesis estelar que diera lugar a ceso se repite de nuevo hasta que se otra supernova, resultaría una cadena ha formado la asociación completa. de regiones de formación de estrellas. Por supuesto, este modelo no explica Si se creasen muchas de tales cadenas cómo se formó el subgrupo inicial de en una galaxia con rotación diferenestrellas recién nacidas; la presión cial, la distribución de estrellas se necesaria para ello podría haber sido parecería a la observada en una galaxia suministrada por una onda de choque espiral. Esa posibilidad es la base de de otra nube molecular o por una un modelo de galaxia espiral propuesto explosión de supernova. por Huberto Gerola y Philip E. Seiden. La simulación informática de una forunque las supernovas no se hayan mación de estrellas que se difunde por incorporado a modelos explosivos discos que giran con rotación diferendetallados de una asociación OB, pue- cial pudo reproducir la apariencia de den desempeñar un papel determi- muchas galaxias espirales sin requerir nante en el proceso. Si una supernova la presencia de una onda de densidad desencadenase un brote de formación concomitante. Tal onda de densidad es de estrellas en una densa nube primi- el rasgo más saliente de la teoría más tiva y si la estrella de mayor masa así aceptada sobre la estructura a gran formada pudiera evolucionar hasta la escala de las galaxias, desarrollada fase de supernova y desencadenase por C. C. Lin y Frank H. Shu. Mantiene una nueva serie de formación de estre- que una onda de densidad, que tiene llas, que a su vez produjese otra super- forma de espiral, barre el plano central nova, y así sucesivamente, quedaría de la galaxia, comprimiendo las nubes explicada la distribución de estrellas de gas y de polvo hasta que tienen observada en Orión OB1. El tiempo cinco o diez veces su densidad original. que transcurriría entre brotes sucesi- Las nubes se contraen y terminan for-
A
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
mando estrellas dispuestas en una configuración espiral. Es posible que el universo sea lo suficientemente diverso para que ambas teorías estén en lo cierto. Algunas galaxias tienen dos bellos brazos que, partiendo del núcleo galáctico, se dirigen en espiral hacia fuera simétricamente. Esta clase de estructura no puede explicarse fácilmente con el modelo de supernovas. Otras galaxias parecen no tener una estructura espiral coherente a gran escala; están formadas enteramente por trozos de brazos espirales distribuidos de forma al parecer caótica. Tales galaxias no pueden explicarse fácilmente mediante el modelo de onda de densidad. Quizá ambos mecanismos contribuyan a la estructura espiral de una galaxia típica.
N
uestra propia galaxia puede ser un buen ejemplo. Es bien sabido que el Sol está situado en una concentración de brillantes estrellas, larga y estrecha, que se parece a uno de los brazos espirales de otras galaxias, conocida como Brazo Local. Se han detectado secciones de otros dos brazos espirales, pero no se puede cartografiar la estructura completa de la galaxia a longitudes de onda visibles porque el polvo de su plano central entorpece las observaciones. Hay indicaciones de que los dos brazos parcialmente identificados se deben a ondas de densidad, pues parecen ejercer una atracción gravitatoria sobre las estrellas y el gas de la vecindad. No hay indicios de que el Brazo Local ejerza tal fuerza, según Lin y sus colaboradores. La teoría de la onda de densidad predice que el Sol debería estar situado casi exactamente entre dos brazos espirales, mientras que en realidad se encuentra en una región de activa formación de estrellas, hecho que podría explicarse si las supernovas fuesen las principales causantes de la formación de estrellas en el Brazo Local.
BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA DARK NEBULAE, GLOBULES,
AND
PROTO-
. Bart J. Bok en Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 89. n.o 531, págs. 597-611; octubre, 1977. STARS
OBSERVATIONAL EVIDENCE FOR SUPERNOVA- INDUCED S TAR F ORMATION: CANIS MAJOR R1. William Herbst y George E.
Assousa en The Astrophisical Journal, volumen 217, número 2, parte 1, páginas 473-487; 15 de octubre de 1977. PROTOSTARS AND PLANETS . Dirigido por E. Gehrels. University of Arizona Press, 1978.
57
Génesis de los púlsares Jesús Gómez González La génesis de los púlsares continúa siendo objeto de intensas investigaciones, aunque su formación en explosiones de supernova empieza a disponer de una mayor base experimental y teórica
E
n el proceso general de conti- ten, de suerte que este proceso prácti- res en ocurrir se producen entre nua transformación de la ma- camente no cuenta en el balance ener- núcleos de hidrógeno para constituir teria, las estrellas nacen, viven gético de dichas capas. Por el contrario, núcleos de helio. Cuando los átomos y mueren. Los púlsares son estrellas en las regiones situadas en las capas de hidrógeno se agotan, opera el prode neutrones y, como cualquier estre- profundas de la estrella, la energía ceso de contracción gravitatoria, hasta lla, nacen, viven y mueren. Una radiante absorbida es menor que la que se alcanzan las densidades y temestrella es una masa esférica en estado emitida. peraturas que permiten la puesta en gaseoso (aunque a densidades y tem¿De dónde sale entonces esta dife- marcha de reacciones nucleares entre peraturas muy elevadas), sujeta por rencia de energía radiante? Dos son los núcleos de helio para formar su propia atracción gravitatoria. ¿Có- las posibilidades: a expensas de la núcleos más pesados de carbono, oxímo se establece entonces el equilibrio energía térmica (cinética) de las partí- geno, nitrógeno, etcétera. Así, en cada que la impide colapsar? Consideremos culas del gas o a expensas de las reac- capa del interior de la estrella se reauna delgada capa cualquiera del inte- ciones nucleares que se producen entre liza esta alternancia de procesos de rior de la estrella. Sobre ella se estará las mismas. En el primer caso, el gas producción de energía a través de la ejerciendo la presión hidrostática cau- de la capa se enfría; disminuye enton- acción gravitatoria y de las reacciones sada por el peso (atracción gravitato- ces la presión interna y la capa en nucleares de fusión entre núcleos atória) de las capas más externas. Sin cuestión se comprime. Al comprimirse, micos cada vez más pesados. embargo, dicha capa no se comprime, aumenta de nuevo su temperatura y, Si hubiéramos de resumir la evolusimplemente porque en su interior la con ella, la presión interna, hasta que ción de una estrella típica, diríamos que temperatura es tal que la presión vuelve a compensar la presión exte- procede aumentando su densidad y su interna correspondiente compensa la rior. Este proceso se realiza de una temperatura, así como cambiando su presión ejercida por el peso de las forma continua y constante; y va cam- composición química al generar núcleos capas externas. Así pues, cuanto más biando la estructura de la estrella. pesados a partir de otros más ligeros hacia el interior se encuentre la capa Vemos además que, cuando actúa este (sobre todo en sus zonas internas). considerada, mayor será la presión proceso, la energía radiada procede en externa ejercida; por tanto, al tener último extremo de la energía potencial n todo momento la estrella se ajusque ser mayor la presión interna que gravitatoria de la estrella. ta a una situación de equilibrio. la compense, también será mayor su Las reacciones nucleares se produ- A las fuerzas de presión hidrostática temperatura. Por ello, mientras en las cen cuando el gas alcanza temperatu- se les oponen otras de presión interna capas externas de una estrella la tem- ras de millones de grados. Así pues, que dependen de las condiciones peratura se mide en miles de grados, este segundo proceso sólo tiene lugar físicas y químicas existentes en cada en sus capas internas ha de medirse en las capas más profundas de la punto de la estrella. El estudio de la en millones de grados. estrella. Las reacciones de este tipo estructura y de la evolución de las Si se encuentran en esta situación son muy eficientes en la generación de estrellas conduce a problemas como el de equilibrio, ¿por qué evolucionan las energía, esto es, pequeñas cantidades del establecimiento de las relaciones estrellas? Para responder a esta pre- de materia producen cantidades entre la densidad, la presión y la temgunta volvamos de nuevo a la delgada ingentes de energía. En las capas pro- peratura del gas (ecuaciones de estado capa interior. La agitación térmica de fundas de la estrella los cambios se de la materia) para valores extremos sus partículas genera en ella una desarrollan con extremada lentitud de estos parámetros. Esta fue, sin energía radiante en forma de fotones, (millones de años), ya que, para com- duda, la cuestión que, a principios de que se propagan a las capas adyacen- pensar la diferencia entre la energía los años treinta, indujo a varios astrotes, donde son absorbidos y reemitidos. radiada y la absorbida en un volumen físicos teóricos a especular sobre la Y así, tras millones de absorciones y dado, se requiere la transmutación es tabilidad de las estrellas con reemisiones, parte de esa energía atómica de una fracción insignificante densidades comparables a la densidad alcanza la superficie y escapa de la de la masa encerrada dentro del de los núcleos atómicos, esto es, denestrella constituyendo la radiación mismo. Si partimos de un material sidades del orden de los diez billones que observamos desde la Tierra. En el estelar compuesto fundamentalmente de gramos por centímetro cúbico. caso de las capas más externas la de hidrógeno (que es el elemento más Ast rónomos, como Frank Zwiky y energía radiante que reciben de las abundante en el gas interestelar y Walter Baade, y físicos, como Lev regiones del interior (absorciones) se que, al condensarse, forma las estre- Landau y Robert Oppenheimer, estacorresponde con la energía que reemi- llas), las primeras reacciones nuclea- blecieron la posibilidad teórica de la
E
58
TEMAS 7
existencia de estrellas con densidades de ese tenor, en las que la materia se encontraría fundamentalmente en forma de neutrones, razón por la que se vinieron a llamar estrellas de neutrones. La existencia real de este tipo de estrellas quedó por entonces en el terreno de la especulación, como lo sería luego el estudio de los agujeros negros, por ejemplo. Mas, a comienzos de la década de los treinta, un físico norteamericano, Karl Jansky, detectaba por primera vez la emisión radioeléctrica procedente de un objeto astronómico: la emisión de fondo de la galaxia. Sentaba así las bases de una nueva rama de la astronomía, la radioastronomía, llamada a realizar en los años siguientes descubrimientos fundamentales en el conocimiento del cosmos. Uno de estos descubrimientos sería el de las estrellas de neutrones. Durante la segunda mitad de los años sesenta, el grupo de radioastronomía de la Universidad de Cambridge, que dirigía el profesor Anthony
Hewish, se encontraba realizando un estudio sistemático del centelleo interplanetario de radiofuentes. Se trata de un fenómeno análogo al centelleo de la luz de las estrellas que se produce a causa de las fluctuaciones en la densidad de las capas atmosféricas. En el caso de las radiofuentes, las fluctuaciones de la intensidad de la radiación recibida se deben a las irregularidades en la distribución del plasma (gas ionizado) interplanetario, eyectado por el Sol, y que constituye el llamado viento solar.
L
os tiempos característicos de estas variaciones de intensidad son del orden del segundo. Por ello los equipos destinados a la observación de este fenómeno estaban especialmente diseñados para responder a variaciones rápidas de intensidad, hecho éste que, salvo en el caso de algunas radiaciones solares, no cabía esperarse en ningún otro tipo de radiofuentes. Además, dicho equipo trabajaba a la frecuencia de 81 megahertz, que es una frecuencia baja dentro de las utiliza-
1. NEBULOSA DEL CANGREJO, resto de la explosión de supernova que tuvo lugar en el año 1054 de nuestra era en la constelación del Toro. Sus filamentos se expanden hacia el espacio interestelar a velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo. En la parte central de la misma se en-
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
das en los observatorios radioastronómicos, pero que resultaba particularmente adecuada para el estudio del centelleo interplanetario. Estas dos características del equipo utilizado por los radioastrónomos de Cam bridge permitieron la detección de la emisión radioeléctrica producida por estrellas de neutrones. A finales de 1967, en el curso de una sesión de observación, Jocelyn Bell, estudiante posgraduada del grupo del profesor Hewish, comprobó que en sus registros gráficos aparecían unas débiles señales separadas por intervalos regulares de tiempo de 1,3 segundos. No es rara la aparición de señales extrañas debidas a interferencias o a inestabilidades en los equipos receptores usados en radioastronomía. La sagacidad de Bell, como en otros casos similares de descubrimientos científicos, estuvo en no desechar sin más aquellas observaciones. Y así, el análisis cuidadoso y la repetición de aquellas observaciones llevaron al grupo de radioastrónomos de Cambridge a establecer que tales emisiones procedían
cuentra un púlsar (PSR 0531+21) de un período de 33 milisegundos. Sus impulsos se han detectado en un rango de frecuencias que va desde las ondas de radio hasta los rayos X y gamma. El púlsar y el resto de supernova constituyen el más claro ejemplo de asociación entre ambas clases de objetos.
59
SUPERFICIE DE LA ESTRELLA
CAPA SUPERFICIAL Ea Er
ZONAS DE REACCIONES NUCLEARES Ea < Er
Er
Er
RADIACION DE LA ESTRELLA
2. CAPAS DE UNA ESTRELLA. En las capas profundas la presión hidrostática ejercida por el peso del material estelar situado sobre ellas se soporta gracias a las elevadas temperaturas (grandes presiones internas) reinantes en dichas capas. A esas temperaturas (millones de grados) se producen las reacciones nucleares de fusión que generan la energía radiada ( Er ) por la estrella y que van cambiando la composición química de la misma. La evolución general de una estrella se realiza en el sentido de ir aumentando su densid ad y temperatura, así como de ir cambiando su composición química al gen erar núcleos pesados a partir de otros más l igeros (sobre todo en sus zonas más internas). Ea simboliza la energía absorbida.
de un objeto astronómico de naturaleza hasta entonces desconocida, situado en algún punto de nuestra galaxia. Pronto se descubrieron varios otros, denominándoseles púlsares (contracción de “pulsating radio source”, radiofuente pulsante). ¿Cuál podía ser la naturaleza de estos nuevos objetos astronómicos? La característica observacional más notable de estas fuentes era, evidentemente, su emisión por impulsos de período tan corto y con tan sorprendente regularidad. Para explicar la naturaleza de los púlsares, se barajaron varias hipótesis basadas en fenómenos astronómicos conocidos. Se pensó en oscilaciones de estrellas enanas blancas, en orbitación de estrellas o planetas muy próximos que modulasen la emisión de otra estrella, etcétera. Pero ninguno de estos modelos podía dar cuenta de períodos tan cortos y regulares como los que mostraba la emisión de los púlsares. Y hubo que apelar a objetos de naturaleza 60
distinta de los conocidos. La extraordinaria regularidad de los impulsos favorecía los modelos basados en la rotación del objeto emisor. La brevedad de sus períodos imponía entonces que se tratase de un objeto pequeño y masivo. La hipótesis de que los púlsares pudieran ser las famosas estrellas de neutrones se presentó así de una forma natural.
P
oco a poco el volumen de datos experimentales fue creciendo. Se comprobó, por ejemplo, que la intensidad de la radiación emitida disminuía rápidamente al aumentar la frecuencia de observación. (Por ello, si la instrumentación utilizada para el estudio del centelleo interplanetario hubiese trabajado a frecuencias más altas, la intensidad de los impulsos habría sido mucho menor y probablemente habrían pasado desapercibidos.) Ese tipo de espectro —variación de la intensidad con la frecuencia— es muy común en el universo; se observa
en el Sol, en planetas (Júpiter) y hasta en radiogalaxias o en cuásares, que son, estos últimos, los objetos astronómicos más lejanos y más energéticos de que se tenga noticia. La emisión de este tipo se genera por electrones que se mueven a velocidades muy próximas a la de la luz, siguiendo trayectorias helicoidales en torno a campos magnéticos. La emisión así producida está polarizada, esto es, los campos eléctricos (o magnéticos) de la onda vibran preferentemente en un plano. También esta característica se observó en la emisión de los púlsares. Más aún, se halló que el plano de polarización variaba con la posición considerada dentro del impulso radiado, lo que estaba de acuerdo con un cambio de orientación de los campos magnéticos con respecto al observador durante el tiempo de emisión del impulso. Esto era lo que cabía esperar si el púlsar se encontraba girando. El modelo básico de un púlsar se fue así perfilando como el de una estrella de neutrones en rotación, con el eje magnético inclinado con respecto a su eje de giro; de forma que sólo cuando aquél se encuentra orientado hacia la Tierra podemos captar la emisión de sincrotrón producida por los electrones que giran en los campos magnéticos. Estas ideas constituyeron un estímulo para el desarrollo de los estudios teóricos sobre la materia ultracondensada y las estrellas de neutrones. Se llegaron así a establecer las características más sobresalientes acerca de la masa, radio y estructura de una estrella de neutrones. Se determinó, por ejemplo, que, para ser estable, la masa de una estrella de neutrones había de estar comprendida entre aproximadamente 1 y 3 masas solares, mientras que su radio sería de sólo unos 10 kilómetros, lo que implicaba que estos objetos habían de tener densidades enormes, del orden de los cien millones de toneladas por centímetro cúbico. En cuanto a su estructura, podían distinguirse cuatro zonas principales: una pequeña atmósfera de electrones libres de unos pocos centímetros de altura, una corteza cristalina de unos pocos kilómetros de espesor, compuesta fundamentalmente por átomos de hierro, una gruesa zona intermedia, compuesta básicamente de neutrones, y, por último, un núcleo central de partículas elementales pesadas. La estrella de neutrones posee, además, una intensa y compleja magnetosfera donde se aceleran las partículas cargadas que producen su radiación. Quince años después de su descubrimiento, se conocían ya unos 330 TEMAS 7
púlsares. Se han recogido abundantes valores de 5000 millones de gauss. mayoría surgía con un brillo relativadatos experimentales que son compa- Todas estas características remedan mente discreto, pero, muy de tarde en tibles con su naturaleza de estrellas las presentadas por los púlsares (estre- tarde, algunas de estas estrellas nuede neutrones en rotación. Por ejemplo, llas de neutrones). Este hecho parece vas nacían con un brillo sorprendente. observaciones prolongadas de sus indicarnos que los púlsares no provie- Este fue, por ejemplo, el caso de la períodos muestran que éstos van nen de la evolución de algún tipo de estrella que por el año 1054 de nuestra aumentando progresivamente, esto estrellas u otros objetos astronómicos era surgió en la constelación del Toro. es, que el giro de los púlsares experi- muy extraños, sino que proceden, quizá, De acuerdo con los astrónomos chinos menta un frenado. Este hecho está en de estrellas comunes de nuestra que registraron tan inusitado aconteperfecto acuerdo con el modelo ante- galaxia. No obstante, los parámetros cimiento, durante los primeros días rior, en el que un púlsar puede consi- característicos de las estrellas de neu- que siguieron a su aparición, la estrederarse, macroscópicamente, como un trones son distintos en órdenes de mag- lla era tan brillante como la luna imán que se hace girar con la dirección nitud de los que ofrecen tales estrellas. llena. ¡Lucía más que el resto de las de sus polos inclinada con respecto a Tampoco se observan objetos de carac- estrellas de nuestra galaxia juntas! la dirección del eje de giro. Pues bien, terísticas intermedias. Lo que nos lleva Su brillo duró escasos días; poco a poco en estas condiciones el imán produce a pensar que el paso a estrellas de neu- fue apagándose hasta perderse de una radiación electromagnética de trones no transcurre de una forma gra- vista. En el transcurso de los últimos baja frecuencia, cuya energía se dual, sino bruscamente. La verdad es mil años se han observado en nuestra obtiene de su energía de rotación, por que no se trata de un salto brusco, sino galaxia al menos media docena de lo que, en consecuencia, se frena. Esta explosivo. acontecimientos similares a éste, aunes la explicación del efecto observado Desde hace siglos, y siempre rodea- que de apariencia menos espectacular. en los púlsares, que se utiliza para das de una aureola de misterio y Dos de ellos, los acaecidos en 1572 y estimar la edad de los mismos: deter- superstición, la aparición en el cielo 1604, contaron con dos espectadores minando experimentalmente el ritmo de nuevas estrellas ha sido un hecho de excepción: Tycho Brahe y Johannes de variación del período P, se consi- frecuentemente registrado. Estas Kepler, respectivamente. dera como parámetro indicativo de la estrellas nuevas (novas) surgían de Con el desarrollo de la instrumenedad de un púlsar (edad caracterís- improviso en los cielos para ir poco a tación astronómica, desde finales del tica) al tiempo P/2P. poco languideciendo hasta desapa- siglo pasado se han llevado a cabo recer al cabo de unas semanas. La numerosas observaciones fotométriunque el período de un púlsar aumenta de un modo continuo, se observa en ocasiones una súbita dismi104 nución del mismo. También este fenóNUCLEOS meno halla explicación satisfactoria 1010 ELECTRONES dentro del modelo básico de los púlsaNUCLEOS ATMOSFERA DE ELECTRONES res que acabamos de exponer. Veamos cómo. Al disminuir la velocidad de ELECTRONES rotación, las fuerzas centrífugas también disminuyen, lo que hace que la NEUTRONES 4 1014 estrella tienda a contraerse. Y si tenemos en cuenta que su capa más externa ESTRUCTURA es cristalina, esta contracción acontece ) de una manera brusca, por un resque- 3 brajamiento de la misma que ha venido M C CRISTALINA / en llamarse terremoto estelar. Cuando R G un cuerpo en rotación se contrae, su ( D velocidad de giro ha de aumentar. Por A D I ello, cuando la estrella experimenta S NEUTRONES N una contracción repentina, su veloci- E D dad de giro aumenta súbitamente, esto es, se acorta su período. Consideremos ahora una estrella típica. El Sol, por ejemplo. Su radio es de unos 700.000 kilómetros y su densidad media de unos 1,4 gramos por cen8 1014 tímetro cúbico. Su período de rotación se cifra en unos 25 días (no gira como un sólido y su velocidad de rotación depende de la latitud solar consideHIPERONES rada); muestra un campo magnético dipolar del orden de 1 gauss. Supo11 14 15 niendo entonces que el Sol se contrajese RADIO (KM) hasta tener un radio de 10 kilómetros, su densidad aumentaría hasta valores 3. EN EL INTERIOR DE UNA ESTRELLA DE NEUTRONES la materia se encuentra de unos 300 millones de toneladas por en la forma más condensada en que se ha observado. Más del 99 por ciento de su centímetro cúbico, su período de rota- masa se encuentra formando un fluido de neutrones. Su núcleo interior puede estar ción sería de unos 0,5 milisegundos y constituido por partículas elementales más pesadas (hiperones), cuyo comportamienlos campos magnéticos alcanzarían to con la densidad, la presión y la temperatura no se conoce todavía bien del todo.
A
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
61
4. PRIMERAS SEÑALES PROCEDENTES DE UN PULSAR (PSR 1919+21), detectadas el 28 de noviembre de 1967 por radioastrónomos de la Universidad de Cambridge. En este registro, la intensidad de las señales detectadas aumenta hacia abajo. El período de rotación de este púlsar se cifra en 1,3 segundos.
cas y espectroscópicas de estas estrellas nuevas, en nuestra galaxia y en galaxias externas. Se comprobó así que la mayoría de ellas se correspondía con la eyección de masas unas 10.000 o 100.000 veces menores que la solar, con velocidades de unos pocos kilómetros por segundo. Aunque su brillo puede alcanzar valores comprendidos entre decenas y cientos de miles de veces el brillo del Sol, estas explosiones no modifican para nada la estructura de la estrella donde se producen. Se trata de estrellas enanas, que forman parte de sistemas binarios con la compañera muy próxima. Una parte de la masa de las capas externas de la compañera va cayendo hacia ellas hasta que se produce la explosión que eyecta esa masa al medio interestelar. Después, el proceso de robo de masa de la compañera continúa durante cientos de años, hasta que vuelven a concurrir las condiciones para una nueva explosión. Estas explosiones son pues recurrentes. Se las denomina “novas”. En una galaxia como la nuestra, o como la Nebulosa de Andrómeda, se producen varias decenas de ellas al año.
U
n fenómeno completamente distinto es el que genera las apariciones de estrellas como las del año 1054 o las observadas por Brahe y Kepler. Este tipo de acontecimientos se observa muy raramente en nuestra galaxia. Sin embargo, el patrullaje de galaxias externas de los últimos decenios, con vistas a la detección de acontecimientos similares, ha elevado su número a varios centenares. Es tudios espectroscópicos de este tipo de explosiones estelares muestran que, en ellas, masas del orden de la solar salen eyectadas al medio interestelar con velocidades de unos 10.000 kilómetros por segundo. La luminosidad de estas explosiones es diez mil millones de veces la del Sol, esto es, 100.000 veces mayores que las de una “nova” ordinaria. La energía liberada en tal explosión equivale a la que radiaría el 62
Sol en un intervalo de 40.000 millones de años (al ritmo actual de radiación solar). A la vista de estos valores, es fácil comprender por qué a estas explosiones se las conoce con el nombre de “supernovas”. El material eyectado en una supernova interactúa con el gas interestelar y con los campos magnéticos presentes en el mismo, provocando la emisión de radiaciones que van desde las ondas de radio hasta los rayos X y gamma. En algunas direcciones en las que en tiempos pasados se observaron supernovas, se registra hoy la emisión óptica de filamentos en expansión y la intensa emisión de ondas de radio con el espectro sincrotrón similar al que veíamos en la radiación de los púlsares. Este tipo de objetos astronómicos forman los llamados “restos de supernova”. En nuestra galaxia se conocen más de 120 restos de supernova, la mayoría de los cuales corresponden a explosiones de supernova que tuvieron lugar hace decenas de miles de años. La pregunta inmediata es ¿cómo se produce una explosión estelar del calibre de las supernovas? Aunque no pueda ofrecerse todavía una teoría convincente sobre estas explosiones estelares, se han perfilado ya las líneas maestras de la plausible explicación de estos fenómenos, al menos para estrellas masivas (masas mayores que diez masas solares). Ideas básicas que se deben a los astrofísicos Fred Hoyle y William Fowler. Expongámoslas. En las regiones centrales de las estrellas masivas las presiones y las temperaturas son muy elevadas. Las reacciones atómicas de fusión se producen, pues, con rapidez allí. Millones de años después, la estrella presenta una estructura en capas de distinta composición química, que, en lo que nos concierne, es la siguiente. La estrella tiene un núcleo central compuesto principalmente de hierro y de otros elementos de su grupo. Son éstos los núcleos atómicos más estables, que ya no pueden producir más energía (reacciones exotérmicas) por reacciones de
fusión. Rodea a este núcleo central de la estrella una capa donde abundan núcleos ligeros de oxígeno, carbono, nitrógeno, neón y otros, capaces de producir reacciones de fusión muy rápidas y muy exotérmicas. Se trata, pues, de un material nuclear muy explosivo. Por último, en la parte más externa de la estrella, donde la presión y la temperatura no son muy elevadas, se encuentran las capas formadas por núcleos de helio y de hidrógeno.
A
medida que la estrella evoluciona, aumentan la presión y la temperatura de su núcleo central. Cuando en el mismo se alcanzan temperaturas de miles de millones de grados, las colisiones entre los núcleos de hierro adquieren tal energía que éstos se fraccionan en núcleos de helio y neutrones. Ahora bien, se trata de una reacción de fisión muy endotérmica y en la rotura de cada núcleo de hierro se pierden 2,2 MeV (un electronvolt, eV, es la energía adquirida por un electrón al ser sometido a la diferencia de potencial de 1 volt; un MeV es un millón de eV), que se obtienen de la energía cinética de las partículas. Quiere esto decir que el gas se enfría. La presión interna no es capaz de soportar ya el peso de las capas exteriores y el núcleo central de la estrella experimenta una contracción. La energía gravitatoria liberada por la contracción no se emplea, como en etapas anteriores de la evolución de la estrella, en aumentar la temperatura y soportar así la presión hidrostática, sino que se usa en la destrucción de núcleos de hierro; proceso que hace disminuir aún más la temperatura. Por ello el núcleo central de la estrella continúa colapsando. Pero ¿qué sucede con la capa intermedia de núcleos ligeros de O, C, N, Ne, etcétera? Al quedar sin el soporte del núcleo central, el material de esta capa cae hacia el interior de la estrella. Esta caída es muy brusca: dura unos pocos segundos. Cuando el colapso del núcleo central cesa, la energía cinética adquirida por esta capa intermedia se convierte rápidamente en calor, aumentando la temperatura y desencadenándose, de forma explosiva, las reacciones de fusión de los núcleos ligeros que la componen. ¡La explosión de supernova se ha producido! Las capas más externas saltan despedidas al medio interestelar a las velocidades mencionadas de miles de kilómetros por segundo. Las reacciones nucleares que se producen en la explosión forman núcleos pesados de Si, Mg, Fe, Co y otros, que enriquecen el medio interestelar con estos átomos, que desemTEMAS 7
peñarán luego tan importante papel que, por lo que sabemos, nada puede donde, en general, son tantos los paráen la evolución de las estrellas y en el oponerse a la contracción, que prosi- metros muy imprecisos, o incluso dessurgimiento de la vida en los sistemas gue hasta formar un agujero negro: conocidos, que intervienen en los fenóplanetarios que se formen a partir de objeto tan ultracondensado que su gra- menos que se estudian, que múltiples ese gas interestelar abundante en vedad impide que ni materia ni radia- modelos distintos pueden dar explicaellos. Algunos núcleos atómicos ción puedan salir de él. ciones satisfactorias. Sólo el contraste adquieren en la explosión velocidades Si la masa del núcleo central es de las teorías o modelos con los datos próximas a la de la luz, constituyendo menor que 2,5 masas solares, se llega experimentales permite, si no confirlos llamados “rayos cósmicos”, que se a una situación de equilibrio en la que, mar completamente alguno de ellos, mueven a grandes distancias atrapa- con un diámetro de unos 10 kilóme- sí descartar, al menos, los erróneos. dos en los campos magnéticos de la tros, la materia se encuentra funda- ¿Cuál es, pues, el apoyo experimental galaxia. mentalmente en forma de neutrones, de la teoría de génesis de los púlsares la densidad es de unos 10 millones de en explosiones de supernova de estreomo acabamos de ver, mientras toneladas por centímetro cúbico y la llas masivas? De acuerdo con esta siguen existiendo núcleos de temperatura ronda los 100.000 millo- teoría, el hecho experimental a estahierro, la energía gravitatoria debida nes de grados. En este núcleo central, blecer sería la asociación de púlsares a la contracción se emplea en destruir- los campos magnéticos se han concen- con restos de supernova. En este senlos y, al no aumentar la temperatura, trado hasta alcanzar intensidades del tido existen, en primer lugar, arguel núcleo central de la estrella sigue orden del billón de gauss y, suponiendo mentos de tipo estadístico sobre la contrayéndose. En cuanto los núcleos que antes de la contracción la estrella distribución galáctica de estas dos clade hierro han quedado fraccionados en estuviese animada de un movimiento ses de objetos astronómicos, que si núcleos de He y neutrones, la energía de rotación, la conservación del bien no son prueba suficiente de la gravitatoria vuelve a emplearse en momento angular hace que gire con asociación genética de los mismos, aumentar la temperatura. Tempe- períodos comprendidos entre milise- resultan ser condición necesaria. ratura que alcanzará así valores del gundos y escasos segundos. El núcleo orden de los 20.000 millones de grados; central de la estrella, desprovisto por a mayor parte del gas interestelar como ocurría con los núcleos de hierro, la explosión de las capas que le rodeade nuestra galaxia se encuentra el proceso que se produce entonces es ban, se ha convertido en un púlsar. concentrado en el plano de la misma, la destrucción de los núcleos de He en El modelo de formación de los púl- formando un disco de unos 200 parsec protones y neutrones. El núcleo cen- sares que acabamos de exponer es una de espesor. (Un parsec es la distancia tral continúa, pues, colapsando hasta teoría original e interesante. Pero en a la que la separación Tierra-Sol subque, dependiendo de su masa total, se el método científico el valor de una tiende un ángulo de 1 segundo de arco. llega a una de las dos situaciones teoría está en función del apoyo expe- Corresponde a unos 3,26 años luz.) En siguientes. Si su masa supera en dos rimental que la sostenga. Y, en mi este disco se han formado las estrellas veces y media la solar, las fuerzas de opinión, esto es especialmente cierto jóvenes, como son las estrellas masigravedad adquieren una magnitud tal en el caso de las teorías astrofísicas vas que produ cen las exp los iones
C
L
EJE DE ROTACION
CAMPOS MAGNETICOS
OBSERVADOR
EJE DEL CAMPO MAGNETICO
FLUJO DE ELECTRONES
ESTRELLA DE NEUTRONES
5. LLAMAMOS PULSARES a las estrellas de neutrones en rotación con el eje magnético inclinado con respecto a su eje de giro. La emisión de ondas radio la generan los electrones que se mueven a velocidades próximas a la d e la luz siguiendo trayectorias helicoidales alrededor de las líneas de fuerza de
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
los campos magnéticos. Esta radiación, muy directiva, sólo se emite dentro de un ángulo sólido en torno a las líneas de fuerza. Para que se capte en nuestro planeta la emisión de un púlsar, su eje magnético ha de hallarse orientado hacia la Tierra. Se observará, pues, en forma de impulsos periódicos.
63
6. DISTRIBUCION QUIMICA de una estrella masiva y esquema de una explosión de supernova. En el curso de la evolución de las estrellas cuya masa es del orden de las 10 masas solares o más, se alcanza una distribución química similar a la de la ilustración superior izquierda (a). Llegado este punto, el núcleo (compuesto principalmente por átomos de hierro) no puede generar más energía por reacciones nucleares. Por el contrario, la capa intermedia de C, N, O, Ne, etcétera, resulta ser de un material nuclear altamente explosivo. Al ir contrayéndose la estrella, la presión en el núcleo central aumenta y, con ella, la temperatura. Cuando ésta alcanza valores de miles de millones de grados, las colisiones entre los núcleos de Fe provocan la destrucción de los mismos (en núcleos de He y neutrones) con absorción de energía. El núcleo se enfría. Al
64
disminuir su presión interna, se desploma (b). La energía gravitatoria se emplea en seguir destruyendo núcleos de Fe; el núcleo central de la estrella continúa colapsando. Este hundimiento del núcleo no se detiene más que cuando se han destruido, en protones y neutrones, hasta los núcleos de He. Todo el proceso de hundimiento dura contados segundos. Al detenerse, la energía cinética de caída adquirida por la capa de C, N, O, Ne, etc., se transforma en calor, produciéndose una gigantesca explosión nuclear de la misma (c). El material situado hacia el exterior de esa capa se arroja al medio interestelar a velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo; el núcleo central se convierte en una estrella de neutrones o en un agujero negro (d), según sea su masa. El fenómeno supernova aparece entonces en todos sus aspectos.
TEMAS 7
supernovas donde suponemos que se forman los púlsares. La distribución espacial de los más de ciento veinte restos de supernova conocidos muestra una clara concentración en el plano galáctico, con una altura media sobre el mismo de unos 60 parsec. Pues bien, esta misma concentración en el plano galáctico se observa para los aproximadamente 330 púlsares descubiertos hasta la fecha, si bien para ellos la altura media sobre dicho plano es algo mayor, de unos 230 parsec. Estudios realizados por el autor de este artículo y su colaborador Armando del Romero, entre otros, indican también que los púlsares se encuentran situados preferentemente en los brazos galácticos, lo que viene en apoyo de la hipótesis de que estos objetos se originan a partir de estrellas muy jóvenes. Como acabamos de ver, la distribución espacial de los púlsares y la de los restos de supernova son compatibles con un origen común de ambos objetos a partir de estrellas jóvenes. Sin embargo, la comprobación experimental definitiva de la conexión genética de los púlsares y de los restos de supernova debe establecerse a partir de asociaciones concretas entre pare jas de estos objetos. Una asociación de éstas se establecerá, obviamente, por la coincidencia de las posiciones espaciales y de las edades de ambos objetos. El problema que se suscita de este modo es el de determinar las distancias y edades de los mismos. ¿Cómo se consigue? Las primeras distancias a púlsares se determinaron a partir del estudio de las absorciones que sobre su radiación produce el hidrógeno neutro de los brazos espirales de la galaxia. Supongamos que la línea de mira hacia un púlsar atraviesa dos brazos espirales. Dependiendo entonces de que la radiación del púlsar no sea absorbida por el hidrógeno neutro de ninguno de los brazos, lo sea por el del más cercano de ellos o lo sea por el de los dos, podremos concluir que el púlsar se encuentra más cercano que el primer brazo, entre ambos brazos o más lejano que ambos brazos, respectivamente. De este modo se pueden establecer distancias de púlsares (o de cualquier otra radiofuente) o, al menos, límites a las mismas. Por otra parte, el medio interestelar es, básicamente, un gas ionizado (plasma). En todo gas ionizado las ondas de radio tienen la particularidad de propagarse a velocidades ligeramente distintas en razón de su frecuencia. En concreto, si a través de un gas ionizado enviamos un impulso LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
7. PARTE CENTRAL DE LA NEBULOSA DEL CANGREJO. Secuencia de imágenes que muestra la variación de la emisión óptica del púlsar PSR 0531+21, producida por mecanismo análogo a la radioemisión. De las dos estrellas que aparecen prácticamente juntas en el centro (en la novena fotografía a partir de la izquierda, que corresponde a un máximo de emisión), el púlsar es la inferior derecha.
radioeléctrico hacia un observador, éste recibirá primero las frecuencias más altas. Midiendo el retraso entre la llegada del impulso a dos frecuencias distintas, se determinará la cantidad total de electrones libres situados en la línea de mira entre el emisor y el observador. Si se conoce la distancia entre éstos, se deducirá entonces la densidad electrónica media del gas
ionizado por donde se han propagado las ondas. Pero si se supone conocida esta densidad electrónica media, lo que se deducirá será la distancia entre emisor y observador. Durante la primera mitad de los años setenta determiné, junto con Michel Guelin, la distancia (o límites de las mismas) de una quincena de púlsares distribuidos en todas las direcciones del plano galác-
8. NEBULOSA IC 443 en la constelación de los Gemelos. Se trata del resto de una explosión supernova acaecida hace unos 60.000 años. El material eyectado por la explosión se ha expandido por el medio interestelar adoptando una forma de concha esférica, característica de estos objetos astronómicos. En el entorno de este resto de supernova se halla el púlsar PSR 0611+22, que pudiera ser el residuo estelar de la explosión. La estrella brillante que aparece a la izquierda de la imagen es η Geminorum.
65
su vez la edad del mismo. Las distancias y edades así determinadas están también sujetas a grandes imprecisiones, como cabe suponer. Sentadas estas formas de determinar sus edades y distancias, para establecer asociaciones entre púlsares y restos de supernova dos caminos son posibles: buscar púlsares en el entorno de restos de supernova, y viceversa.
A
finales de 1968 dos radioastrónomos norteamericanos, David Staelin y Edward Reifenstein, descubrieron un púlsar (PSR 0531+21) en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, que es el resto de la supernova que se produjo en el año 1054 en la constelación del Toro. Constituye, sin duda, uno de los púlsares más interesantes de cuantos se han descubierto. Emite sus impulsos con un período de 33 milisegundos en un rango de frecuencias que va desde las ondas de radio hasta los rayos γ . Su período aumenta al ritmo de 13,5 millonésimas de segundo al año. De acuerdo con estos valores, la edad característica del púlsar es de unos 1200 años, valor muy próximo a los 930 años transcurridos 9. RADIOMAPA A 11 CENTIMETROS de longitud de onda del resto de supernova desde la explosión de la supernova. Lo en la constelación de Casiopea. Los restos de supernova son potentes emisores de mismo ocurre con las estimaciones de ondas radio. La emisión de estas radiaciones se produce por electrones con velocilas distancias a las que se encuentran dades próximas a la de la luz, que giran en los campos magnéticos interestelares ambos objetos. Por ello, la asociación barridos por el material eyectado en la explosión supernova. La mayoría de los entre el púlsar PSR 0531+21 y la restos de supernova conocidos se detectan de hecho a frecuencias de radio, ya que su emisión óptica permanece durante bastante menos tiempo y, si los restos de Nebulosa del Cangrejo constituyó la supernova son lejanos, la absorbe el polvo interestelar. primera prueba inequívoca de formación de estrellas de neutrones en tico. Estas medidas nos permitieron tos de supernova suficientemente explosiones supernova. Un caso análogo de asociación se establecer el valor de la densidad elec- jóvenes y suficientemente cercanos. trónica media interestelar en el Suficientemente jóvenes como para encontró poco tiempo después entre el entorno solar, que ha venido conside- que todavía se perciba la emisión púlsar PSR 0833-45 y el resto de superrándose estándar desde entonces. óptica de filamentos y, por observacio- nova conocido por el nombre de Vela X. nes espectroscópicas, se defina su Este resto de supernova presenta un ara la práctica totalidad de los velocidad de expansión. Y suficiente- diámetro angular de más de dos grapúlsares conocidos se ha medido mente cercanos como para que se dos, y de la velocidad de expansión de el parámetro que determina las dife- aprecie la expansión angular de los sus filamentos ópticos se deduce una rencias de tiempos de llegada de los mismos. De las velocidades de expan- edad de unos 12.000 años. PSR 0833impulsos a distintas frecuencias: la sión angular y lineal pueden dedu- 45, que se encuentra situado dentro de medida de dispersión. A partir de este cirse tanto la distancia como la edad esta supernova, cifra su edad característica en unos 11.000 años, lo que, parámetro, y utilizando el valor de la del resto de la supernova. densidad electrónica media interestePor otra parte, la teoría de la expan- considerando la imprecisión de estas lar, se deducen, como acabamos de sión de un resto de supernova en el estimaciones, puede entenderse en exponer, las distancias de los púl- medio interestelar predice una rela- muy buen acuerdo con la de Vela X. Lo sares. No es necesario insistir en la ción entre su brillo a frecuencias radio mismo ocurre con sus distancias. Aunque se ha informado de otras imprecisión de tales determinaciones. y su diámetro, y entre su diámetro y su En cuanto a la estimación de las eda- edad. Estas relaciones se comprueban posibles asociaciones entre púlsares y des de los púlsares, ya vimos más experimentalmente utilizando los res- restos de supernova (por ejemplo, la arriba cómo podían realizarse a partir tos de supernova de distancias y eda- del púlsar PSR 0611+22 con el resto de la ralentización de su giro. des conocidas; sirven como calibracio- de supernova IC 443), sólo los casos Con respecto a las distancias de los nes de las distancias y edades de los de PSR 0531+21 con la Nebulosa del restos de supernova, se siguen dos otros restos. De esta forma, a partir del Cangrejo y de PSR 0833-45 con Vela procedimientos fundamentales. El brillo observado de un resto de super- X pueden considerarse asociacio nes primero de ellos es el descrito para los nova se deduce su diámetro lineal que, inequívocas. ¿Por qué sólo dos casos púlsares, basado en las absorciones de comparándolo con su diámetro angu- de asociación cuando en nuestra la emisión de radio por el hidrógeno lar, permite conocer su distancia. Y a galaxia se conocen más de un centenar neutro de los brazos galácticos. Se partir de su diámetro lineal, la teoría de restos de supernova y un número aplica el segundo procedimiento a res- de expansión nos posibilita estimar a tres veces mayor de púlsares?
P
66
TEMAS 7
¿Significa este resultado que, aunque algunos púlsares se formen en explosiones de supernova, la mayoría de ellos nacen a través de otro mecanismo? Vamo s a ver cómo existen razones físicas y observacionales que pueden dar cuenta del escaso número de asociaciones que se han establecido entre púlsares y restos de supernova.
S
i nos preguntamos por qué no se encuentran púlsares en el entorno de más restos de supernova, las respuestas pueden ser las siguientes. En primer lugar, la emisión de los púlsares es muy directiva, es decir, se concentra dentro de un pequeño ángulo sólido alrededor de su eje magnético. En el entorno de un resto de supernova puede existir un púlsar que se escape a la observación porque la Tierra no se halle en el área barrida por su “faro” de emisión. Teniendo en cuenta que la anchura de los impulsos emitidos por un púlsar es del orden de un diez por ciento de su período, el porcentaje de púlsares inobservables desde la Tierra puede alcanzar un 80 o un 90 por ciento. Esto reduce a una o dos docenas el número de restos de supernova donde cabría encontrarse púlsares observables. Pero hay, además, otras razones por las que puede resultar difícil distinguir púlsares asociados a restos de supernova. Por un lado, el púlsar puede adquirir velo-
cidades de varios cientos de kilóme- 0531+21 y PSR 0833-45 eran los púltros por segundo en el momento de la sares de período más corto y los más explosión. Basta una pequeña asime- jóvenes. Sin embargo, a finales de 1982, tría en la cantidad de materia eyec- radioastrónomos de la Universidad de tada durante la explosión para que el California, del Observatorio de Arecibo púlsar adquiera velocidades de ese y de la Uni versidad de Groninga desorden, que se han confirmado por cubrieron de una forma casual un púlmedidas directas de posiciones y por sar con un período de 1,5 milisegundos. otras indirectas del centelleo interes- ¡Una estrella de neutrones que da 667 telar de los impulsos emitidos. Tales vueltas por segundo! Unos pocos meses velocidades son las que explican el después, en agosto de 1983, se publihecho que mencionábamos más arriba caba ya el descubrimiento de un de que la altura media de los púlsares segundo púlsar con período de escasos sobre el plano galáctico sea mayor que milisegundos (6,1 ms). En teoría, púlla del hidrógeno neutro o la de los sares con períodos tan cortos pueden restos de supernova. Animados por ser relativamente abundantes. Una tan grandes velocidades, al cabo de búsqueda de estos púlsares con el algunos miles de años el púlsar puede equipo adecuado puede dar lugar al haberse alejado lo suficiente del resto establecimiento de nuevas asociaciones de supernova con el que se originó entre púlsares y restos de supernova. como para que su conexión espacial (La explicación sugerida para la pase desapercibida o, cuando menos, extraordinaria velocidad de giro de resulte dudosa. En cualquier caso, las estos púlsares recién descubiertos se grandes velocidades observadas en los basa, no obstante, en la suposición de púlsares constituyen un hecho expe- que se trata de púlsares viejos formarimental compatible con una génesis dos en sistemas estelares binarios.) violenta de los mismos. ¿Por qué no se encuentran restos de La tercera razón por la que no parece supernova en las proximidades de púlhaberse encontrado más púlsares en el sares? Ya hemos hablado del problema entorno de restos de supernova puede de las grandes velocidades con las que ser un efecto de selección en los equipos pueden formarse los púlsares y que al hasta ahora utilizados en las explora- cabo del tiempo pueden escamotear ciones de búsqueda. Estos equipos se cualquier posible asociación. Pero han diseñado para observar preferen- existe una razón mucho más clara temente objetos con períodos del orden para explicar esta falta de asociaciodel segundo. Durante un tiempo PSR nes: la diferencia de edades entre los
10. DETERMINACION DE LA DISTANCIA de una radiofuente (púlsar) mediante su espectro de absorción por el hidrógeno neutro (HI) de los brazos espirales de la galaxia. El espectro de emisión muestra los máximos producidos por el HI de los
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
brazos A y B en la figura superior. El espectro de absorción indica que el púlsar ha de encontrarse entre ambos brazos ya que su emisión sólo es absorbida por el HI del brazo A ( parte inferior de la figura).
67
resto de una supernova acaecida hace unos 40.000 años en la dirección de la constelación de la Raposa. Por su distancia y edad, este resto de supernova parece estar asociado al púlsar PSR 1930+22, lo que constituiría un tercer caso de asociación entre estos objetos. Otro caso más de lo que parece ser la asociación de un púlsar y un resto de supernova lo publicó un equipo de radioastrónomos australianos dirigido por Richard Manchester; aunque pequeño, el número de asociaciones entre púlsares y restos de supernova resulta significativo. Este número se incrementará, seguramente, en el futuro, dando más apoyo experimental a la teoría de la génesis de los púlsares en explosiones de supernova. Hemos de indicar además que, aunque en este trabajo nos hemos centrado en la génesis de los púlsares (estrellas de neutrones emisoras de impulsos radioeléctricos), existen otros cuatro o cinco objetos compactos emisores de radiación luminosa, de rayos X o gamma, que parecen asociados a restos de supernova.
A
lo largo de este trabajo hemos visto cómo por el proceso usual de avance de los conocimientos científicos, por el encadenamiento de obser va ci on es , tr ab aj os te ór icos , má s observaciones, especulaciones y un poco de suerte, se ha comenzado a proyectar luz sobre el problema del nacimiento de los púlsares. El rompecabezas aún no está completo, pero la figura empieza a perfilarse. Las estrellas —las más masivas— cierran “su espectáculo” con la más extraordinaria “apoteosis final” que pueda imaginarse. Esta apoteosis resulta sumamente útil para formar los átomos pesados con los que más tarde surge la vida. Esperemos que la raza humana no cierre su existencia con una macabra apoteosis de bombas nucleares, apenas incapaz de estremecer un 11. CORRELACION EXISTENTE entre el brillo de la emisión a frecuencias radio (∑) pequeño planeta como la Tierra. Una y el diámetro (D) de los restos de supernova. Los cuadrados representan restos de macabra apoteosis que, al contrario supernovas de distancia (diámetro) conocida. Utilizando esta calibración, la medida que la de las estrellas, resultaría desdel brillo de la radioemisión de un resto de supernova permite determinar su diápreciablemente mezquina e inútil. metro y, a partir de él, su distancia (comparándolo con su diámetro angular). púlsares y los restos de supernova. La menos de 100.000 años. Durante mayoría de los púlsares observados mucho tiempo se desconocieron las tienen edades superiores al millón de variaciones de los períodos, y por tanto años, en tanto que un resto de super- las edades características, de la mayonova resulta prácticamente indistin- ría de los púlsares. Las búsquedas de guible de las irregularidades del fondo restos de supernova en torno a púlsade emisión del plano galáctico al cabo res se hacían un poco a ciegas y sin la de cien o doscientos mil años. Así pues, suficiente sensibilidad. Sin embargo, los restos de las supernovas donde se las exploraciones realizadas con este formaron la mayoría de los púlsares fin por el autor y Armando del Romero conocidos han desaparecido. De entre pusieron de manifiesto la emisión 330 púlsares, solamente ocho poseen radioeléctrica de lo que parece ser el
68
BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA PULSARS. R. N. Manchester y J. H. Taylor.
Freeman and Company; 1977. STARS, THEIR BIRTH, LIFE AND DEATH. I. S.
Shklovskii. Freeman and Company; 1978. PULSAR ASTRONOMY. A. G. Lyne y F. Graham-Smith. Pulsar Astronomy. Cambridge University Press, 1990.
TEMAS 7
Colapso y formación de estrellas Alan P. Boss Estos procesos, ocultos a la observación, pueden simularse con ordenadores de gran velocidad. Las imágenes que se obtienen nos ayudan a entender la formación de nuestro sistema solar
¿C
uáles son las primeras fases de la formación de una estrella? ¿Qué determina que una nube de materia susceptible de convertirse en estrella se transforme en una, dos o varias de ellas? Las nubes de gas, polvo y residuos ocultan, en gran parte, todas las fases del nacimiento estelar, salvo la inicial y la final; lo que significa que, hasta ahora, esas preguntas quedan sin una respuesta basada en observaciones directas. Los modelos teóricos ofrecen un camino para orillar este obstáculo, aunque no sea fácil. Cada modelo exige, por sí solo, realizar más cálculos básicos que cuantos se habían acometido por la humanidad entera antes de 1940. Hoy, procesados en complicados ordenadores, tales modelos revelan las diversas fases que atraviesa una estrella en su evolución. Dan también un esquema provisional de cómo nació nuestro sistema solar. Las estrellas se forman cuando las nebulosas (nubes interestelares de gas y polvo) o partes suyas empiezan a contraerse. Aunque esas nubes resultan demasiado densas para ser atra vesadas por los telescopios ópticos, hay algunas más difusas que son transparentes a la radiación de longitudes de onda milimétricas. Recurriendo a telescopios sensibles a esta radiación pueden observarse nebulosas en que estén a punto de formarse estrellas. Las nubes, parcialmente transparentes a los rayos infrarrojos, permiten observar a las estrellas recién nacidas dentro de las nebulosas progenitoras. Estas observaciones suministran los datos básicos con los que debe contar cualquier teoría de la formación estelar: las condiciones iniciales de la creación de una estrella y las características de la recién constituida. Por desgracia, hay todavía una diferencia de un factor de 1020 entre la densidad de una nube apta para formar estrellas y la de las jóvenes que se observan mediante la radiación infrarroja. 70
Hasta la fecha ha sido imposible conEntre los avances más importantes templar la nube en su proceso de con- se encuentra el uso de descripciones densación a través de este dominio de de la nube originaria cada vez más densidades. Nos está vedado, pues, ajustadas a la realidad. Los modelos observar cómo se va formando una primitivos la concebían dotada de estrella. simetría esférica y carente de rotaDesde finales de los años sesenta, ción; en la siguiente etapa de complelos astrofísicos han desarrollado jidad se supuso que la nube giraba, modelos de ordenador cada vez más aunque manteníase simétrica alredecomplicados para describir los sucesos dor de su eje de rotación. Los modelos que tienen lugar entre las dos fases más recientes permiten que la nube observables de la formación estelar. original gire y sea completamente asiTales modelos se basan en sistemas métrica. de ecuaciones que describen el comportamiento del gas y del polvo nebustos modelos han mostrado que lares bajo la influencia de muchas una nube que se condensa pasa, fuerzas diferentes: la solución de esas generalmente, por dos fases de rápida ecuaciones exige, en números contracción (llamadas de colapso redondos, un millón de operaciones dinámico); a cada una de estas fases básicas. Los cálculos de un modelo les siguen otras, durante las cuales dado pueden requerir varios meses la materia exterior se acumula en incluso con un ordenador muy veloz. torno a un núcleo estable. La nube
E
1. MODELOS DE FORMACION DE ESTRELLAS. Su exactitud y su d etalle crecen a medida que los astrofísicos usan hipótesis cada vez mas ajustadas a la realidad sobre las nubes de polvo que originaron las estrellas. Según el primer modelo ( a), la nube sería una esfera perfecta que no gira. El primer cuadro muestra la fase de colapso dinámico, en la que el gas y el polvo caen rápidamente hacia su centro. Cuando se hace tan denso que resulta opaco a la radiación infrarroja ( segundo cuadro), la energía de compresión producida por el colapso no puede irradiarse, sino que incrementa la energía térmica, aumentando la presión del gas y deteniendo el colapso dinámico: se forma el primer núcleo. Con el t iempo (tercer cuadro), el primer núcleo adquiere una temperatura suficiente para que las moléculas de hidrógeno se rompan en átomos. Al hacerlo, el hidrógeno absorbe calor y baja la temperatura del núcleo. La presión desciende drásticamente hasta que ya no puede contrarrestar la fuerza de la gravedad, momento en que se produce un segund o colapso dinámico. Una vez se ha disociado todo el hidrógeno (cuarto cuadro), el segundo colapso se detiene y se forma el núcleo definitivo. En un modelo más complicado (b), una nube con simetría axial está girando. La materia situada a lo largo del eje se contrae antes que la alejada (que experimenta una “fuerza centrífuga” aparente), por lo que la nube se convierte en una tableta (segundo cuadro) y, con el tiempo, en un anillo (tercer cuadro). Si la nube en rotación es irregular, por más que lo sea ligeramente, el anillo se rompe en dos o más fragmentos ( cuarto cuadro). En c, una nube completamente asimétrica y en rotación se aplasta (segundo cuadro). La nube se deforma cada vez más alrededor de su eje de rotación, hasta adquirir forma de barra (tercer cuadro). La barra aumenta su densidad y se al arga conforme la nube va contrayéndose, para romperse luego y crear un sistema binario de protoestrellas (cuarto cuadro). Si una nube asimétrica gira muy despacio (d), puede condensarse y engendrar una sola protoestrella. El colapso (cuadros primero, se gundo y tercero) es semejante al mostrado en c, pero en d la nube no se alarga tanto; de ahí que no se fragmente, sino que se forme una protoestrella única. El centro girará más deprisa que las regiones periféricas, lo que provoca que l a barra se arrolle en espiral; la región central puede ceder momento cinético a las regiones externas más lentas, a medida que se contrae para formar una estrella.
TEMAS 7
puede fragmentarse en dos o más protoestrellas en cualquiera de las fases del colapso dinámico; que lo haga o no dependerá del tamaño y de la velocidad de rotación, entre otras variables. La verdad es que las protoestrellas únicas no suelen darse. Pese al despliegue que nos ofrece un cielo nocturno observado a simple vista, la mayoría de las estrellas son binarias. Un sistema binario consta de dos estrellas que giran una alrededor de la
otra. Los miembros de los sistemas mentales de la evolución estelar que binarios, demasiado próximos entre sí, una teoría debe ser capaz de describir. suelen resistirse a la distinción, salvo Las nubes interestelares alcanzan que dispongamos de grandes telesco- masas de hasta 100.000 veces la solar: pios o de equipos espectroscópicos. una masa muy grande comparada con Nuestro Sol, estrella única, forma la de las estrellas, que pocas veces decuparte de una población minoritaria. plican la solar. La mayor parte de las Las nubes que no se fragmentan revis- estrellas del disco de nuestra galaxia ten, pues, un interés particular: pue- parecen pertenecer además a cúmulos, den representar modelos de la forma- que contienen unas cien estrellas. ción de nuestro propio sistema solar. Ambas obser vaciones apuntan a que La fragmentación de una nube es las nubes interestelares se fragmentan una de las dos características funda- en muchas protoestrellas.
La segunda característica funda- uno de los primeros modelos complemental de la que debe darse cuenta se jos de ordenador para la formación de refiere al momento cinético. Dicho tos- estrellas. Era un modelo detallado de camente, el momento cinético de un la contracción de una nube con simecuerpo en rotación mide cuánta es la tría esférica y sin rotación. Obtuvo un masa del cuerpo que está girando, resultado importante: la descripción cuán veloz es la rotación de tal masa de la fase de colapso dinámico. Se y cuán grande es el cuerpo. Según las entiende por tal un período de rápida indicaciones experimentales, las contracción que se puede explicar por nubes interestelares tienen un la interacción entre dos grandes fuermomento cinético por unidad de masa zas: la gravedad, que tiende a contraer de hasta 105 veces el de su descenden- la nube, y la presión térmica, que es cia estelar. Cualquier teoría de la for- la tendencia a dilatarse que tiene el mación de estrellas debe, por tanto, gas caliente de su interior. Larson explicar cómo se libra la nube de una mostró que la fase de colapso dinámico considerable cantidad de momento se debe, en parte, a la manera en que cinético antes de contraerse para la relación entre esas dos fuerzas camconstituir una o varias estrellas. bia en virtud del flujo de radiación Richard B. Larson elaboró en 1968 dentro de la nube.
2. ESTRELLAS JOVENES que se han estado formando en el cúmulo NGC 2264 a lo largo de unos veinte millones de años. Las estrellas más brillantes de este cúmulo se distribuyen en la secuencia principal de la evolución estelar; las menos lumi-
72
La capa externa de una nube de polvo muy difusa, que es transparente a la radiación ultravioleta de las estrellas vecinas, tiende a calentarse mucho con tal radiación. Cuando la gravedad comprime la nube hasta darle la densidad de una nube oscura, se torna opaca a la luz ultravioleta. Se elimina así esta fuente de calentamiento, pero, como sigue siendo transparente a la radiación infrarroja, los granos de polvo de su interior irradian energía térmica fuera de la nube, en la porción infrarroja del espectro. Conforme la densidad de la nube aumenta, su temperatura disminuye hasta un mínimo de unos 10 grados Kelvin (grados Celsius por encima del cero absoluto). La nube entra entonces
nosas se encuentran en fase de contracción para alcanzar las densidades y temperaturas más altas, necesarias para el comienzo de las reacciones termonucleares. Esta fotografía óptica fue obtenida por David F. Malin.
TEMAS 7
en una “fase isoterma”, durante la cual la temperatura se mantiene en 10 grados, mientras sigue contrayéndose, pasando por un amplio dominio de densidades, desde los 10 5 hasta 1011 átomos por centímetro cúbico. Al empequeñecer y hacerse más densa, la fuerza gravitatoria adquiere mayor intensidad y, con el tiempo, supera a la presión térmica. Resulta de ello un colapso dinámico, en que el gas y el polvo caen hacia el centro con velocidades muy aceleradas, aumentando allí la densidad de la nube.
C
presión térmica para soportar la masa de la nube, lo que hace que el primer núcleo entre en una segunda fase de colapso dinámico. Las regiones más internas se contraen rápidamente hasta alcanzar densidades en torno a los 1024 átomos por centímetro cúbico (que viene a ser la densidad del agua) y temperaturas de unos 100.000 grados Kelvin, momento en que la presión térmica torna a adquirir un valor suficiente para contrarrestar la fuerza de la gravedad que ha estado atrayendo la materia hacia dentro. Puede formarse así un segundo núcleo, menor que el primero. Este núcleo no contiene al principio más que una pequeña fracción de la totalidad de la nube y su tamaño es de unas pocas veces el solar, pero el resto de la nube sigue desplomándose hacia el centro y penetrando en él. A medida que la materia se acumula, el segundo núcleo sustituye al primero, que desaparece. Después que se ha formado el segundo núcleo y el resto de la nube se contrae a su alrededor, la protoestrella entra en la secuencia principal de la evolución estelar. La totalidad del proceso ha durado unos 100.000 años. Esta descripción de Larson concuerda en sus líneas generales con las observaciones. En otras palabras, proporciona modelos de estrellas cuyas luminosidades y temperaturas superficiales caen dentro de los dominios observados para estrellas jóvenes. No obstante, la hipótesis de que la nube sea perfectamente esférica y no tenga rotación está claramente idealizada. Pero la rotación y la heterogeneidad de la nube, de las que prescinde este modelo, tienen importantes consecuencias sobre él y sobre sus resultados. Vale la pena resaltar que el modelo esférico y sin rotación es incapaz de explicar la fragmentación y el problema del exceso de momento cinético.
uando la densidad de las regiones centrales alcanza un valor tal que las convierte en opacas a la radiación infrarroja, termina la fase de colapso dinámico. El colapso de la nube ha generado una gran cantidad de calor debido al trabajo de compresión realizado sobre el gas por las fuerzas gra vitatorias. Durante la fase isoterma, este calor se irradiaba fuera de la nube en forma de radiación infrarroja; cuando la radiación ya no puede escapar fácilmente de la nube, la temperatura y la presión comienzan a aumentar. Cuando la temperatura del centro sube hasta los 100 grados Kelvin y se alcanza allí una densidad de unos 1014 átomos por centímetro cúbico, la presión térmica ejerce una fuerza superior a la gravitatoria y detiene el colapso dinámico de la nube. La región donde se detiene este proceso tiene un radio de unas cinco unidades astronómicas (una unidad astronómica, unos 150 millones de kilómetros, aproximadamente, es la distancia media de la Tierra al Sol). Se la llama primer núcleo. La materia de las regiones más externas, que sigue siendo transparente a la radiación infrarroja, continúa cayendo hacia dentro, acumulándose en él. El primer núcleo se halla en un estado de cuasiequilibrio: su materia interna fluye alternativamente hacia dentro y hacia fuera, produciendo l paso siguiente hacia una desaumentos y disminuciones periódicos cripción teórica más ajustada lo de la densidad. dieron el propio Larson, en 1972, y A medida que la materia de la parte David C. Black y Peter H. Bodenheiexterior continúa acumulándose en el mer en 1976, estudiando el colapso de núcleo, su densidad y su temperatura una nube en rotación. Por mor de la aumentan. Llega un momento en que relativa sencillez del modelo supusieestas variables alcanzan los valores ron que la nube tenía simetría axial. adecuados para que las moléculas de El resultado fue que una densa nube hidrógeno diatómico se disocien en en rápida rotación puede colapsar, en átomos de hidrógeno, a saber, cuando varias fases, hasta formar un anillo, la temperatura de la nube es de unos anillo que, en determinadas condicio2000 grados Kelvin y la densidad se nes, puede fragmentarse en un sisaproxima a los 1016 átomos por centí- tema de protoestrellas. metro cúbico. En una primera fase, la materia Como el hidrógeno absorbe energía situada a lo largo del eje de rotación para disociarse, la temperatura del cae hacia el centro, de la misma manera primer núcleo disminuye y hay menos que lo hacía la de una nube no girato-
E
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
108 ) L O S L 107 A O V I T A 106 L E R ( A S A 105 M E D D 4 A 10 D I N U R 3 O 10 P N O I C 102 A T O R E D 101 O C I T E N 1 I C O T N E10–1 M O M
NUBE DIFUSA DE MASA SOLAR CON ROTACION MINIMA NUBE DENSA DE MASA SOLAR CON ROTACION RAPIDA
NUBE DENSA DE MASA SOLAR CON ROTACION MINIMA
ESTRELLAS DE GRAN MASA Y ROTACION RAPIDA EN LA SECUENCIA PRINCIPAL ESTRELLAS DE TIPO SOLAR EN EL CUMULO NGC 2264 ESTRELLAS DE TIPO SOLAR EN EL CUMULO DE LAS PLEYADES SOL
3. MOMENTO CINETICO y teoría de la formación de estrellas. Las estrellas tienen momentos cinéticos mucho menores que las nubes de las cuales se forman. La tabla da el momento cinético por unidad de masa (en unidades de momento cinético del Sol) para ciertos ti pos de nubes y estrellas.
ria. La más alejada del eje lo hace más lentamente, porque una gran parte de la fuerza gravitatoria, que ordinariamente se emplearía en atraerla hacia el centro, se necesita para mantenerla en órbita. Dicho de otra manera, la rotación de la nube hace que la materia que la constituye experimente una “fuerza centrífuga” aparente; tendería a salir disparada a lo largo de una trayectoria rectilínea, si la gravedad no anulara esa tendencia y la obligara a recorrer una trayectoria curvilínea. Cuanto más rápido sea el movimiento y cuanto menor sea la órbita, tanto mayor será la porción de fuerza gravitatoria necesaria para conservar la órbita y tanto menor la disponible para atraerla hacia el interior. Como la materia situada sobre el eje se contrae más rápidamente que la que está alejada, la nube, antes esférica, se aplasta, adoptando una forma de tableta, que progresivamente se va haciendo más plana y más parecida a un disco. Con el tiempo el disco forma un anillo. Joel E. Tohline y yo explicamos que la formación del anillo se debía a la interacción entre la fuerza gravitato73
ria y la ley de conservación del momento cinético. El momento cinético de un cuerpo en rotación depende, en parte, de la distancia entre la materia que gira y el eje de rotación. Puesto que el momento cinético de un cuerpo aislado en rotación debe mantenerse constante, la materia que cae hacia el centro debe girar con mayor rapidez a medida que cae. Esto significa que la materia que se encuentra en órbita no puede caer siempre hacia el centro: al acelerarse, hace falta una mayor proporción de la fuerza gravitatoria para impedir que salga despedida tangencialmente. Con el tiempo se alcanza un “equilibrio centrífugo”, en el que la fuerza de gravedad es justo la suficiente para que la materia se mantenga en una órbita de radio constante.
ejerce atraerá al resto de la materia dos primeros conglomerados que surque cae, así como a la de las regiones gen atraen hacia sí el resto del gas y centrales. El resultado es un anillo del polvo. cada vez mayor de gas y de polvo alreLos primeros fragmentos que se fordedor de una región central vacía. man en las nubes que giran rápidaThomas L. Cook y Michael L. mente vienen a tener la décima parte Norman han mostrado que tal anillo de su masa inicial; igual que en el caso podría fragmentarse con el tiempo: si de los fragmentos de anillos, su no es perfectamente simétrico res- momento cinético de rotación por unipecto de su eje, se formarán acu- dad de masa es mucho menor que el mulaciones a lo largo de su circunfe- de la nube original. Cada fragmento rencia que, llegado el momento, lo puede experimentar además un romperán en un sistema de muchas segundo colapso dinámico, rompiénprotoestrellas. Según estos autores, el dose en otro conjunto de fragmentos momento cinético de rotación de cada al contraerse, los cuales siguen confragmento se quedaría en una décima trayéndose, con el consiguiente despeparte del de la nube inicial. El modelo dazamiento. muestra que el resto del momento cinético de la nube va a parar a los sta sucesión repetida de colapsos movimientos orbitales que describen y fragmentaciones fue postulada los fragmentos unos en torno a otros. por Bodenheimer en 1978, antes de El siguiente avance teórico se pro- que se realizaran los cálculos numériurante el colapso de una nube en dujo en 1979, cuando se consiguió cos de las nubes completamente asirotación, parte de la materia que modelar nubes completamente asimé- métricas. Su confirmación por los cae hacia el centro alcanza y sobre- tricas en rápida rotación. Boden- modelos resuelve ambas cuestiones: pasa el radio de equilibrio centrífugo. heimer, Tohline, Black y el autor des- la relativa a la fragmentación y la del En este caso la fuerza de la gravedad cubrieron que algunas nubes en momento cinético. Si una nube expeno alcanza a mantenerla en una órbita contracción podían fragmentarse sin rimentase una cascada de fragmentapequeña, de modo que la materia deja formar anillos; algunas irregularida- ciones, podría terminar formando un de caer hacia el centro y comienza a des de la nube podían desarrollarse modesto número de protoestrellas alejarse del mismo (bajo la influencia hasta hacerla saltar en pedazos. El cuyos momentos cinéticos de rotación de una “fuerza centrífuga” aparente). proceso tardaría en completarse apro- fuesen bastante próximos a los de La materia más alejada del eje sigue ximadamente el mismo tiempo que algunas estrellas observadas que cayendo hacia el centro mientras necesita una nube axialmente simé- giran muy rápidamente. La teoría tanto. La colisión que se produce entre trica para formar un anillo. También jerárquica indica además que se forambos grupos termina por acumular descubrimos que las nubes que ten- marán más estrellas binarias que una cantidad de masa importante dían a romperse sin formar anillos estrellas únicas, como confirma la lejos del centro axial de la nube. solían engendrar sistemas binarios, observación. Cuando se alcanza un tamaño sufi- con preferencia a sistemas dotados de A pesar de su utilidad, los modelos ciente, la fuerza gravitatoria que tres o más integrantes; al parecer, los informáticos de nubes asimétricas han tenido, hasta hace muy pocos años, un defecto importante. A dife8 10 SOL ACTUAL rencia del modelo que elaboró Larson para la nube perfectamente simé ) 107 trica, éstos no tomaban en cuenta los N PRIMERA FASE DE PRIMERA SEGUNDA SEGUNDA I V COLAPSO DINAMICO FASE DE FASE DE FASE DE factores termodinámicos. Es decir, no L E CUASICUASICOLAPSO K106 reflejaban el calentamiento ni el EQUILIBRIO EQUILIBRIO DINAMICO S enfriamiento de las diversas porcio O D nes de la nube a consecuencia del A R105 flujo de radiación electromagnética, G ( L flujo que depende, a su vez, de la A R104 HIDROGENO opacidad y de la densidad de las par T ATOMICO EN N tículas de gas y de polvo que la cons E SU TOTALIDAD C tituyen, factores que varían con el A103 DISOCIACION DEL R FASE DE CALENTAMIENTO grado de contracción de la nube. Este U HIDROGENO MOLECULAR T A defecto hacía que sólo abordasen la R102 FASE DE ENFRIAMIENTO E fase isoterma (pe ríodo del primer P FASE ISOTERMA M colapso dinámico durante el cual la E OPTICAMENTE OPACO T 10 temperatura de la nube permanece A LONGITUDES DE ONDA constante), en la que pueden despreDEL INFRARROJO ciarse los efectos de la radiación. 102 104 106 108 1010 1012 1014 1016 1018 1020 1022 1024 1026 Trabajos posteriores del autor han DENSIDAD (NUMERO DE MOLECULAS POR CENTIMETRO CUBICO) remediado este inconveniente, realizando análisis detallados de la termo4. RELACION ENTRE LA TEMPERATURA Y LA DENSIDAD: cambia a medida que una nube con simetría esférica se contrae. Una nube interestelar debe multiplicar dinámica de las nubes asimétricas. La su densidad por un factor de aproximadamente 1024 y su temperatura por 106 antes utilización de métodos más complicade que pueda contraerse y engendrar una estrella. Se representan a efectos com- dos hace posible seguir el colapso de parativos las condiciones actuales en el centro del Sol ( arriba, derecha). la nube a través de la fase isoterma y
E
D
74
TEMAS 7
de la que la sigue. Durante esta última aumenta la opacidad, se forma el primer núcleo y termina en la región central de la nube el primer estadio del colapso dinámico y de la fragmentación. Los cálculos han mostrado que hay ciertos tipos de nubes que es probable que nunca se fragmenten, cuya contracción engendraría protoestrellas únicas. Es el caso de una nube de polvo cuya masa fuese inferior a una décima parte de la del Sol, que no sufriría la sucesión de repetidos colapsos y fragmentaciones. También una nube que gire lentamente puede contraerse en una protoestrella única, aunque tenga una masa algo mayor. En este caso se aplastaría hasta convertirse en un disco, que gradualmente tomaría la forma de una barra alargada. En virtud de la conservación del momento cinético, la parte interior de la protoestrella giraría más deprisa que la parte exterior, con el resultado de que la barra se alargaría con el tiempo, formando dos brazos espirales.
L
a región más interior de la protoestrella espiral cederá parte de su momento cinético a la región exterior, de rotación más lenta, mediante pares de fuerzas gravitatorias; es decir, la gravedad de la parte más externa y de rotación más lenta atraerá al centro en rotación más rápida, retardando su movimiento (véase la figura 5 ). A medida que la materia más próxima al eje de rotación decelera, puede proseguir en su condensación. La protoestrella puede contraerse entonces hasta llegar a densidades estelares, sin sufrir fragmentación instada por un momento cinético excesivo, aunque este resultado está todavía por confirmar. Estos modelos avanzados para la formación general de las estrellas se pueden aplicar a un caso específico: la constitución de nuestro propio Sol y del sistema solar. Tres son los modelos primarios diseñados para explicar sus fases preliminares. Según el primero, el Sol sería, en su origen, parte de un sistema estelar múltiple; es el modo menos probable. Los modelos segundo y tercero proponen, respectivamente, que el Sol evolucionó a partir de un sistema binario en decadencia y que se formó a partir de una única protoestrella de rotación lenta; ambos coinciden en predecir la misma secuencia de acontecimientos, una vez se ha formado la protoestrella. De acuerdo con el primero, el Sol fue expulsado de un sistema que contenía tres o más protoestrellas igualmente espaciadas. Los cálculos numéricos LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
5. PARES DE FUERZAS GRAVITATORIAS. Transfieren momento cinético h acia el exterior, a lo largo del brazo espiral de un sistema protoestelar en rotación. Las regiones internas (volúmenes representados mediante cajas negras ) describen sus órbitas más rápidamente que las regiones externas del brazo ( cajas blancas). Las interacciones gravitatorias ( flechas de trazo continuo en color ) entre las regiones interiores y las exteriores originan fuerzas ( flechas de trazos en color ) que retardan la rotación de las regiones más internas y aceleran l a de las más externas. Al retardarse la rotación de las primeras, éstas caen hacia el centro ( flechas negras de trazos). Si la materia interior constituye una única protoestrella rodeada de una configuración espiral de gas, esta cesión de momento cinético puede lograr que las regiones centrales se contraigan hasta alcanzar las densidades estelares.
han mostrado que los sistemas múltiples evolucionan hasta formar combinaciones de sistemas binarios de protoestrellas y de estrellas únicas; no es inconcebible, por tanto, que el Sol fuese, en sus comienzos, parte de un sistema múltiple que se desintegró. Pero resulta improbable que se formase de esta manera. De acuerdo con esa recreación numérica, una nube debe estar en rápida rotación y ser relativamente fría para formar un sistema triple de protoestrellas. Las tres protoestrellas originadas tendrían, a su vez, velocidades de rotación bastante grandes y bajas energías térmicas; se contraerían y fragmentarían. Una estrella en rápida rotación y con baja energía térmica lograría evitar la fragmentación sólo en el caso de que tuviese una masa pequeña (inferior a la décima parte de la solar). De ahí que, según este modelo, el Sol tendría que haberse formado de una protoestrella de masa muy pequeña, para después adquirir la mayor parte de la misma cuando ya fuese una estrella acabada, lo que representa un proceso bastante improbable. Al parecer, el sistema solar no tuvo su origen en un sistema de orden superior. Nació, quizá, de la desintegración
de un sistema binario. Piénsese en una nube que se hubiera contraído para formar un sistema de dos protoestrellas muy próximas entre sí. Si el sistema binario tuviera que ceder parte de su momento cinético al exterior, las dos estrellas se acercarían una a otra. Si ambas hubieran alcanzado ya la fase de cuasi-equilibrio y no se estuvieran contrayendo más, el acortamiento de su separación provocaría su unión para formar una protoestrella única. Esta protoestrella se parecería mucho a la que resulta del tercer modelo propuesto de evolución solar, el colapso de una nube en rotación lenta.
C
omo ya indicamos antes, una nube cuya velocidad de rotación fuese extremadamente lenta no se fragmentaría durante la fase de colapso dinámico. Werner M. Tscharnuter ha recreado en un modelo el colapso de nubes de simetría axial en rotación lenta, demostrando que no forman anillos, por lo que llega a la conclusión de que tales nubes no se fragmentarán. Mis propios cálculos tridimensionales apoyan sus resultados. También ponen de manifiesto que incluso las nubes que giran lentamente se con75
traerán en protoestrellas que tendrán la forma de barra característica de las que giran rápidamente; esto significa que las porciones centrales de la protoestrella podrían transmitir parte de su momento cinético al exterior, por medio de pares gravitatorios, permitiendo que la protoestrella se contraiga hasta densidades estelares. Todo ello implica que las nubes de rotación lenta formarán estrellas únicas. Y como éstas se hallan en minoría, diríase que las nubes de rotación lenta habrán de ser también bastante escasas. Ambos modelos, el de un sistema binario desintegrado y el de una nube de rotación lenta, convergen en un mismo patrón de formación de una protoestrella única, rodeada por una nube de gas y de polvo. En esta fase la protoestrella debe contraerse todavía para que su densidad aumente 1010 veces y experimentar un segundo colapso antes de alcanzar la secuencia principal. Esta fase de la evolución estelar no se ha calculado aún rigurosamente en un modelo tridimensional; ciertas propiedades físicas que no se han tratado aquí, tales como la turbulencia y los campos magnéticos, podrían ejercer también efectos poderosos. Al mismo tiempo que el Sol se está formando en el centro de la nebulosa, el polvo de las regiones más externas creará una capa aplanada e iniciará el proceso de acumulación para constituir
INVESTIGACION Y CIENCIA
DISTRIBUCION
DIRECTOR GENERAL Francisco
para España:
Gracia Guillén EDICIONES José María Valderas, director ADMINISTRACIÓN Pilar Bronchal, directora PRODUCCIÓN M. a Cruz Iglesias Capón Bernat Peso Infante Carmen Lebrón Pérez SECRETARÍA Purificación Mayoral Martínez EDITA Prensa Científica, S. A. Muntaner, 339 pral. 1. a 08021 Barcelona (España) Teléfono (93) 414 33 44 - Telefax (93) 414 54 13
MIDESA
Carretera de Irún, km. 13,350 (Variante de Fuencarral) 28049 Madrid - Tel. (91) 662 10 00 para los restantes países:
Prensa Científica, S. A. Muntaner, 339 pral. 1.a 08021 Barcelona Teléfono (93) 414 33 44
un sistema planetario. Gas y polvo circundantes pueden ser esenciales para la formación de una estrella única, pues proporcionan a la protoestrella un medio para dispersar parte de su momento cinético que, en caso contrario, entorpecería su colapso. La formación de un sistema planetario puede ser, así, una consecuencia natural de la formación de una estrella única. El interesante descubrimiento de una capa aplanada de polvo en torno a la estrella Beta del Pintor parece confirmar este cuadro general de la formación de estrellas y planetas.
C
onforme los astrofísicos han ido formulando hipótesis cada vez más realistas sobre las nubes de polvo, la imagen que nos hacemos del proceso de formación estelar va resultando cada vez más clara.
BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA PROTOSTARS AND PLANETS : STUDIES OF STAR FORMATION AND OF THE ORIGIN OF THE SOLAR SYSTEM. Dirigido por Tom
Gehrels. University of Arizona Press, 1978. HYDRODYNAMIC COLLAPSE. Joel E. Tohline en Fundamentals of Cosmic Physics, volumen 8, número 1, páginas 1-82; diciembre, 1982.
PUBLICIDAD
GM Publicidad Francisca Martínez Soriano Menorca, 8, semisótano, centro, izda. 28009 Madrid Tel. (91) 409 70 45 Fax (91) 409 70 46 Cataluña y Baleares: Miguel Munill Muntaner, 339 pral. 1.a 08021 Barcelona Tel. (93) 321 21 14 Fax (93) 414 54 13
SCIENTIFIC AMERICAN EDITOR IN CHIEF John
Rennie BOARD OF EDITORS Michelle Press, Managing Editor ; Philip M. Yam, News Editor ; Ricki L. Rusting y Timothy M. Beardsley, Associate Editors; John Horgan, Senior Writer ; Corey S. Powell, Electronic Features Editor ; W. Wayt Gibbs; Kristin Leutwyler; Madhusre Mukerjee; Sasha Nemecek; David A. Schneider; Gary Stix; Paul Wallich; Glenn Zorpette; Marguerite Holloway, Contributing Editor . PRODUCTION Richard Sasso PUBLISHER Joachim P. Rosler CHAIRMAN AND CHIEF EXECUTIVE OFFICER John J. Hanley
76
Copyright © 1997 Prensa Científica S. A. Muntaner, 339 pral. 1.a, 08021 Barcelona (España) Reservados todos los derechos. Prohibida la reproducción en todo o en parte por ningún medio mecánico, fotográfico o electrónico, así como cualquier clase de copia, reproducción, registro o transmisión para uso público o privado, sin la previa autorización escrita del editor del libro. ISSN: 1135-5662 Dep. Legal: B-32.350-1995 Filmación y fotocromos reproducidos por Dos Digital, Zamora, 46-48, 6.a planta, 3.a puerta, 08005 Barcelona Imprime Rotocayfo, S.A. Ctra. de Caldes, km 3, Santa Perpètua de Mogoda (Barcelona) Printed in Spain - Impreso en España
TEMAS 7
Heliosismología John W. Leibacher, Robert W. Noyes, Juri Toomre y Roger K. Ulrich Las ondas acústicas del interior solar se observan como oscilaciones de la superficie. Su configuración y su período revelan la estructura, la dinámica y la composición del Sol
E
l estudio del Sol, la estrella más mienta, la heliosismología, está muevan hacia arriba y hacia abajo, lo próxima, resulta crucial para haciendo posible penetrar tras el que da por resultado variaciones en conocer el interior de las estre- opaco brillo de la superficie solar. las longitudes de onda de las líneas llas. Pero la superficie visible de aquél, Mo vimientos ondulatorios continuos, espectrales de la luz emitida; las ondas la fotosfera, es una capa que apenas parecidos a las ondas sísmicas de la también comprimen y enrarecen alcanza algunos centenares de kiló- Tierra, agitan el interior. De una alternativamente los gases de la metros de espesor y no llega a la milé- manera semejante a como la geofísica superficie, alterando su temperatura sima parte del radio solar. La fotos- estudia las ondas sísmicas para aden- y, por tanto, su brillo. La actividad fera ofrece sólo pruebas indirectas de trarse en las condiciones del interior sísmica solar se desarrolla en un nivel la estructura y de la dinámica del Sol, de nuestro planeta, los físicos solares extremadamente bajo y, por tanto, las y no muchas. El movimiento de las están aprovechando las oscilaciones longitudes de onda y las fluctuaciones manchas solares muestra que tarda observadas en el Sol para sondear su de brillo concomitantes son pequeñas. casi un mes en completar una rota- interior. Aun así, se ha detectado un rico espección, siendo ésta más rápida en el Dos clases de ondas sísmicas pene- tro de ondas. Su análisis permite ecuador que en los polos. Una estruc- tran en la Tierra: las ondas de com- estudiar la estructura interna y la tura en forma de granos de arroz, presión y las de cizalladura. En estas dinámica de una estrella a partir de conocida como granulación, cambia de últimas, la materia se mueve de un observaciones directas. minuto en minuto e indica la existen- lado a otro perpendicularmente a la Hasta el advenimiento de la heliocia de una vigorosa turbulencia en los dirección de propagación; las ondas de sismología, la teoría de la estructura gases que hay debajo mismo; otra con- cizalladura pueden darse solamente estelar era el elemento principal para figuración, más sutil y a mayor escala, en un sólido y, por tanto, no se obser- la comprensión del interior del Sol y la llamada supergranulación, revela van en el medio gaseoso que es el Sol. de las otras estrellas. La teoría instó aspectos de una circulación que se En las ondas acústicas, o de compre- modelos numéricos del interior estecree tiene una profundidad del orden sión, el medio se estrecha y se dilata lar basados en ecuaciones que descride decenas de miles de kilómetros. La alternativamente a lo largo de la bían los procesos físicos del mismo. superficie presenta también campos dirección de propagación: tales ondas Para llegar a la descripción del estado magnéticos que varían de una forma pueden atravesar el interior solar. En actual del Sol, se partía de una estrecomplicada con el ciclo de actividad un medio gaseoso, el del Sol o la atmós- lla hipotética de edad cero, dotada de solar, que dura 11 años. fera terrestre, hay una tercera varie- una composición química establecida. Tales fenómenos son manifestacio- dad de ondas que pueden también La estrella modelo evolucionaba matenes superficiales de procesos que se propagarse: las gravitatorias. Sin máticamente hasta la edad actual del desarrollan en sus regiones interiores: embargo, hasta ahora, las ondas acús- Sol, cifrada en 4800 millones de años, en la parte central, donde la fusión ticas del Sol han constituido el princi- para repetir o simular las variaciones termonuclear genera la energía solar; pal foco de estudio. La velocidad y la de radio y de luminosidad que se preen la zona radiativa, donde la energía dirección de su propagación dependen sentaban a medida que las reacciones se difunde lentamente hacia el exte- de la temperatura, de la composición termonucleares convertían hidrógeno rior por medio de la absorción y la y de los movimientos del interior. en helio en la parte central de la estreemisión atómicas, y en la zona convec- Constituyen, por tanto, una indica- lla. tiva (que se cree ocupa el 30 por ciento ción muy sensible de las condiciones Ni la abundancia de helio que había más externo del radio solar, mientras que reinan allí. en el Sol cuando se formó, ni el rendique contribuye solamente con un uno miento del transporte convectivo de por ciento a su masa), donde los remoas ondas acústicas no pueden energía en sus capas exteriores se seguirse directamente, pues reco- conocen bien. Ambas magnitudes linos turbulentos de gas, ascendentes y descendentes, transportan la ener- rren caminos de propagación que las deben por tanto ajustarse de manera gía hacia el exterior, hasta la fotosfera. hacen adentrarse profundamente en que se llegue a un modelo que conSin embargo, como esas regiones no se el Sol. Sus efectos superficiales son, cuerde con la masa, la luminosidad, el dejan ver directamente, la mayor parte sin embargo, muy claros en los espec- radio y la edad actuales. Tal modelo, de lo que se sabe acerca del interior del trogramas del disco solar y en las llamado modelo solar típico, tiene una Sol y de otras estrellas se conoce por mediciones del brillo superficial. Al composición inicial de aproximadainferencia. alcanzar la superficie, las ondas pro- mente 73 por ciento en masa de hidróEn la actualidad, una nueva herra- vocan que los gases allí presentes se geno y 25 por ciento de helio, propor-
L
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
77
1. OSCILACIONES DE LA SUPERFICIE DEL SOL, creadas por las ondas sonoras que resuenan en su interior. Se ofrecen aquí, modeladas por ordenador, cuatro de los diez millones de resonancias que tienen lugar en el Sol. Las regiones de la superficie que se están acercando al observ ador aparecen en color azul; las que se están alejando se muestran en rojo. En las observaciones reales, tales movimientos superficiales se detectan como corrimientos Doppler de las longitudes de onda de la luz absorbida por los gases en movimiento y como variaciones del brillo. La configuración espacial y el período
78
de una oscilación superficial permiten deducir la estructura tridimensional de la resonancia y hacerse una idea de las propiedades del interior solar. Para cada oscilación se da el grado (l) y el orden acimutal (m). El grado describe la configuración en función del número total de nodos (circunferencias a lo largo de las cuales la superficie de la esfera queda inmóvil, mostradas en esta composición gráfica por bandas en gris interpuestas entre las zonas en color); por su lado, el orden acimutal indica el número de nodos que cort an el ecuador solar.
TEMAS 7
ciones que están de acuerdo con la cantidad de helio que se cree se formó en la gran explosión. El modelo típico predice la presión, la temperatura, la densidad y la composición química a distintas profundidades del interior solar. La heliosismología ofrece una manera de poner a prueba esas predicciones comparando las características observadas de las ondas acústicas solares con las calculadas por el modelo. Señalando revisiones necesarias del modelo solar típico, la heliosismología puede ayudar al físico a superar uno de los más importantes obstáculos de la teoría: el problema de los neutrinos solares. Se creyó en tiempos que se había completado, al menos en sus líneas generales, la tarea de construir un modelo para una estrella ordinaria de la “secuencia principal”, como lo es el Sol. Pero luego fue tomando cuerpo la inquietud de que quizás hubiese algo erróneo en la teoría de los interiores estelares. Las dudas se plantearon a raíz de un estudio de Raymond Davis, Jr. y sus colegas acerca del flujo de neutrinos solares: partículas subatómicas, probablemente sin masa y muy difíciles de detectar, que emanan de las reacciones termonucleares del núcleo solar. Observaron que el flujo de neutrinos venía a ser la tercera parte del que predecía el modelo solar típico. Se han propuesto muchas modifica- 2. LO QUE SE SABE DEL INTERIOR DEL SOL es, en gran parte, pura conjetura. ciones del modelo típico para justificar La energía se genera en el núcleo por fusión termonuclear y se difunde hacia el a través de la zona radiativa por emisión y absorción atómicas. En la zona ese flujo bajo de neutrinos, pero nin- exterior de convección, la circulación constituye el principal mecanismo de transporte: los guna ha resuelto claramente el pro- gases más calientes ascienden y los más fríos descienden . Tal convección se obserblema. Puesto que la producción de va en la superficie en forma de una granulación de pequeña escala (no mostrada neutrinos decrece muy acusadamente en la ilustración) y una supergranulación en forma de células de unos 30.000 kilóa medida que la temperatura des- metros de diámetro. Por debajo de las células de la supergranulación, se cree que ciende, varios investigadores han la ancha zona convectiva contiene rollos convectivos muy grandes, a los que se avanzado diversas maneras por las llama células gigantes. La interacción que se establece entre la convección y la solar determina que la velocidad de rotación del Sol varíe con la latitud que la temperatura del núcleo solar rotación ( flechas) y con la profundidad. A su vez, la rotación diferencial interactúa con los pudiera caer ligeramente sin que lo movimientos de los gases eléctricamente conductores para generar el campo maghiciera también la producción total de nético solar, dos manifestaciones del cual son las manchas solares y las regiones energía solar o variase su radio. Por activas. ejemplo, si el núcleo contuviese más hidrógeno y menos helio, podría gene- vada temperatura y mantener el radio entre tres de eludir su detección. Esta rar suficiente presión interna a menor observado del Sol. Por último, están solución del problema de los neutrinos temperatura para mantener el radio quienes defienden que el problema no solares resuelve limpiamente la disobservado del Sol. Algunos teóricos reside en absoluto en la teoría de la crepancia del trescientos por ciento sugieren que la abundancia de helio estructura solar, sino en la física de que se da entre la observación y la en el Sol recién formado era inferior a partículas. Si los neutrinos tuvieran teoría. La heliosismología, al proporlo que se había supuesto. Para otros, masa, contrariamente a lo que ahora cionar un cuadro del interior solar que habría episodios de mezcla, por lo que se considera probable, entonces un no depende de los modelos teóricos, llegaría nuevo hidrógeno desde la neutrino solar de la clase que los expe- debería permitir determinar cuál de envoltura exterior, diluyendo el helio rimentos de neutrinos están destina- las soluciones propuestas es la creado por las reacciones nucleares de dos a detectar podría transformarse correcta, en caso de que lo fuera la parte central. espontáneamente en una de otras dos alguna. En otra línea de razonamiento se hipotéticas clases antes de alcanzar la El estudio de las oscilaciones solares afirma que si el interior del Sol tu viera Tierra: si la masa del neutrino fuese comenzó en el decenio de 1960 en el una gran velocidad de rotación o un suficiente, la distribución que alcan- Instituto de Tecnología de California, campo magnético sumamente intenso, zarían en nuestro planeta se reparti- cuando Robert B. Leighton, uno de los la fuerza centrífuga o la presión mag- ría por igual entre las tres clases y un autores (Noyes) y George W. Simon se nética podrían reemplazar a la ele- neutrino tendría dos probabilidades propusieron investigar la distribución LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
79
un tubo de órgano o un tambor, suelen ser regiones del espacio limitadas por paredes que aprisionan las ondas acústicas obligándolas a reflejarse una y otra vez. El interior del Sol, q ue carece de paredes físicas, tiene no obstante gradientes de densidad y de temperatura que pueden reflejar y refractar las ondas acústicas. El punto superior de la reflexión en la cavidad acústica solar se halla debajo mismo de la superficie solar visible , donde la dens idad decr ece bruscamente con la altura. Una onda sonora reflejada hacia el interior de esta barrera externa alcanza un límite inferior, resultado de un au mento de temperatura. El gradiente de temperatura hace que la velocidad del sonido aumente con la profundidad. Así pues, la parte más profunda de un frente de onda que se propague oblicuamente por el interior del Sol llega a a delantar a la parte menos honda. El frente de onda incidente es refractado, o se curva, poco a poco hasta que la onda queda de nuevo dirigida hacia la superficie: una onda así aprisionada describe una serie de arcos bajo la superficie solar.
de velocidades de los gases de la superficie del Sol. El método que siguieron consistía en medir los corrimientos Doppler (variaciones en la longitud de onda de la radiación o el sonido que se producen cuando la fuente se está moviendo hacia el observador o alejándose de él) en las líneas de absorción solares. Estas son las líneas oscuras del espectro solar que se encuentran en las longitudes de onda a las cuales los elementos de la capa externa del Sol absorben la radiación emitida por los gases más calientes situados por debajo. Un decrecimiento de la longitud de onda, o corrimiento hacia el azul, de las líneas de absorción de una porción particular del disco solar significa que esa región se está moviendo hacia el observador; el aumento, o corrimiento hacia el rojo, manifiesta que se está alejando. Los investigadores supusieron que la distribución de velocidades deducida de los corrimientos Doppler tendría un aspecto caótico, de acuerdo con
80
L
a parte más baja de los arcos, donde la onda se está propagando horizontalmente, marca el límite inferior de la cavidad acústica. Allí el cociente entre la longitud de onda horizontal de las ondas (es decir, la distancia entre dos frentes de onda sucesivos medida horizontalmente) y su período (magnitud conocida como su velocidad horizontal de fase) es igual a la velocidad local del sonido. las variaciones caóticas de brillo de la La profundidad de la cavidad difiere granulación solar. Para su sorpresa, para ondas con distintas longitudes hallaron que las velocidades eran horizontales o con períodos diversos. principalmente oscilatorias: en un En el límite superior de la cavidad, por punto dado, los gases ascendían y des- debajo mismo de la superficie solar, cendían con un período de unos cinco las ondas producen oscilaciones obserminutos. Las oscilaciones no eran con- vables que revelan tanto sus períodos tinuas, sino que crecían y desapare- como sus longitudes de onda horizoncían en paquetes de ondas que dura- tales. A partir de esas magnitudes ban tal vez una media hora. puede deducirse la velocidad del Durante algún tiempo se creyó que sonido en la base de la cavidad. los paquetes de ondas constituían una ¿Cómo se excitan las ondas acústicas efímera respuesta de la atmósfera en el Sol? Es probable que las produzca solar a impulsos caóticos instados por la vigorosa turbulencia de la zona de la convección más interna. Sin embargo, convección, que las impulsaría y amorhacia 1970 comenzaron a sentarse las tiguaría en forma caótica. Otra posibibases para la explicación real de las lidad es que las produzca el flujo radiaoscilaciones de cinco minutos. Ulrich, tivo de energía dentro del Sol: las Leibacher y Robert F. Stein dedujeron compresiones y dilataciones alternatide modo independiente los modelos vas de los gases solares podrían hacer teóricos en los que el interior del Sol que el flujo de energía quedase rebalpodría actuar como una cavidad acús- sado, de modo que se canalizase la tica y propusieron que las ondas sono- energía en forma de onda. ras excitadas del interior solar podrían Las características de las cavidades quedar aprisionadas allí. acústicas hacen posible confirmar que Las cavidades acústicas, tales como las oscilaciones detectadas en la
3. APARECEN OSCILACIONES DE CINCO MINUTOS cuando se representa la velocidad radial en función del tiempo a lo largo de 80.000 kilómetros de superficie solar. En cada punto, los gases superficiales ascienden y descienden con períodos de unos cinco minutos, alcanzando una velocidad radial máxima (en los máximos y mínimos de las curvas) de un os 0,4 kilómetros por segundo. Los movimientos son la manifestación en la superficie de la superposición de los diez millones de resonancias acústicas del Sol. Los modos pasan gradualmente por coincidencias y oposiciones de fase, lo que origina la variación de su amplitud y su cambiante distribución de una a otra parte del astro. Steven A. Musman y David M. Rust los cartografiaron a partir de los corrimientos Doppler observados.
TEMAS 7
4. ESTE ESPECTROGRAMA del Sol revela los corrimientos Doppler de las líneas espectrales de los gases superficiales. Las dimensiones horizontales del espectrograma corresponden a la longitud de onda; la dimensión vertical corresponde a la distancia a lo largo del disco solar que fue explorada por la rendija del espectrógrafo. Las líneas verticales oscuras, que indican las longitudes de onda a las cuales los gases superficiales absorben luz emitida a mayor profundidad en el Sol, están corridas de un lado a otro a lo largo de la porción observada; los corrimientos de longitud de onda débense a los movimientos radiales de los gases.
superficie del Sol representan ondas acústicas aprisionadas. Cuando una onda de un cierto período queda confinada en una cavidad acústica, interfiere constructivamente consigo misma dando lugar a una resonancia, u onda estacionaria. Las cavidades acústicas tienen un período fundamental de resonancia, que es aproximadamente igual al tiempo que tarda el sonido en ir y volver desde el punto superior de reflexión hasta el punto inferior, donde se curva y torna de nuevo hacia arriba. En el Sol, este período fundamental define una onda con una longitud horizontal específica. Ciertas ondas de período más corto y la misma longitud de onda horizontal, conocidas como armónicos superiores, resonarán también dentro del interior solar; ahora bien, para ellas la cavidad es más profunda porque su velocidad horizontal de fase es mayor. La profundidad a la cual esta velocidad se hace igual a la velocidad local del sonido es, por tanto, mayor. Para que un modo resuene, el arco
que conduce desde la superficie solar que las oscilaciones más intensas se hasta el fondo de la cavidad acústica hallan comprendidas en una serie de y regresa de nuevo tiene que compren- estrechas bandas, que representan los der un número entero de longitudes valores permitidos de la longitud de de onda. Con una longitud de onda onda horizontal y del período para los horizontal dada, sólo ciertos períodos modos resonantes. Franz-Ludwig harán que una cavidad tenga la pro- Deubner realizó en 1975 las primeras fundidad apropiada para la resonan- mediciones precisas tanto de la longicia. Un espectro de potencias bidimen- tud de onda horizontal como del pesional, que presenta la amplitud en ríodo de las oscilaciones “de cinco función de la longitud de onda hori- minutos”. El espectro de potencias de zontal y del período, mostrará, pues, sus datos mostraba estrechos máxi-
5. COMPARACION de las oscilaciones teóricas con las observadas, construida con un ordenador. Muestra que las oscilaciones observadas en la superficie solar son el resultado de resonancias acústicas de su interior. Sólo las ondas con combinaciones específicas de período y longitud de onda horizontal pueden resonar en el interior solar. Las curvas en color indican predicciones teóricas de los modos resonantes, basadas en un modelo solar típico en el que la abundancia inicial de helio se supone del 25 por ciento. Los trazos brillantes muestran los períodos y las longitudes de onda horizontales resueltos tras seis días de observaciones de velocidades de la superficie realizadas por Thomas L. Duwall, Jr., y John W. Harvey. La concordancia general entre la observación y la teoría confirma que el Sol actúa como una cavidad acústica resonante; las ligeras discrepancias registradas denuncian que los modelos teóricos deben mejorarse.
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
81
ficie solar. Un mayor rendimiento de convección daría por resultado un gradiente de temperatura menos abrupto y, por consiguiente, un menor aumento de la velocidad del sonido con la profundidad. Así corregido, se esperaba que el modelo solar predijese modos resonantes que se ajustasen mejor a los datos.
O
6. LA REFLEXION Y LA REFRACCION que se producen bajo la superficie del Sol confinan las ondas sonoras dentro de cavidades acústicas. Una onda sonora que emerja del interior es reflejada por el brusco descenso de densidad existent e deba jo mismo de la superficie (arriba); a medida que la onda reflejada desciende, es refractada por el aumento de la velocidad del sonido con la profundidad, que altera la dirección de los frentes de onda hasta que de nuevo apuntan hacia la superficie. Tales ondas aprisionadas interfieren constructivamente consigo mismas al recorrer la circunferencia solar, creando resonancias detectables en la superficie en forma de oscilaciones. La longitud de on da horizontal y el período de la oscilación superficial varían con el período de la onda que establece la resonancia y su profundidad de penetración. Esta depende, a su vez, de la orientación de la onda cuando es reflejada. Como se ve en el corte vertical ( abajo), las ondas que se propagan directamente hacia dentro son refractadas lentamente y, por consiguiente, sondean el Sol a mayor profundidad; las ondas que inciden con un ángulo oblicuo son refractadas antes y quedan en una cavidad menos honda.
mos de gran amplitud, confirmando las predicciones. No obstante, había diferencias pequeñas, aunque sistemáticas, entre las combinaciones de frecuencia y de longitud de onda que Deubner observó y las calculadas por Hiroyasu Ando y
82
Yoji Osaki a partir del modelo solar típico. Las discrepancias parecían indicar que debían alterarse algunos parámetros del modelo solar. Un candidato posible era el rendimiento de los procesos de convección que se desarrollaban debajo mismo de la super-
bservaciones mejoradas de las oscilaciones de cinco minutos, realizadas por Edward J. Rhodes, Jr. y por Ulrich y Simon, proporcionaron datos suficientemente precisos para permitirles estimar el rendimiento de convección, y de aquí el espesor de la zona de convección, que está en directa relación con su rendimiento. Tanto ellos como Douglas O. Gough dedujeron que la zona solar de convección era más espesa de lo que se había supuesto. Ahora bien, un Sol con una zona de convección más espesa no tendría el radio observado, a menos que el contenido de helio de su parte central fuera mayor de lo que se creía. El elevado flujo de neutrinos que podría esperarse de un núcleo rico en helio empeoraría entonces la situación del problema de los neutrinos. El espectro de potencias de las oscilaciones de cinco minutos confirmó que los movimientos observados resultaban de la superposición de varios millones de modos resonantes con períodos diferentes y distintas longitudes de onda horizontales. Los modos de amplitudes mayores tienen períodos entre tres y seis minutos aproximadamente; sus longitudes de onda horizontales varían desde algunos miles de kilómetros (la anchura de los gránulos individuales) hasta 4,5 millones de kilómetros, la circunferencia del Sol. Los modos presentan amplitudes individuales (expresadas en forma de la velocidad radial de las oscilaciones superficiales) de 20 centímetros por segundo o menos. Sin embargo, su superposición aleatoria produce las oscilaciones de gran amplitud, con velocidades de hasta medio kilómetro por segundo, que fueron observadas ya en 1960. Estas oscilaciones crecen y se amortiguan a medida que los distintos modos de oscilación entran en fase o dejan de estarlo. Pese a la complejidad de las oscilaciones cuando se consideran en con junto, cada modo reso nante puede describirse de manera bastante sencilla. Como las cavidades resonantes se encuentran dentro de la esfera solar, una descripción matemática de la estructura espacial de una resonancia debe hacer uso de funciones que tomen
TEMAS 7
en cuenta la latitud, la longitud y el número de líneas nodales que cortan terizado por un conjunto específico de radio. Las variables usadas para des- el ecuador. valores de l, m y n, tiene una frecuencribir la configuración de una oscilaLa estructura en profundidad de cia de oscilación específica. ción superficial se conocen como grado una oscilación viene determinada por Puesto que la profundidad de la y orden acimutal. El grado de una su orden radial ( n ), un parámetro cavidad acústica del Sol aumenta si oscilación l es el número de líneas conocido también por número del crece la longitud de onda horizontal y nodales superficiales, representado armónico. Corresponde al número de decrece el período, los modos para los por círculos sobre la superficie de la longitudes de onda verticales o bien al cuales la relación entre n y l es grande esfera donde la velocidad debida a la número de líneas nodales a lo largo penetran hondamente en el Sol. onda es cero. La distancia entre nodos del radio de la esfera. Para cada con- Cuando l es igual a cero, lo que corresadyacentes es aproximadamente la figuración de superficie, con valores ponde a un modo resonante en el cual mitad de la longitud de onda horizon- dados de l y m, hay un conjunto de la totalidad de la esfera se dilata y se tal de las oscilaciones; así, las ondas valores de n que representan la fre- contrae en fase, la relación de n a l es de baja l tienen longitudes de onda cuencia fundamental de resonancia infinita y la onda acústica se adentra horizontales muy grandes. El or den (con n igual a 1) y sus armónicos de hasta el centro mismo del Sol. acimutal, representado por m, es el período más corto. Cada modo, caracLos modos de grado extremada-
7. SECCIONES A TRAVES DEL ECUADOR SOLAR, generadas por un ordenador, que muestran la estructura radial de determinadas resonancias con diversas características. El rojo indica regiones en las que el movimiento se dirige en ese instante hacia el centro del Sol; el azul señala regiones de movimiento hacia fuera. Cuanto mayor sea el orden radial de una resonancia (n), que corresponde al número de nodos a lo largo de un radio del Sol, tanto más corto será su período y tanto más profunda su penetración. La penetración varía también con el grado ( l), que es inversamente proporcional a la longitud de onda horizontal de la resonancia; la disminución de l ahonda la profundidad hasta la cual se propaga el modo. Los modos cuya relación de n a l es grande son los que penetran más. Observando las oscilaciones superficiales provocadas por modos que alcanzan diferentes dominios de profundidad, se determina cómo varía la velocidad del sonido con la profundidad en el Sol. Los cambios en la velocidad del sonido proporcionan indicaciones de las variaciones de temperatura y de composición, que son las variables que rigen la velocidad del sonido en el interior solar.
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
83
un espectro de potencias, aparecieron pares de máximos bien resueltos distribuidos de manera casi uniforme a lo largo del espectro. Comparando los resultados con las frecuencias predichas por la teoría para las oscilaciones de bajo grado, Jørgen Christensen-Dalsgaard y Gough mostraron que cada par representaba un par de modos con número de armónicos creciente ( n) y grado decreciente (l): o bien 3 y 1 o bien 2 y 0. A lo largo del espectro, los pares de l impar alternaban con pares de l par. La teoría predice que si se hubieran registrado los modos de grado ele vado, se habrían encontrado en las mismas secuencias. Los investigadores hallaron que las diferencias entre las frecuencias dentro de cada par concordaban aproximadamente con las predichas por el modelo solar 8. ESPECTRO DE POTENCIAS de oscilaciones de bajo grado, deducido de observaciones de corrimientos Doppler de la luz solar no focalizada (luz procedente de típico, en el cual el helio producido por la totalidad del disco solar). Revela una regularid ad en las frecuencias resonantes. la fusión del hidrógeno en el núcleo Cada uno de los pares de máximos indicados representa oscilaciones con orden estelar queda concentrado en el centro radial n creciente y grado l decreciente. Los pares de modos de l impar alternan mismo del Sol, en vez de difundirse con pares en los que l es par. Dentro de las parejas, las frecuencias de los modos casi todo por todo el núcleo. de grado impar están más separadas que las de grado par. La estrecha concordan A fin de reducir en lo posible los cia entre la distribución y las predicciones teóricas permitió determinar los valohuecos nocturnos y de obtener res de l. George R. Isaak y H. B. van der Raay realizaron las observaciones en Tenerife y en Hawai. observaciones todavía más largas que las que el tiempo en el polo Sur habitualmente permite, el otro equipo mente bajo, cuyas longitudes de onda Comparan las líneas de absorción de estableció un par de estaciones, una horizontales son comparables a las los espectros del sodio o del potasio en las islas Canarias y otra en las dimensiones del Sol, se han convertido gaseosos obtenidos en el laboratorio Hawai. Combinando los datos de en centro de atención por su fácil sepa- con los producidos por los átomos ambos lugares, que se encuentran a ración del complicado espectro que móviles de sodio o de potasio del Sol, longitudes casi opuestas, se obtuviepresentan los modos de orden superior a fin de determinar el corrimiento ron observaciones prácticamente conque agitan la superficie solar: basta Doppler. Los equipos de George R. tinuas: un conjunto de observaciones con registrar el corrimiento Doppler Isaak y H. B. van der Raay y de Eric de velocidad para todo el disco solar de la luz solar no focalizada, en la cual Fossat y Gérard Grec han empleado que se extendía a unos tres meses de se mezcla la luz procedente de la tota- con gran éxito espectrómetros de célu- 1981. Los espectros de frecuencia de sus datos mostraron la misma estruclidad del disco solar. En tales obser- las de gas. tura regular advertida en los del polo vaciones, los numerosos modo s de grado elevado son casi invisibles; sus as primeras observaciones de osci- Sur, pero con resolución todavía longitudes de onda son pequeñas comlaciones solares de bajo grado mayor. Las regularidades en las frecuenparadas con el tamaño del disco solar mostraron que los períodos de muchas y los corrimientos Doppler que produ- de ellas, y por tanto las frecuencias cias medidas de los modos de bajo cen se anulan casi por completo entre (que son recíprocas de los períodos), grado proporcionan una espectacular sí. En contraste, los modos con l igual están estrechamente agrupados. Para confirmación de que la explicación teóa 0, 1, 2 o 3 producen movimientos distinguir entre ellos se necesitarían rica de las oscilaciones solares es en radiales que están en fase a lo largo observaciones a lo largo de un tiempo sus grandes líneas correcta. No obsde una gran parte del disco solar o de suficiente que permitiera que los tante, los valores reales de las fretodo él, produciendo un corrimiento modos cuyas frecuencias sólo difieren cuencias discrepan algo de los prediespectral que se detecta en la luz sin ligeramente entraran en fase entre sí chos por el modelo solar típico. Las focalizar. El espectro de potencias y dejaran de estarlo. No basta con un discrepancias entre las frecuencias resultante es mucho más sencillo que día de 12 horas de observación. Cuando observadas y predichas no llegan al el que procede de datos con modos de se prolongan los seguimientos durante 0,3 por ciento; ahora bien, tan pequeña grado elevado, permitiendo así estu- varios días, sin embargo, los huecos diferencia representa unas diez veces diar modos individuales en lugar de correspondientes a la noche interrum- la incertidumbre observacional para máximos de modos no separados. pen los datos, introduciendo muchas estos modos. Es también bastante No obstante, la velocidad de un solo frecuencias espurias. Para evitar mayor que las incertidumbres inhemodo en la superficie es pequeñísima. estos huecos, un grupo de investiga- rentes al método de predicción de frePara detectar el corrimiento Doppler dores marchó al polo Sur, donde cuencias seguido de acuerdo con el que produce se necesita un espectró- durante el verano austral de 1979 rea- modelo típico. Está claro que se metro de gran precisión y estabilidad. lizaron observaciones continuas de requieren cambios importantes en el Los espectrómetros de células de gas cinco días de duración cada una. Al propio modelo. Ciertas hipótesis sobre el origen y la han dado los resultados más exactos. analizar los datos para suministrar
L
84
TEMAS 7
evolución del Sol que se apartan del punto de vista típico originan un modelo que se ajusta mejor a las obser vaciones. Afirma una de ellas que las proporciones iniciales de hidrógeno y de helio del interior solar diferían de las de las capas superficiales, en virtud de las heterogeneidades de la nube de gas a partir de la cual se condensó el Sol. Los modelos que parten de esta hipótesis predicen una velocidad del sonido en el interior solar ligeramente diferente de la que se admite en el modelo típico y, por tanto, frecuencias resonantes un poco distintas. Uno de tales modelos, caracterizado por una notable sobreabundancia de helio en el núcleo y una temperatura de éste algo más alta, se ajusta a los datos de observación mucho mejor de lo que lo hace el modelo típico. Desgraciadamente, el flujo de neutrinos predicho por este modelo es todavía mayor —y más alejado del medido— que el propuesto por el modelo típico. Otro modelo, con una proporción más baja de helio en el núcleo y una temperatura en éste más baja que la del modelo típico, proporciona buena concordancia con el flujo de neutrinos observado, pero su desacuerdo con las oscilaciones medidas es todavía mayor que el del modelo típico. Parece ser que los modelos atípicos plausibles, que suponen una composición química inicial que varía con la profundidad, no pueden dar cuenta al mismo tiempo de las frecuencias de oscilación medidas y del flujo de neutrinos observado. Una manera de reconciliar ambos conjuntos de obser vacio nes estriba en suponer que el núcleo está momentáneamente más frío de lo normal, lo que daría cuenta del bajo flujo de neutrinos. Si esta condición transitoria fuese de duración suficientemente corta, apenas afectaría a la emisión de luz de la superficie visible. Como los modos acústicos son sondas bastante poco sensibles al propio núcleo, una temperatura de éste anómalamente baja no daría frecuencias muy distintas de las observadas. Pero mientras no se disponga de más información sobre el núcleo, la idea debe quedar en pura especulación. Afortunadame nte hay una clase distinta de oscilaciones resonantes, que alcanza su máxima amplitud cerca del núcleo y deben ser, por tanto , sondas sensibles a las condiciones que se den allí. Hablamos de las ondas gravitatorias internas: oscilaciones de partículas del fluido, por encima y por debajo de su posición de equilibrio. Mientras que la presión es la fuerza recuperadora en el caso de las ondas
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
acústicas, en el de las ondas gravitatorias lo es la fuerza ascensional arquimediana. Las ondas gravitatorias pueden propagarse sólo en regiones de estratificación estable; hallándose así confinadas en gran parte en el interior profundo, por debajo de la zona inestable de convección.
E
l período de una onda gravitatoria resonante viene determinado por su tiempo de propagación por la región donde está confinada. El tiempo de propagación, a su vez, depende de la frecuencia con la que una partícula oscila en el medio cuando se la ha separado de su posición de equilibrio según la vertical. Esta frecuencia es el resultado de los gradientes verticales de presión y de densidad. Por estar las ondas gravitatorias confinadas mayormente en el interior profundo, resulta difícil detectarlas en la superficie. Los únicos modos gravi-
tatorios que podrían aparecer allí claramente, en forma de variaciones en la velocidad radial y en el brillo, son los de bajo grado: son los que experimentan la menor atenuación en la zona de convección. Pero tampoco la observación de esos modos es fácil, porque aparecen como ondas de pequeña amplitud y sus períodos duran una hora o más. La teoría predice además una gran abundancia de los modos gravitatorios, con sus frecuencias estrechamente espaciadas. Debido a esto serían precisos tiempos de observación que se prolongaran meses e incluso años para determinar las frecuencias de los modos gravitatorios internos con exactitud suficiente para emplearlos en el estudio de la estructura solar. Varios grupos han presentado datos sobre oscilaciones que pudieran representar modos gravitatorios internos. Andrei Severny, Valeri Kotov y sus
9. DISCREPANCIA ENTRE OBSERVACION Y TEORIA: varía en razón de la abundancia de helio que aceptemos para el interior solar. El gráfi co indica las diferencias que aparecen entre las frecuencias teóricas y las observadas para oscilaciones solares que varían de grado (l), pero comparten un orden radial (n) de 13. Las curvas corresponden a las frecuencias predichas a partir de modelos del Sol que suponen todos ellos la misma abundancia de helio que se observa en la superficie, pero difieren en la que haya en sus profundidades. El modelo con 26 por ciento de helio implica que éste se distribuía uniformemente por la nube de gas de la que se formó el Sol; los modelos con 17 y 29 p or ciento de helio suponen heterogeneidad es iniciales. El grosor de cada curva refleja incertidumbres en el comportamiento teórico de las oscilaciones superficiales; la banda horizontal representa incertidumbres observacionales. El modelo con mayor contenido de helio se ajusta mejor a los datos de las oscilaciones, pero daría lugar a un flujo de neutrinos mucho mayor que el observado. El modelo con poco contenido de helio, que resolvería el problema de los neutrinos, está en conflicto con las oscilaciones. Los gráficos se fundan en el trabajo teórico de Ulrich y las observaciones de Duvall y Harvey.
85
cimiento de la variación de la velocidad de rotación con la profundidad y la latitud y un cuadro más claro de las corrientes existentes bajo la superficie son esenciales para el esfuerzo de descifrar la complicada dinámica de la zona de convección. Pueden también conducir a un mejor conocimiento de la interacción entre la rotación y la con vección que genera los campos magnéticos del Sol y de las otras estrellas.
L
as ondas acústicas son sensibles a los movimientos horizontales de los gases situados bajo la superficie, por la sencilla razón de que tales mo vimientos tienden a trasladar las ondas consigo. Las ondas que se propagan en la dirección de los movimientos subsuperficiales se moverán con rapidez mayor de lo que lo harían en un medio estático. De ahí que las crestas pasarán por un punto fijo con mayor velocidad y la frecuencia que se medirá será más alta. De modo seme jante, las mediciones de las frecuencias de las ondas que se propagan en 10. SENSIBILIDAD de las oscilaciones observadas en la superficie solar a la rotacontra del movimiento serán más ción interna del Sol, indicada para diversas profundidades. El método mediante bajas. Las frecuencias de dos modos el cual se calcula la rotación interna a partir de las observaciones superficiales se denomina teoría de la inversión; se combinan matemáticamente datos de un gran que avanzan en sentido opuesto en el número de modos, cada uno de los cuales representa una muestra de las propiedaseno de una corriente subsuperficial, des a lo largo de diferentes intervalos de profundidad que se solapan en parte. El siendo idénticos en todo lo demás, se método, que también se usa para otras propiedades del interior solar, da resultados desdoblan, separándose un poco. La cuya resolución en profundidad aumenta cuanto mayor es el número de modos magnitud de la separación proporciona considerado; así, el grosor de cada curva es inverso de la precisión con la que el la velocidad de la corriente promecálculo de la velocidad de rotación se puede asignar a una profundidad específica. diada a lo largo del dominio de profunJørgen Christensen-Dalsgaard y Douglas O. Gough realizaron los cálculos de este didad y de latitud dentro del cual están gráfico. confinados los modos. Tomadas en su conjunto, las diferencias de frecuencolaboradores contemplaron una pre- predicho por el modelo solar típico, lo cias de muchos modos perfilan una sunta oscilación que tenía un período que induce a pensar que la frecuencia idea de la rotación diferencial del Sol de 160,01 minutos; otras observacio- de oscilación arquimediana en las pro- y de sus movimientos convectivos en nes hechas por Philip H. Scherrer y fundidades del interior solar sea baja, gran escala. Según se cree, las mayores de entre John M. Wilcox revelaron un modo contrariamente a lo esperado. Podría similar. Es algo sorprendente, empero, ocurrir que los gradientes de densidad las configuraciones convectivas, las que en los datos no destaque más que y de presión fueran allí inferiores a lo conocidas como células gigantes, tieun solo modo, en vez del bosque de que se cree, debido, quizás, a que el nen una forma parecida a la de plátapicos que la teoría predice. Como el helio se halle más mezclado en todo nos que se orientaran de norte a sur y período observado es casi exactamente el núcleo de lo que da a entender el se situaran, uno junto a otro, en la zo na la novena parte de un día, no sería modelo solar típico. Si se confirmase de convección; su anchura es compaimposible que algunos efectos sutiles este resultado, contradiría la prueba rable a la profundidad de la zona de de la atmósfera terrestre creasen una de un núcleo inmixto, aportada por e l convección, unos 200.000 kilómetros. señal oscilatoria espuria. espaciado de las frecuencias de los Aunque no se han observado direcSin embargo, los últimos espectros modos acústicos de bajo grado. El tamente tales células gigantes, modede frecuencia mencionados revelaron estudio de los modos gravitatorios los de la convección solar elaborados otros posibles modos gravitatorios. internos está dando todavía sus pri- con auxilio de un superordenador por Predice la teoría que los períodos de meros pasos, aunque es muy prome- Peter A. Gilman y Gary A. Glatzmaier los modos gravitatorios deben estar tedor para el sondeo heliosísmico del predicen su existencia. Las configuraciones en gran escala del campo maguniformemente espaciados. Usando propio núcleo solar. esta predicción como herramienta La mayoría de los problemas aborda- nético superficial del Sol también diagnóstica, Philip Delache y dos por la heliosismología se refieren a hacen pensar en la existencia de céluScherrer identificaron provisional- la estructura radial del Sol: su varia- las gigantes. Se cree que las corrientes horizonmente una docena de modos gravita- ción con la profundidad. La técnica protorios con períodos de entre tres y porciona también un poderoso método tales de tales células presentan su cinco horas. para el estudio de los movimientos hori- máxima intensidad bajo la superficie Las diferencias entre los períodos zontales bajo la superficie solar. Tales visible del Sol, por lo que podrían prode estos supuestos modos gravitato- movimientos reflejan la rotación del Sol ducir corrimientos mensurables en las rios son algo mayores que el espaciado y su convección en gran escala. El cono- frecuencias de los modos acústicos que
86
TEMAS 7
se propagasen en su seno; es probable que los corrimientos adquieran cierta entidad cuando los modos sean de grado elevado y, por tanto, tengan una longitud de onda horizontal pequeña en comparación con las dimensiones de las células. La separación entre las dos frecuencias aumentaría y disminuiría en el curso de varios días, conforme las células gigantes fueran entrando y saliendo en la porción visible del disco solar, variaciones que fueron detectadas por Frank Hill y Lawrence J. November, trabajando con Gough y Toomre. Las observaciones indican que la circulación en las células gigantes alcanza velocidades horizontales de más de cien metros por segundo debajo mismo de la superficie del Sol. La heliosismología ha demostrado también su potencia a la hora de estudiar la rotación interna del Sol. Se cree que éste giraba tiempo atrás mucho más rápidamente de lo que lo hace hoy; su actual período es de unos 25 días en el ecuador y 33 en la cercanía de los polos. En su superficie, el Sol cede momento cinético al viento que genera mediante gases que escapan, pero el interior no está sometido a pérdida de momento cinético. Parece razonable suponer que el interior profundo, más allá de las profundidades en las que las corrientes convectivas alcanzan y redistribuyen el momento cinético, pudiera estar girando más deprisa que la superficie.
11. ROTACION INTERNA DEL SOL, calculada a partir de las dif erencias de frecuencias observadas para modos idénticos que se propagan en direcciones opuestas. Los modos presentaban la mínima sensibilidad a la rotación cerca del núcleo y en la proximidad de la superficie. Las líneas de trazos in dican la incertidumbre del análisis en esas zonas y las barras de error cuantifican la incertidumbre de las observaciones. La línea horizontal denota el período de rotación superficial en el ecuador. Los datos revelan que, en gran parte del interior solar, la velocidad de rotación decrece lentamente con la profundidad en lugar de aumentar deprisa, como se había supuesto. El núcleo, sin embargo, quizás esté girando más rápidamente que el resto del Sol. Duvall y Harvey realizaron las observaciones y las analizaron en colaboración con Wojciech Dziembowski, Philip Goode, Gough y Leibacher.
en la superficie. Ambos datos juntos modos acústicos y gravitatorios; datos as separaciones de frecuencia que plantean un importante problema a que les llevaron a concluir que gran resultan de la rotación solar se las teorías dinámicas del Sol. parte del interior solar giraba tan observaron en modos acústicos por Los resultados de la heliosismolo- deprisa que había que modificar la Thomas L. Duvall, Jr. y John W. Har- gía consolidan la teoría de la gravita- teoría de la gravitación. vey. El análisis de sus resultados hace ción de Einstein. Se sabe que el periNo obstante, las separaciones de las pensar que la velocidad de rotación helio de la órbita de Mercurio (el frecuencias acústicas indican velocidecrece realmente poco a poco con la punto de máxima proximidad al Sol dades internas de rotación que no tenprofundidad en gran parte del interior en la órbita del planeta) experimenta drían como resultado un aplastasolar, aunque también suministran precesión: varía ligeramente con cada miento del interior solar suficiente indicios de que el núcleo solar propia- revolución. La mayor parte, aunque para invalidar la explicación de la mente dicho gira más deprisa que el no la totalidad, de la precesión resulta precesión dada por Einstein. Aun resto del astro. Los resultados concer- de los efectos gravitatorios de los otros cuando el propio núcleo del Sol estunientes al núcleo no son concluyentes, planetas; uno de los triunfos de la viera girando rápidamente, la rotaporque los modos acústicos carecen de teoría de Einstein fue que pudo expli- ción más lenta del resto del interior la sensibilidad suficiente que nos car el exceso de precesión en virtud solar significaría que el efecto neto de aclare las condiciones allí reinantes. de la curvatura del espacio y el tiempo la rotación sobre el potencial gravitaSin embargo, la rotación a profundi- producida por el campo gravitatorio torio solar sería pequeño. dades menores, lenta en comparación, del Sol. parece estar definida con nitidez y se La explicación supone que el campo halla en completo desacuerdo con lo gravitatorio del Sol tiene simetría BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA que se esperaba encontrar, basándose esférica. Si el interior solar estuviera en la pérdida inferida de momento deformado por una rápida rotación, SOLAR ROTATION. R. F. Howard en Annual cinético por parte de las capas super- como Robert H. Dicke propuso, el Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 22, págs. 131-155; 1984. ficiales. Nuevas observaciones reali- achatamiento contribuiría también a SOLAR WAVES AND OSCILLATIONS. T. M. zadas por Timothy M. Brown compli- la precesión y la teoría de Einstein Brown, B. W. Mihalas y E. J. Rhodes, Jr., caron más el misterio al mostrar que, debería modificarse. De hecho, Henry en Physics of the Sun , dirigido por P. A. debajo mismo de la superficie, la velo- A. Hill y sus colaboradores detectaron Sturrock, T. E. Holzer, D. Mihalas y R. cidad de rotación es casi constante con fluctuaciones del brillo en el borde del K. Ulrich. D. Reidel Publishing Co. la latitud, frente a lo que se aprecia disco solar, que atribuyen a diversos
L
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
87
Astrosismología Juan Antonio Belmonte Avilés, Fernando Pérez Hernández y Teodoro Roca Cortés Esta nueva ciencia constituye la única herramienta capaz de observar y de medir, de modo fiable, la dinámica y la estructura interna de las estrellas, así como su evolución
U
na estrella es como una gigan- externas de la atmósfera estelar, en composición química, equilibrio tértesca esfera de gas a elevadísi- particular de sus fotosfera, cromosfera mico, equilibrio hidróstatico, convecmas temperaturas, sometida y corona. Las técnicas fotométricas y ción, etcétera). De estos modelos sólo a la acción de su propia gravedad. espectroscópicas habituales no son pueden comprobarse, por vía observaPodemos asimilarla también a un ins- útiles para acceder a la información cional, los valores de estas magnitudes trumento musical que vibrase con sus contenida en el interior de las estre- en la superficie, cuyo espesor es aproxicorrespondientes propiedades de fre- llas. Se ha de recurrir a nuevas técni- madamente un uno por mil del radio cuencia, timbre, tono, etcétera. De la cas, más refinadas, que, en muchos de la estrella. La falta de observaciomisma forma que los geofísicos tratan casos, se encuentran en la vanguardia nes del otro 999 por mil con las que de conocer el interior de la Tierra de toda la técnica. contrastar los modelos calculados mediante el estudio de los movimienexplica que, hasta fechas muy recientos sísmicos (terremotos) o, mejor, de l quid del problema con el que nos tes, no se haya planteado la cuestión las ondas asociadas a ellos y su propaenfrentamos es el siguiente: para de si las hipótesis en que se apoyan gación, la astrosismología constituye describir el estado físico de una estre- dichos modelos son válidas. la rama de la astrofísica que obtiene lla cualquiera se parte de una serie de Llegados a este punto, podríamos información acerca de la estructura, parámetros observacionales suscepti- preguntarnos si existen otros parámela dinámica y el estado evolutivo de bles de conocerse que, en el mejor de tros observables que nos puedan prolas estrellas mediante el estudio de las los casos, son su luminosidad (si sabe- porcionar información acerca de la oscilaciones que les son propias. Por mos la distancia), su masa (si la estre- estructura interna de una estrella. La oscilaciones se entienden los procesos lla forma parte de un sistema binario astrosismología ofrece, hoy por hoy, la cíclicos de contracción y de dilatación o múltiple) y su radio (que, en muy única respuesta afirmativa a esta preque sufre la estructura de la estrella, pocos casos, puede determinarse por gunta. Es de sobra conocido que, en todo o en parte. técnicas interferométricas). cuando se excita convenientemente Estas oscilaciones producirán Con estos parámetros se elaboran una estructura cualquiera en equili variaciones en el flujo irradiado por la modelos teóricos, que proporcionan brio, comunicándole cierta energía, estrella, en la temperatura superficial valores de la densidad, la tempera- responde a la perturbación realizando de la misma o en ambos; producirán tura, la presión y otras magnitudes pequeñas vibraciones u oscilaciones; también fluctuaciones en la velocidad físicas, en función del radio; es necesa- las frecuencias de esas vibraciones de las capas superficiales. Por medio rio, además, hacer uso de ciertas hipó- normales o propias dependen de la de técnicas fotométricas se observan tesis simplificadoras (sobre fuentes de naturaleza del objeto excitado. Una las variaciones del brillo o luminosi- energía, opacidad, ecuación de estado, estructura simple, un diapasón por dad de la estrella; a través de técnicas espectrométricas, se aprecian las fluc- 1. OSCILACIONES ESTELARES. La superficie de cualquier estrella puede verse tuaciones de las posiciones relativas perturbada por la acción de los diferentes modos normales de oscilación, que no de las líneas espectrales debido al son más que ondas atrapadas y obligadas a propagarse entre dos capas de la estreefecto Doppler. lla que limitan una zona llamada cavidad resonante. Vienen caracterizados por los En principio, todo cuanto se conoce valores del orden radial n, del grado l y del índice acimutal m; donde n es el númede las propiedades de las estrellas se ro de ceros de la función radial (número de nodos desde el centro a la superfici e de consigue por medio del estudio de la la estrella), l designa el número de ceros de la función angular (líneas nodales) de coordenadas esféricas asterográficas, con el eje de rotación como eje de simetría, radiación electromagnética que emi- las y m es el número de líneas nodales que son meridianos. Dado un modo normal con ten en el rango entero de frecuencias. l fijo, la rotación de la estrella se acopla con él de 2 l + 1 formas distintas, tal como Sin embargo, debido a la infinidad de se pone de manifiesto en la ilustración. El tono azul violáceo representa en ella absorciones y reemisiones sufridas zonas estelares en expansión y el amarillo rojizo, zonas en recesión. En negro figupor los fotones (proceso de termaliza- ran las líneas nodales. La mayor intensidad de color azul o amarillo da cuenta de ción), desde que se producen en las la magnitud de la perturbación en cada zona. Como se puede apreciar, para l mayor reacciones termonucleares ocurridas que cero se formarán ondas sobre la superficie. A medida que l aumenta, crece el de valles y crestas de forma que, para l > 3, la perturbación en la superficie en la parte más interna de la estrella número de una estrella no es observable debido a la ausencia de resolución espacial (objehasta que alcanzan su superficie, la tos puntuales) con la consiguiente cancelación de las perturbaciones positivas información que portaban desaparece. (expansión) y negativas (recesión). Para los modos l = 1, 2 y 3, m = ± 1, el meridiano Por tanto, esa radiación sólo nos ayuda visto de frente se corresponde con una línea nodal. En una estrella podemos tener a conocer la física de las capas más más de un millón de modos de oscilación diferentes.
E
88
TEMAS 7
ejemplo, si se le golpea, oscila con una sola frecuencia que le es característica y con amplitud proporcional a la energía suministrada. La frecuencia, la amplitud y la fase son las tres magnitudes que definen una oscilación. Se denomina frecuencia ν al número de oscilaciones producidas en la unidad de tiempo; en el caso de las estrellas se suele medir en fraccio-
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
nes de hertz (Hz), que es la unidad del sistema métrico, aunque para las estrellas que tienen períodos más largos se utilizan los ciclos por día ( d–1) o los ciclos por año ( a–1). La amplitud es el máximo valor de la separación de la posición de equilibrio y se puede medir en diversos parámetros físicos (metro/ segundo si es en velocidad, magnitudes si es en luminosidad, etcétera).
Finalmente, la fase, medida en radianes o en grados, nos proporciona información sobre el estado (contracción o dilatación) en que se encuentra la onda en un instante dado. Las estructuras más complicadas que un simple diapasón (como puedan ser un instrumento musical, las vigas de un edificio, un puente o la carrocería de un vehículo, por poner ejemplos
89
comunes de la vida diaria) oscilan con toda una gama de frecuencias, el denominado espectro de frecuencias propias. La determinación precisa del espectro de frecuencias propias nos proporcionará información sobre la estructura del objeto que oscila.
A
una estrella le ocurre como a cualquier instrumento musical. Si se la perturba, responderá oscilando con unas frecuencias que dependerán de su propia estructura física. La propia naturaleza nos proporciona los mecanismos capaces de excitar una estrella, de forma similar a como un arco excita las cuerdas de un violín, aunque a una escala gigantesca (explosiones termonucleares en el núcleo, fulguraciones, convección, meteoritos o cometas que caen sobre la superficie, interacciones gravitatorias por efectos
de marea, etc.). Cualquiera que sea el espectro de frecuencias propias de una estrella, si consiguiésemos detectarlo, tendríamos un instrumento muy eficaz en la astrosismología para medir su estructura interna, es decir, para comprobar que las hipótesis sobre su estructura, que se usan en la construcción de modelos, son las correctas. En el caso de una estrella, debido a su geometría esférica, los modos propios de oscilación correspondientes a ondas estacionarias se caracterizan por tres números cuánticos: n, l y m, denominados, respectivamente, orden radial, grado e índice acimutal del modo. El valor de n se corresponde con el número de nodos (regiones que no sufren desplazamiento) en la dirección radial, desde el centro hasta la superficie de la estrella; l designa el número de nodos sobre la superficie
2. MODOS DE OSCILACION. Identificados por sus valores de n, l y m, se dividen además en varios tipos según sea la fuerza restauradora del equilibrio. Los modos en que dicha fuerza es el gradiente de presiones se denominan modos acústicos o modos p. Si la fuerza restauradora es el empuje, entonces hablaremos de modos gravitatorios o modos g. En las estrellas se suele dar una mezcla de ellos, con la presencia de modos g y p más o menos puros y de modos mixtos. La figura nos presenta, para una estrella de una masa solar, la densidad de energía en unidades arbitrarias, en función de la fracción de radio de la estrella, asociada a cuatro modos de oscilación distintos: dos modos p de frecuencias parecidas pero que difieren en 1 en el valor de n y en 2 en el de l (l = 1, n = 20, trazo continuo; l = 3, n = 19, trazo discontinuo), mostrando sus diferencias de comportamiento en el núcleo de la estrella, un modo p de grado mayor y un modo g con n = 9 y l = 1. La zona señalada corresponde a la región donde domina el transporte de energía por convección. Los modos g se propagan principalmente en el núcleo radiativo; portan, por tanto, información sobre el interior profundo de la estrella donde tienen lugar las reacciones termonucleares. Los modos p se propagan a lo largo y ancho de toda la estrella; ahora bien, conforme aumenta l, alcanzan profundidades cada vez menores. Según sea el grado del modo estudiado, éste proporcionará información de capas.
90
esférica y m, el número de nodos sobre el ecuador. En una estructura esférica dotada de perfecta simetría no es posible definir un ecuador; sin em bargo, la rotación provoca que todos los modos con igual n y l se desdoblen en 2l + 1 frecuencias nuevas, según sea el valor de m, desdoblamiento que es proporcional a la velocidad angular de rotación en la cavidad donde se propaga el modo. De lo cual se infiere que la medida del desdoblamiento rotacional indica la velocidad de rotación del interior de la estrella.
P
or culpa de la gran distancia a que se encuentran las estrellas, éstas se observan como objetos puntuales incluso con los mayores telescopios, lo que redunda en ausencia de resolución espacial. Ese hecho provoca la mutua cancelación de las perturbaciones positivas (dilatación) y negativas (contracción), por lo que, en el mejor de los casos, el máximo grado observable será el l = 3, en contraposición al Sol, donde, gracias a su proximidad, son observables modos con grados mucho mayores [véase “Oscilaciones solares”, por Teodoro Roca en INVESTIGACIÓN Y CIENCIA , mayo de 1982]. Los modos propios de oscilación de una estrella se pueden clasificar en virtud de la fuerza restauradora del equilibrio. Si ésta es el gradiente de presiones, entonces hablaremos de modos acústicos, también llamados modos p, que son de la misma naturaleza que los que se producen en los instrumentos musicales de viento. Si la fuerza restauradora es el empuje de Arquímedes, entonces tendremos los llamados modos gravitatorios o modos g, ejemplo de los cuales son los que se producen en los mares y océanos de la Tierra por la acción de los vientos. Los modos p se caracterizan por hallarse sus frecuencias comprendidas entre la frecuencia acústica de corte, más allá de la cual no se refle jarían en la superficie y se disiparían en la atmósfera, y por la frecuencia de empuje o de Brunt-Vaisala, que es la máxima con la que una burbuja de gas oscila adiabáticamente (es decir, sin intercambio de calor) en el interior de la estrella. Los modos p aumentan su frecuencia con n y l y se propagan casi verticalmente en la dirección radial de la estrella. Conforme aumenta el grado l, para un mismo orden radial n, los modos se ven confinados a oscilar en capas cada vez más externas de la estrella. Por el contrario, los modos g vibran casi horizontalmente, es decir, perpendiculares a la dirección radial, con frecuencias menores que la de empuje,
TEMAS 7
que van disminuyendo conforme n aumenta. En las estrellas en equilibrio hidrostático, por ejemplo el Sol, están confinados en el núcleo de las mismas, siendo evanescentes en la zona de convección, lo que complica enormemente su detección, puesto que llegan a la superficie con amplitudes pequeñísimas. En general, en otras estrellas, dependiendo de su estructura, las oscilaciones se propagan de forma diferenciada: en modos p o en modos g; por último, en ciertas estrellas de estructura más complicada, así algunas estrellas δ Scuti, se dan modos de oscilación que se comportan como modos g en el interior profundo de la estrella y como modos p en la parte más cercana a la superficie.
U
na característica básica que identifica el espectro de frecuencias de una estrella, y en la cual pueden apoyarse las observaciones, es el equiespaciamiento en frecuencia entre los distintos modos. En el caso de los modos p, las frecuencias de los modos con igual grado l y órdenes radiales consecutivos n y n + 1 se diferencian por una cantidad aproximadamente constante, a la que se denomina ∆ν0; relacionada con el tiempo que tarda una perturbación acústica en desplazarse radialmente desde la superficie a su centro, este valor proporciona información sobre la estructura global de la estrella. Por otra parte, dos modos con n consecutivos que difieran en 2 en el valor de l (n, l + 2 y n + 1, l; siempre para l pequeños) poseerán frecuencias muy próximas, comportándose de forma similar desde la superficie hasta casi el punto más interno, donde sufren la reflexión, lugar que depende del grado l. Así, la diferencia entre sus frecuencias, muy pequeña aunque medible en algunos casos, nos ofrece información sobre la estructura de la estrella en las capas situadas alrededor de los puntos de reflexión interna; puntos que, para l pequeños, se localizan en el núcleo. Por este motivo, el parámetro D0, que es una medida promedio de esta diferencia de frecuencias, nos da información sobre las condiciones reinantes en el núcleo de la estrella. En lo que a los modos g respecta, éstos también están equiespaciados, en período, no en frecuencia; además, la separación media varía según sea el grado del modo considerado. Con lo expuesto hasta ahora, hemos visto cuán útil resulta la detección de oscilaciones propias en una estrella. Pero, ¿podemos observarlas con las técnicas actuales? Hemos mencionado
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
3. DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL (H-R) para estrellas variables intrínsecas. Se representa el logaritmo de la temperatura efectiva (Tef ) y el tipo espectral (de O a M) frente al logaritmo de la luminosidad (L) en unidades solares y la magnitud absoluta (Mbol). La secuencia principal media (línea continua de trazo grueso) atraviesa el diagrama desde la parte inferior derecha hasta la superior izquierda. Se presentan también diversas trazas evolutivas, predichas por la t eoría, para estrellas entre 0,5 y 30 masas solares (M ) y la secuencia principal de edad cero correspondiente (líneas continuas de trazo fino). La zona comprendida entre las dos líneas discontinuas de trazo grueso es la extensión de la llamada franja de inestabilidad de las Cefeidas hacia luminosidades menores, donde se incluyen algunos de los grupos de estrellas estudiadas por la astrosismología: tipo δ Scuti, estrellas A peculiares de oscilación rápida y estrellas ZZ Ceti. La línea discontinua de trazo fino representa la secuencia de enfriamiento de las estrellas enanas blancas; destácanse los cuatro tipos de osciladores compactos conocidos: los núcleos de nebulosas planetarias (NNPV), osciladores de tipo DO más calientes, los de tipo DB con atmósferas ricas en helio y, finalmente, los de tipo DA o estrellas ZZ Ceti con atmósferas ricas en hidrógeno. También se indica la localización del Sol ( ) y de dos estrellas en las que recientemente se han descubierto oscilaciones (*), la estrella F2 de la secuencia principal HD155543 y la gigante amarilla α Bootis (Arturo).
que hay dos formas principales de medir las oscilaciones; la más común registra las variaciones de brillo del objeto que deseamos estudiar. Que algunas estrellas sufren variaciones en su luminosidad es un hecho sabido de antiguo. Los árabes conocían la existencia de algunas estrellas varia-
bles, a las que dieron nombres aco rdes con su extraño comportamiento y de las que β Persei, llamada Algol (en árabe, el Diablo), y σ Ceti, llamada Mira, la Maravillosa, son dos ejemplos destacados. Al poco tiempo de comenzar la astronomía telescópica, por el siglo XVIII , se
91
dio un gran paso adelante cuando, en el año 1789, John Goodricke y Edward Pigott descubrieron, de forma casi simultánea, variaciones periódicas en el brillo de las estrellas δ Cephei y η Aquilae. Estas estrellas serían las primeras en descubrirse de una clase de estrellas variables extremadamente importante en la astrofísica actual como medidores de distancia, las Cefeidas.
L
as observaciones estaban muy avanzadas cuando S. Shapley postuló, en 1914, la hipótesis según la cual algunos tipos de variabilidad podrían explicarse en términos de contracciones y expansiones cíclicas de la envoltura estelar. A este tipo de variables se las conocería con el nombre de estrellas pulsantes, u oscilantes, en contraposición a otros tipos de variables, como las eclipsantes (Algol, por ejemplo), en las que la variabilidad observada se debe a la binariedad del sistema combinada con efectos geométricos; o como las novas y supernovas, en las que las explosiones repentinas
son las causantes de la variabilidad apreciada. Se han observado unas 25.000 estrellas pulsantes en nuestra galaxia, lo que representa un 2 por millón de la población total, si bien, al menos teóricamente, esta proporción se podría elevar hasta cubrir cerca del 100 por ciento del total. Esas estrellas se agrupan en más de quince tipos diferentes que, en su mayoría, han sido descubiertos mediante observaciones fotométricas, confirmándose posteriormente el carácter oscilatorio de dichas variaciones por medio de medidas espectrométricas de la velocidad radial. Cada grupo se caracteriza por unos parámetros bien determinados (como la amplitud de la oscilación y su período) y por concentrarse sus miembros en regiones muy específicas del diagrama Hertzsprung-Russell (H-R). En este diagrama, las estrellas se clasifican en función de su temperatura superficial (tipo espectral de más caliente a más frío O, B, A, F, G, K, M) y de su luminosidad. En oposición a lo
que podría esperarse de dos magnitudes supuestamente independientes, las estrellas tienden, en general, a agruparse en regiones que definen las distintas clases de luminosidad : estrellas enanas (clase de luminosidad VII ), subenanas ( VI), estrellas de la secuencia principal ( V , abreviada en SP ) donde se concentra el mayor número de estrellas adultas como nuestro Sol, subgigantes ( IV ) poco numerosas, gigantes (III) y supergigantes ( II y I). La mayoría de los grupos de variables, llamémoslas clásicas, están formados por estrellas de clases de luminosidad IV a I, abarcando un rango de períodos de oscilación amplísimo, desde una hora hasta varios años.
C
uando se analiza a fondo el diagrama, se destaca inmediatamente la presencia de una gran concentración de variables en una estrecha región, situada en su parte central, a la que se conoce con el nombre de franja de inestabilidad . Descubierta, inicialmente, para las superluminosas Cefeidas, se ha ido luego extendiendo hacia luminosidades cada vez más bajas merced al descubrimiento de nuevos tipos de variables, como las RR Lyrae o las δ Scuti. La región se extendió aún más, hasta las luminosidades más bajas, al descubrirse últimamente oscilaciones en estrellas enanas blancas, las estrellas ZZ Ceti. La existencia de la franja de inestabilidad parece estar ligada a una característica estructural de las estrellas dotadas de ciertas temperatura superficial y luminosidad. Esta característica es la presencia de una capa de ionización, ya sea de helio o de hidrógeno, capaz de dirigir el denominado mecanismo κ (relacionado con la opacidad) que excita por resonancia alguno de los modos de oscilación, aumentando su amplitud y provocando la pulsación. Otro hecho que vale la pena destacar es la total ausencia de observaciones de estrellas pulsantes en una de las regiones más pobladas del diagrama H-R, la ocupada por las estrellas de masa pequeña (menos de tres masas solares) que han evolucionado tras agotar el hidrógeno del núcleo. En lo que a la SP se refiere debemos resaltar también la práctica inexis4. CURVAS DE EXTINCION de dos estrellas, obtenidas de forma simultánea por tencia de inestabilidad oscilatoria medio de fotometría diferencial rápida. Se representa la magnitud instrumental (logaritmo del número de cuentas por segundo) frente a la fecha juliana (tiempo). fuera de los lindes de la franja de inesLas observaciones se realizaron con un fotómetro de tres canales instalado en el tabilidad, si exceptuamos a las estretelescopio Carlos Sánchez del Observatorio del Teide (Tenerife, España), la noche llas tipo β Cephei y a otro caso pardel 2 al 3 de junio de 1987 bajo condiciones meteorológicas y fotométricas excepticular que describimos a continuación: cionales. Las dos estrellas medidas son la F2V HD155543, en la que se descubrió la el Sol. Se trata, no obstante, de un caso presencia de modos p, y la tipo δ Scuti 63 Herculis, en la que se descubrieron un que lo único que tiene de especial es total de seis períodos distintos de pulsación. Se puede apreciar la gran calidad de su cercanía a nosotros, viniendo a las medidas en la visión directa del período principal de oscilación de 63Her (2.12 horas) a pesar de su pequeña amplitud (7 milésimas de magnitud). demostrar que la predicción teórica de
92
TEMAS 7
que todas las estrellas de nuestro uni verso realizan oscilaciones, si bien con amplitudes a veces pequeñísimas, es cierta.
D
esde 1960, año en que R. Leighton y sus colaboradores lo descubrieran, se sabía que la superficie del Sol mostraba una componente oscilatoria con un período característico de unos cinco minutos; se le suponía un fenómeno aleatorio y asociado a la granulación. Diez años más tarde, Roger Ulrich lanzaría la hipótesis según la cual se trataba de ondas acústicas viajando a través de la zona de con vección solar, que se convertían en ondas estacionarias atrapadas en el interior, al reflejarse, sucesivamente, en la superficie y en otra capa más interna del Sol. Si bien existen observaciones del año 1975, realizadas, de forma casi simultánea, por grupos alemanes, británicos y soviéticos, que apuntan la 5. OBSERVACIONES SIMULTANEAS. Se ilustra l a curva de luz de la estrella 63Her existencia de oscilaciones solares, el y se muestra, en función del tiempo, el cociente del brillo de las estrellas 63Her y verdadero nacimiento de la nueva dis- HD155543 (fotometría diferencial), para las series correlativas de datos obtenidos ciplina, hoy en día universalmente con idéntica instrumentación en los observatorios del Teide (círculos rojos) situados conocida como heliosismología, ten- en Tenerife (España) y de San Pedro Mártir (cuadrados verdes) en Baja California (México), en la noche del 23 al 24 de mayo de 1987. El acuerdo es t otal, demostrando dría lugar en el año 1979 con la detecel origen estelar de la señal, correspondiente a las variaciones multiperiódicas de ción del espectro de modos acústicos 63Her. propios de oscilación del Sol, centrado en la región de 5 minutos, desde el observatorio del Teide por parte de a escala global de la estrella. Las mayores dificultades, derivadas, sobre uno de los autores de este artículo amplitudes nos señalan los procesos todo, de las pequeñísimas amplitudes (Roca) junto con miembros de la Uni- físicos involucrados en la oscilación, a medir, que, en el caso solar, son del versidad de Birmingham, en el Reino especialmente los mecanismos de orden de unos pocos centímetros por Unido. Desde entonces, y debido a la excitación y de amortiguamiento de segundo en velocidad y del orden de proximidad del Sol que permite resol- los modos que, por desgracia y sal vo unas pocas partes por millón (3 a 5 ver esp acialment e su disco y, por casos muy particulares (mecanismo millonésimas de magnitud) en lumitanto, observar modos de grados más κ ), nos son bastante desconocidos. nosidad. Hasta la fecha, dos han sido altos, se han llevado a cabo medidas Finalmente, las fases, o mejor, las las formas principales de afrontar el mucho más detalladas del fenómeno, diferencias de fase para un mismo problema. La primera se sirve de técque han proporcionado un conocimiento modo observado de formas distintas nicas espectrométricas, en su intento amplio, aunque todavía incompleto, (midiendo simultáneamente sus de medir las variaciones en la velocidel espectro global de modos oscilato- variaciones de luminosidad y de velo- dad radial (∆V) de la estrella, detecrios solares. Esto ha permitido el esta- cidad, por ejemplo) nos proporciona- tables como desplazamientos de la blecimiento experimental de limita- rán información sobre las propiedades longitud de onda de las líneas especciones muy estrictas a los modelos termodinámicas imperantes en la trales en virtud del efecto Doppler. teóricos solares, que han conllevado ca vidad donde se propaga el modo. Para ello se requieren una precisión una mejora sustancial; en línea con Cuanto mayor número de modos con- altísima y una estabilidad temporal ello se habla ya de un modelo estándar sigamos identificar, mayor será la increíble; piénsese que, para medir un que explique, también, el problema de información a extraer. ∆V menor que 1 m/s, se necesita los neutrinos solares. Así , el térmi no ast rosis molog ía encontrar ∆ λ / λ con una precisión La revolución que supuso en física designa hoy el estudio del espectro de mejor que 3 × 10–9, donde λ designa la solar la aparición de la heliosismolo- modos propios de oscilación en todos longitud de onda. La técnica especgía obligó a plantearse la siguiente aquellos grupos de estrellas en los que trométrica de dispersión resonante se cuestión: ¿podrían aplicarse los cono- se identifican más de tres modos de usó en 1979 para descubrir las oscilacimientos y la experiencia adquiridos oscilación diferentes. Con estas pre- ciones solares. Técnicas similares, en en el estudio del Sol a las estrellas de misas, algunos tipos de pulsantes clá- su mayoría basadas en distintas vertipo espectral similar y, en general, a sicas, como las Cefeidas, quedan fuera siones de los filtros magnetoópticos, cualquier tipo de estrella? La informa- de estos estudios. Sí pueden agrupar se están aplicando al descubrimiento ción que se obtendría del espectro de tipos clásicos, como por ejemplo las de oscilaciones en estrellas parecidas modos propios sería amplia y variada. δ Scuti, junto a otros más, descubiertos al Sol. Las frecuencias de los modos, o en su recientemente, y, por último, el de las La astrosismología por medio de defecto las separaciones medias entre estrellas de tipo solar. técnicas fotométricas, la segunda vía las frecuencias de los mismos (∆ ν0, La detección de oscilaciones de tipo posible, consiste en medir las fluctuaD0), nos informan sobre la estructura solar en otras estrellas plantea las ciones de brillo (∆L/L) o de magnitud LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
93
6. ESTRELLAS PULSANTES. Hay básicamente cinco clases de estrellas cuyo estudio ha afrontado la astrosismología. Se caracterizan por sufrir oscilaciones en varios modos, ya sean acústicos (modos p) o gravitatorios (modos g). Estas son: las estrellas tipo δ Scuti, las estrellas Ap de oscilación rápida (roAps), las de tipo solar o estrellas de la baja secuencia principal, las gigantes amarillas de masa pequeña y, finalmente, los osciladores compactos; se agrupan éstos en cuatro subtipos: las
(∆m) de una estrella provocadas por cambios en la temperatura de las capas superficiales, en el radio de la estrella o en ambos. Por su sencillez y bajo coste han sido las técnicas más empleadas. Sin embargo, en el caso solar, sólo han logrado proporcionar datos de gran calidad cuando se han utilizado a bordo de ingenios espaciales. ¿Por qué? La respuesta es simple. La atmósfera terrestre se superpone al flujo estelar observado con dos formidables fuentes de ruido: las fluctuaciones de la transparencia atmosférica o extinción variable (dominante a bajas frecuencias temporales, aunque correla-
enanas blancas (EB) de tipos DO, DB y DA y los núcleos de nebulosas planetarias (NNPV), respectivamente. Los datos que proporciona la tabla para cada clase son: el núm ero de miembros estudiados, tipo espectral y clase de luminosidad, rango de masas en unidades solares, rango de períodos con sus amplitudes observables en luminosidad (mediante fotometrí a) o velocidad (mediante espectrometría), número y tipo de modos observables y, para terminar, un ejemplo destacado de cada grupo.
cionada para separaciones angulares paración. Este es el motivo por el que sobre la bóveda celeste menores que se recurre a la fotometría rápida o de unos seis minutos de arco) y el cente- alta velocidad; lo ideal, sin embargo, lleo, cuya contribución es más o menos es usar la fotometría diferencial constante para cualquier frecuencia y rápida, que mide simultáneamente el correlacionado, tan sólo, a separacio- flujo luminoso de varias estrellas a la nes inferiores a pocos segundos de vez con una resolución temporal del arco. orden de pocos segundos. A tenor de ese criterio se ha sugerido el empleo ara corregir los efectos de la extin- de dispositivos de carga acoplada ción variable, se viene usando la (DCA ) como posibles instrumentos a fotometría diferencial estándar. Ahora usar en la detección de oscilaciones bien, los cortos períodos asociados a estelares, pero aún están por demosmuchas de las estrellas que se desea trar su estabilidad y su rango observar reclaman un seguimiento dinámico. Sin embargo, el uso de DCA continuo de la misma que no permite posee la enorme ventaja de permitir la observación de la estrella de com- la observación coetánea de un gran número de estrellas; en caso de pertenecer éstas a un cúmulo abierto, por ejemplo, tendrían todas las mismas edad y composición química, lo que facilitaría la interpretación teórica de los resultados. Sea cual sea la técnica que se use, se ha demostrado el interés astrosismológico de la observación continuada de un mismo objeto durante tantas noches sucesivas cuantas sea posible. Con dos propósitos básicos: aumentar la resolución en frecuencia e incrementar la relación señal a ruido. Esto puede conseguirse gracias a que la señal estelar es coherente (vida media del orden de decenas de días) y mantiene las mismas frecuencia y fase, 7. ESTRELLAS δ SCUTI. La franja de inestabilidad cruza l a secuencia principal en dejando de lado cualquier otra contriuna región ocupada por estrellas de tipo espectral F0V a A5V. Se conoce la existenbución a la señal, el centelleo por cia de inestabilidad pulsacional en esta región desde hace más de treinta años; sin embargo, hasta fechas muy recientes no se había descubierto el carácter multipeejemplo. Al intentar este tipo de riódico y, por tanto, susceptible de estudio por la astrosismología de muchas de observación, se introduce un problema estas estrellas. En la figura se presentan los espectros de frecuencias de oscilación adicional: la aparición de bandas latede tres estrellas δ Scuti estudiadas recientemente. Cada una de ellas muestra un rales en los espectros de frecuencias espectro muy diferente: concentrado para θ2 Tauri, disperso para 63 Herculis y un (a causa de los huecos diurnos en que término medio de ambos para GX Pegasi. Esta dispersión de resultados según el no puede observarse la misma estreobjeto en cuestión complica la interpretación teórica de las oscilaciones en este lla), que con su presencia complican tipo de estrellas, aunque supone, a la vez, un aliciente añadido para continuar el estudio de la estructura de cada una de ellas. la identificación correcta de las fre-
94
P
TEMAS 7
cuencias de oscilación de la estrella estudiada. Este es el motivo por el que se organizan campañas de observación coordinadas desde dos, tres o varios observatorios, adecuadamente separados en longitud geográfica, con el fin de seguir continuamente una estrella sin interrupciones, tapando al máximo la presencia de huecos en las series de datos. Por esta razón, la astrosismología, quizá más que cualquier otra rama de la astrofísica, necesita de la cooperación internacional para avanzar. Sin embargo, resulta evidente que la gran mayoría de los problemas citados se evitarían con observaciones desde el espacio. En este sentido se está trabajando y hay varios proyectos en marcha con idéntico fin, pu diendo citarse EVRIS , a bordo de una sonda rusa con destino a Marte y el cinturón de asteroides, y PRISMA , de la Agencia Espacial Europea (ESA). 8. ESTRELLAS Ap DE OSCILACION RAPIDA. Este compacto y poco numeroso gruay unos grupos de estrellas en los po está integrado por una veintena de estrellas del tipo espectral A peculiar, más que la astrosismología está obte- frías y con líneas intensas de Sr, Cr y Eu, que sufren oscilaciones cuyos períodos son niendo resultados provechosos. Son de pocos minutos y las amplitudes del orden de unas pocas milésimas de magnitud. las que poseen unas propiedades bien Poseen los espectros de frecuencias para modos acústicos más completos y mejor definidas y diferenciadas. En con- interpretados que se conocen, aparte de nuestro Sol. La ilustración muestra el es junto, sin embargo, todos esos grupos pectro de amplitudes de la estrella HR1217, obtenido con más de 320 horas de datos se caracterizan por sufrir pulsaciones de fotometría rápida realizada desde siete observatorios distribuidos por todo el en más de tres modos distintos de mundo. HR1217 oscila con un total de 6 modos, la mayoría desdoblados por rotación (Ω) y equidistantes entre sí (∆ν0 ~_ 60 µHz). Los de mayor amplitud se interpretan oscilación. Nos referimos a los siguiencomo modos de grado l = 0 o 2 y l = 1, para valores de n elevados (n en torno a 33). tes: las estrellas δ Scuti, las estrellas A peculiare s de oscila ción rápida (roAps), las estrellas de tipo solar o de donde las estrellas pasan de tener estrellas 63 Herculis y GX Pegasi, la baja SP, que tienen por prototipo al núcleos radiactivos a tener núcleos donde se muestra un número similar Sol, las gigantes de masa pequeña y, convectivos, lleva aparejada una de frecuencias, aunque extendidas a finalmente, los osciladores compactos enorme complejidad en los espectros un rango mayor de las mismas. En los que incluyen, bajo una nueva denomi- de frecuencia observados. últimos años, se ha dado, pues, un nación, a las ya clásicas variables ZZ Hasta fechas muy recientes no se paso importante en el estudio de este Ceti. La mayoría de estos objetos son habían distinguido ni siquiera 3 mo dos tipo de estrellas; esta nueva informaestrellas de masa pequeña (< 2 masas de oscilación en las estrellas mejor ción proporciona datos observacionasolares) parecidas a nuestro Sol, o estudiadas; en los últimos años, sin les que se están contrastando a la luz provienen de la evolución de las mis- embargo, los resultados obtenidos en de nuevos modelos sobre la estructura mas. Por ese motivo, se suele denomi- varias camp añas de obs erva ciones de tales estrellas. nar a todo el conjunto como estrellas fotométricas diferenciales, desde disque realizan oscilaciones de tipo solar, tintos puntos, simultáneamente, han na parte de las conocidas como A aunque en algunos casos (gigantes, demostrado que este hecho no era más peculiares está integrada por enanas blancas) las estrellas concer- que un efecto de selección debido a la estrellas de menor temperatura supernidas se encuentren en estados evolu- baja resolución, el pobre muestreo o ficial; se localiza en el interior de la tivos mucho más avanzados. la mala calidad de los datos cosecha- franja de inestabilidad cuando ésta El primer grupo a considerar es el dos hasta el momento. De hecho, el atraviesa la SP. Don Kurtz descubrió, integrado por estrellas de tipo espec- análisis de observaciones de la estre- entre 1979 y 1982, oscilaciones rápitral entre F0V y A5V, que muestran lla θ2 Tauri, realizadas en 1987 por das, de períodos en el rango de minuoscilaciones con amplitudes típicas de Michel Breger en colaboración con tos con amplitudes típicas de una unas 10 milésimas de magnitud, con astrónomos chinos, italianos, españo- milésima de magnitud, en varias de períodos comprendidos entre treinta les, húngaros y norteamericanos, ha estas estrellas. Kurtz definió una minutos y varias horas. Forman el dado como resultado un espectro de nueva clase de variables pulsantes grupo de estrellas δ Scuti, cuyos amplitudes, concentrado en un estre- con el nombre de estrellas Ap de oscimiembros se concentran dentro de la cho intervalo, de seis frecuencias de lación rápida (roAp). franja de inestabilidad allí donde ésta oscilación al menos, correspondientes Se conocen ya catorce estrellas de atraviesa la SP. Aunque el mecanismo a otros tantos modos propios de osci- este tipo, que se caracterizan por tener de excitación de las oscilaciones (el lación; datos que contrastan con los tipo espectral Ap o Fp, con líneas mecanismo κ) se conoce desde hace obtenidos por los autores, en colabo- intensas de elementos químicos como años, la posición que ocupan estas ración con el grupo de Françoise Pra- estroncio, europio y cromo en sus estrellas, cerca de la región de la SP derie y con Manuel Alvarez, en las espectros electromagnéticos. Además,
H
U
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
95
9. OSCILADORES COMPACTOS. En este grupo se integran una serie de estrellas en sus últimas fases evolutivas, caracterizadas por sufrir oscilaciones en el rango de minutos debido a la actuación de varios modos g. El grupo conocido hace más tiempo y mejor estudiado es el integrado por las enanas blancas de tipo ZZ Ceti, cuyo prototipo es HL-Tau 76. La curva de luz y el espectro de amplitudes de dicha estrella ilustran la figura. La curva de luz, donde se representa la amplitud en función del tiempo universal (TU), nos enseña el carácter absolutamente errático de este tipo de objetos con máximos pronunciados seguidos, de forma irregular, por mínimos más relajados, que se deben a la actuación síncrona de varios modos de oscilación con períodos cercanos. El espectro de amplitudes muestra la presencia de, al menos, 10 picos bien diferenciados entre 1 y 4 milihertz (períodos de 17 a 4 minutos), causantes de la extraña variabilidad observada.
pretan como modos acústicos de n grande y grado pequeño (l < 3); similares, por tanto, a los solares. Pero sus amplitudes, unas 500 veces casi todas poseen índices de color que su tipo espectral, se trata de estrellas mayores que las observadas en el Sol y unas 50 veces las esperables para nos informan de que se trata de estre- más bien frías. llas sumamente jóvenes. Otros índices Debido a sus cortos períodos, sus estrellas normales de la SP de tipos A de color, que son indicativos de la tem- modos de oscilación (se han observado y F, apoyan la idea de que el mecaperatura, nos revelan que, a tenor de entre 3 y 12 según la estrella) se inter- nismo de excitación de estos modos difiere del que tiene lugar en el Sol. Hiromoto Shibahashi ha sugerido que podría hallarse relacionado con el intensísimo campo magnético imperante en todas las estrellas de esta clase. El interés suscitado por este tipo de estrellas es muy grande: en cuanto osciladores se parecen al Sol y su naturaleza encierra todavía múltiples enigmas que la astrosismología ayudará a despejar. Por otro lado, desde que A. Landolt descubriese en 1968 la presencia de variaciones rápidas en el brillo de la enana blanca Hl Tauri-76 de tipo espectral DA, un total de veinte nue vas vari ables de este tipo han ido engrosando las filas de las llamadas estrellas de tipo ZZ Ceti. Desde el año 1985 se ha incrementado el número de enanas blancas pulsantes de otros tipos espectrales (DO y DB) e incluso se han descubierto oscilaciones en los 10. ESTRELLAS DE TIPO SOLAR. La variante solar de la astrosismología, la helionúcleos calientes de las nebulosas plasismología, ha proporcionado información valiosísima sobre la estructura interna netarias (NNP). de nuestra estrella y, como es lógico, la extensión de este tipo de estudios a otras Enanas blancas y NNP se caracteestrellas parecidas al Sol (tipo FV a KV) ha cobrado especial interés en los últimos años. Lo que se trata de encontrar es el espectro de frecuencias de una estrella a rizan por su pequeño tamaño y su un nivel de calidad tan excepcional como el que se ilustra. La figura muestra el enorme densidad. Hoy en día se espectro de potencias (amplitud cuadrada) de los modos p solares, conseguido a agrupa a todas las variables de este través de datos espectrométricos de gran calidad obtenidos en dos estaciones locatipo con el nombre de osciladores comlizadas en Tenerife y Hawai. Se aprecian pares alternativos de modos con l = 0 y 2 pactos, subdividiéndose en cuatro clay l = 1 y 3, correspondientes a valores de n entre 13 y 25. El problema básico son sus ses según sea el tipo espectral. La amplitudes, que son pequeñísimas (3 a 15 cm/s en velocidad; 1 a 6 millonésimas de existencia de osciladores de tipo DB magnitud en luminosidad), lo que ha causado que, hasta la fecha, los resultados fue postulada teóricamente por Don obtenidos en otras estrellas disten mucho de ser concluyentes.
96
TEMAS 7
Winget antes de ser descubiertas observacionalmente. Se ha postulado también que las estrellas de neutrones de densidades mucho mayores aún deben, igualmente, realizar oscilaciones en algún momento de su evolución; mas, hasta la fecha, no se ha descubierto ninguna que lo haga.
E
n conjunto, los osciladores compactos pulsan con períodos comprendidos entre 100 y 1000 segundos con amplitudes menores que 0,1 magnitudes, identificándose entre 4 y 10 frecuencias de oscilación por estrella, aunque, en algunos casos, este número se eleva hasta 30. Se interpretan como modos g de l pequeño, excitados por el mecanismo κ en las zonas de ionización del helio e hidrógeno de las envolturas de tales estrellas, relacionándolas, por tanto, con otros tipos de pulsantes situadas en el interior de la franja de inestabilidad. Si ya es interesante el estudio per se de sus oscilaciones con el fin de conocer su estructura, reviste la mayor importancia otro tipo de información que se puede extrapolar de la astrosismología de osciladores compactos. En particular, por lo que podemos aprender sobre el comportamiento de la materia bajo condiciones extremas de densidad y temperatura; también, porque determinando las escalas de tiempo evoluti vas de estos objetos, a través de la deriva secular de sus períodos (P), se puede calibrar la secuencia de enfriamiento de las enanas blancas y, en consecuencia, obtener una estimación bastante precisa de la edad del disco galáctico. (Se trata de estrellas muy viejas y constituyen, por tanto, una cota inferior de la edad del universo.) Los tres grupos nombrados hasta ahora, δ Scuti, roAp y osciladores compactos, tienen la ventaja de que sus oscilaciones son relativamente fáciles de detectar con la instrumentación actual. La situación cambia cuando se trata de estudiar las oscilaciones en estrellas normales de la baja SP, mucho más parecidas al Sol. De hecho, desde que en 1979 se descubrió el espectro de las oscilaciones propias del Sol, muchos y variados han sido los intentos de repetir dicho logro en otras estrellas y, aunque se han conseguido algunos resultados preliminares muy interesantes, ninguno ha conducido a resultados concluyentes. Quizá los más destacados sean los trabajos realizados por Eric Fossat y su grupo sobre las estrellas α Centauri, muy parecida a nuestro Sol, y en la subgigante α Canis Minoris, llamada Procyon, a pesar de que algunos de los resultados obtenidos han sido cuestionados.
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
11. DIAGRAMA ∆ν0-D0 para estrellas de la secuencia principal. Se representan las trazas evolutivas para estrellas de igual masa (líneas continuas), hasta el agotamiento del hidrógeno central, y las isopletas o trazas de igual abundanci a de hidrógeno en el núcleo (líneas discontinuas), en función de las separaciones en frecuencia D0 y ∆ν0. ∆ν0 es la separación media entre modos de igual l y n sucesivos según la expresión νn,l = ∆ν0(n + l /2 + ∈), con ∈ una constante. Por su parte, D0 se relaciona con la separación media entre modos de n sucesivos que difieren en 2 en el valor de l según la expresión νn,l + 2 – νn + 1,l = D0(6 + 4l). La figura demuestra que una vez conocidos, a través de observaciones, los valores de D0 y ∆ν0 para una estrella determinada, automáticamente se pueden conocer su masa y su edad, relacionada esta última con la abundancia central de hidrógeno. Desde la creación del universo, las estrellas de M ≤ 0,8 M aún no han tenido tiempo de agotar su combustible nuclear, por lo que sus trazas evolutivas no están completas. En el diagrama se muestra la localización, con sus barras de error, de aquellas estrellas, incluido el Sol, en las que se han obtenido determinaciones más o menos precisas de ν0 y, en algunos casos (Sol, αCen, HD155543), de D0.
De acuerdo con la investigación teórica llevada a cabo en 1983 por Joergen Christensen-Dalsgaard y Soeren Frandsen, habría un aumento de la amplitud de la oscilación conforme aumenta la masa y la edad de una estrella, mientras ésta se encuentre quemando hidrógeno en el núcleo, es decir, en la SP, y exista un dominio del transporte de energía por convección en las capas estelares más externas. El máximo en la amplitud de la oscilación se obtiene para un modelo de estrella de 1,5 masas solares, que se corresponde con una estrella de tipo espectral F0V.
E
n esa dirección encaminamos al- gunas de nuestras investigaciones, que dieron un resultado positivo con la detección de oscilaciones, con períodos comprendidos entre 6 y 8 minutos y amplitudes cercanas a 20 millonésimas de magnitud, en la estrella F2 de la SP HD155543. Aunque el ruido provocado por el centelleo atmos-
férico nos ha impedido determinar las frecuencias y amplitudes de los modos individuales, logramos determinar parámetros tan importantes como sus separaciones en frecuencia citadas anteriormente ∆ν0 y D0, que son útiles para obtener una estimación precisa de la masa y de la edad de la estrella y, en consecuencia, describir, eso sí, someramente, la estructura y estado evolutivo de la misma.
BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA (2. a edición). W. Unno, Y. Osaki, H. Saio, H. Shibahashi y H. Ando. University of Tokyo Press, 1989, Tokyo.
NON-RADIAL O SCILLATIONS
OF S TARS
ASTROPHYSICAL APPLICATIONS OF STELLAR PULSATION.
Memorias del Coloquio 155 de la I.A.U. (Celebrado en Ciudad del Cabo del 6 al 10 de febrero de 1995). Dirigido por R. S. Stobie y P. A. Whitelock. Astronomical Society of the Pacific Conf. Ser., vol. 83, 1995.
97
Así explota una supernova Hans A. Bethe y Gerald Brown Cuando una estrella agota su combustible nuclear, su parte central se contrae en milisegundos y el “rebote” subsiguiente origina una onda que arrastra consigo la mayor parte de la materia estelar
L
a muerte de una gran estrella es que haber algún momento en el que el sarrolló después en un artículo fundaun suceso brusco y violento. La movimiento de caída hacia dentro de mental, publicado en 1957 por E. estrella evoluciona pacífica- la materia estelar se detenga y luego Margaret Burbidge, Geoffrey R. Burmente durante millones de años, se invierta; la implosión debe trans- bidge, William A. Fowler y el propio pasando por diversas fases de de- formarse en explosión. Hoyle. Proponían allí que, cuando una sarrollo, pero cuando se le acaba su Está empezando a perfilarse un estrella de gran masa llegaba al fin de combustible nuclear se contrae bajo cuadro coherente del mecanismo de la su vida, el núcleo estelar se comprimía su propio peso en menos de un segundo. supernova mediante la combinación bajo la fuerza de su propia gravitaLos sucesos más importantes de la de las simulaciones con ordenador y ción. La energía liberada en el colapso fase de colapso transcurren en milise- de los análisis teóricos. Por lo que expelía la mayor parte de la masa de gundos. Lo que sigue es una super- parece, el suceso crucial en el punto la estrella, distribuyendo los elemennova, una explosión prodigiosa, la más de retorno sería la formación de una tos químicos formados en el curso de potente de las que se han producido onda de choque que se propagaría su evolución por todo el espacio interdesde que se formó el universo, si hacia fuera, a una velocidad mínima estelar. El núcleo contraído dejaba exceptuamos la “gran explosión” ori- de 30.000 kilómetros por segundo. tras de sí un denso residuo, en muchos ginaria. casos una estrella de neutrones. Una sola estrella en explosión puede as supernovas son sucesos raros. La supernova es el resultado, infrefulgurar con más brillo que una galaxia En nuestra propia galaxia no se cuente y espectacular, de la sucesión entera, compuesta por miles de millo- han registrado más que tres durante de reacciones de fusión nuclear que nes de estrellas. En el curso de meses, los últimos mil años; la más brillante, jalonan la historia de la vida de una logra emitir tanta luz cuanta despide registrada por astrónomos chinos en estrella. El calor desprendido por la el Sol en mil millones de años. Además, el año 1054, originó la capa de gas en fusión crea una presión; ésta conla luz y otras formas de radiación elec- expansión conocida por Nebulosa del trarresta la atracción gravitatoria tromagnética representan sólo una Cangrejo. Si solamente se pudiesen que, en otro caso, provocaría el colapso porción pequeña de la energía total de observar sucesos tan próximos, poco de la estrella. La primera serie de una supernova. La energía cinética de se sabría acerca de ellas. Pero gracias reacciones de fusión producen el efecto la materia en explosión es diez veces a su extraordinaria luminosidad, se neto de soldar cuatro átomos de hidrómayor. Más energía todavía —tal vez detectan incluso en galaxias lejanas; geno en un solo átomo de helio. El el céntuplo de la emisión electromag- los astrónomos descubren una decena, proceso rinde energía: la masa del nética— transportan las partículas más o menos, cada año. átomo de helio es ligeramente inferior carentes de masa llamadas neutrinos, Las primeras observaciones siste- a las masas combinadas de los cuatro emitidos en su mayoría en un relám- máticas de supernovas distantes las átomos de hidrógeno, con lo que la pago que dura alrededor de un segundo. realizó en los años treinta Fritz Zwi- energía equivalente al exceso de masa Cuando termina la explosión, la mayor cky. La mitad aproximadamente de las se desprende en forma de calor. parte de la masa de la estrella se ha supernovas que estudió se ajustaban a El proceso continúa en el núcleo de repartido por el espacio; del núcleo un patrón bastante regular: la lumino- la estrella hasta que se agota el hidrócentral de la misma sólo quedan ceni- sidad aumentaba constantemente geno allí existente. El núcleo se conzas, oscuras y densas. En algunos durante unas tres semanas y dismi- trae entonces, puesto que la gravitacasos hasta puede desaparecer sumido nuía después poco a poco durante un ción ya no está contrarrestada por la en un agujero negro. período de seis meses o más. A las producción de energía; en virtud de En sus líneas generales, esa des- explosiones de esta clase las llamó de ello, núcleo y materia circundante se cripción de la supernova podría tipo I. A las restantes supernovas, más calientan. La fusión del hidrógeno haberse dado hace treinta años, pero variadas, las dividió en cuatro grupos; comienza entonces en las capas cirla sucesión pormenorizada de lo que hoy se las agrupa en el tipo II. Se cree cundantes. Mientras tanto, el núcleo sucede en una estrella moribunda no que los acontecimientos que conducen se ha calentado lo suficiente e inicia se conoce con cierta seguridad ni a la explosión son muy diferentes en otras reacciones de fusión: consume siquiera hoy. El nudo de la cuestión es los tipos I y II. Aquí nos ocuparemos helio para formar carbono, carbono el siguiente: si la supernova comienza principalmente de las segundas. para constituir neón, oxígeno y, finalcon un colapso, o implosión, ¿cómo El punto de apoyo de la teoría de las mente, silicio. De nuevo, cada una de puede, entonces, expulsar la mayor explosiones de supernova fue un tra- esas reacciones conduce a una liberaparte de la masa de la estrella? Tiene bajo de Fred Hoyle. La teoría se de- ción de energía. Un último ciclo de
L
98
TEMAS 7
1. EL COLAPSO Y LA DISTENSION son los sucesos que desencadenan la explosión de una supernova. Aquí se muestra el núcleo de una estrella de gran masa a su paso por el moment o de “máximo quebranto”, cuando la parte central alcanza su mayor densidad. Cada superficie representa una capa de materia cuya posición radial se ha seguido a lo largo de un período de 12 milisegundos. La masa incluida, esto es, la masa total comprendida dentro de la superficie, no cambia cuando la capa se contrae o se expande. Inicialmente el núcleo es de
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
hierro, pero la extrema compresión del colapso convierte los kilómetros más internos en materia nuclear; es decir, constituye los núcleos atómicos. Una capa formada de varios núcleos pesados, hierro incluido, ciñe esa región. En el máximo quebranto, la contracción se detiene de golpe, dando origen a una onda de choque (línea azul) que se propaga hacia fuera a 30.000 kilómetros por segundo, si no más. En la estela de esa onda de choque, los núcleos se rompen en nucleones ( protones y neutrones) individuales.
99
fusión combina los núcleos de silicio una estrella así, el combustible se conpara formar hierro, concretamente el sume antes. Si el Sol puede subsistir isótopo corriente del hierro 56Fe, cons- diez mil millones de años, una estrella tituido por 26 protones y 30 neutro- de masa diez veces superior acabará nes. El hierro es el final de la línea de su evolución mil veces antes. Con la fusión espontánea. El núcleo de independencia de lo que se tarde en 56Fe es el más fuertemente ligado de ello, la provisión de combustible aprotodos. La fusión ulterior absorbería vechable en el núcleo acabará agotánenergía en lugar de liberarla. dose. En este punto, la producción de En esta fase de su existencia, la calor en el núcleo toca a su fin y la estrella adquiere una estructura bul- estrella debe contraerse. biforme. Una capa de silicio y azufre rodea el núcleo de hierro y elementos uando termina la fusión en una semejantes; tras ella hay otras capas estrella pequeña, se contrae lende oxígeno, carbono y helio. La más tamente, convirtiéndose en una enana externa de todas está constituida blanca: una estrella consumida que principalmente por hidrógeno. emite sólo un débil resplandor de Sólo las mayores de las estrellas radiación. Si está aislada, la enana alcanzan la fase final, con núcleo de blanca permanece en este estado indehierro, de su secuencia evolutiva. Una finidamente, enfriándose de un modo estrella de tamaño solar no llega más gradual, aunque experimentando allá de la combustión de helio, mien- pocos cambios. ¿Qué es lo que impide tras que las estrellas menores se que la estrella se contraiga más? La detendrán en la fusión del hidrógeno. respuesta la dio, hace más de 50 años, La estrella grande consume también Subrahmanyan Chandrasekhar. su provisión de combustible mucho Sin entrar en detalles, cuando la antes, aun cuando hubiera más al materia ordinaria se comprime, se principio; pero, por ser la presión y logra una densidad mayor estrechando temperatura internas más altas en los espacios vacíos entre los átomos.
C
108 ) O C I B U C O R T E M I T N E C R O P S O M A R G ( L A R T N E C D A D I S N E D
COMBUSTION DEL OXIGENO 1 DIA COMBUSTION DEL OXIGENO 6 MESES
107
COMBUSTION DEL NEON 1 AÑO
106
COMBUSTION DEL CARBONO 600 AÑOS
105
104
103
COMBUSTION DEL HELIO 500.000 AÑOS
102
10
COMBUSTION DE HIDROGENO 7 MILLONES DE AÑOS
1 0
100 200 300 TEMPERATURA CENTRAL (MILLONES DE GRADOS KELVIN)
400
2. EVOLUCION DE UNA ESTRELLA DE GRAN MASA en un proceso que se acelera continuamente hacia mayores temperatura y densidad del núcleo. Durante la mayor parte de la vida de la estrella, la fuente primaria de energía es la fusión de núcleos de hidrógeno para formar helio. Cuando se agota el hidrógeno que hay en el núcleo, éste se contrae, calentándose, e inicia la fusión de helio para producir carbono. El ciclo se repite después, a un ritmo cada vez más rápido, por medio de la combustión de carbono, de neón, de oxígeno y de silicio. La fase final de fusión del silicio genera un núcleo de hierro, del que no se puede ya extraer más energía por reacciones nucleares. De aquí que el núcleo de hierro no pueda resistir el colapso gravit atorio, dando lugar a una explosión de supernova. La secuencia que se representa corresponde a una estrella de 25 masas solares. Los datos de esta ilustración, como los de la figura siguiente, se han basado en cálculos realizados por Thomas A. Weaver.
100
En el núcleo de una enana blanca, este proceso ha llegado a su límite: los electrones atómicos se hallan fuertemente comprimidos unos contra otros, condiciones en las que oponen resistencia a toda compresión ulterior. Chandrasekhar demostró que existía un límite para la presión que la repulsión mutua de los electrones podía resistir. A medida que la estrella se contrae, la energía gravitatoria aumenta, pero también lo hace la energía de los electrones, elevando la presión. Si la contracción llega suficientemente lejos, tanto la energía gravitatoria como la de los electrones se hacen inversamente proporcionales al radio de la estrella. Que exista o no algún radio para el cual las dos fuerzas se equilibren dependerá de la masa de la estrella. El equilibrio sólo es posible con una masa inferior a cierto valor crítico, conocido por masa de Chandrasekhar, en su honor. Si la masa supera el límite de Chandrasekhar, la estrella se desplomará. El valor de la masa de Chandrasekhar depende de los números relativos de electrones y de nucleones (protones y neutrones considerados en su conjunto): cuanto mayor sea la proporción de electrones, tanto mayor será la presión electrónica y, por ende, mayor la masa de Chandrasekhar. En las estrellas pequeñas, cuya cadena de reacciones de fusión se detiene en el carbono, la relación viene a ser de 1/2 y la masa de Chandrasekhar de 1,44 masas solares. Esta es la máxima masa estable para una enana blanca. Una enana blanca que tenga una masa inferior al límite de Chandrasekhar puede permanecer estable indefinidamente; sin embargo, éstas son las estrellas que se cree originan las supernovas del tipo I. ¿Cómo puede suceder esto? La clave de la explicación reside en que las enanas blancas que explotan en forma de supernovas no son estrellas solitarias, sino individuos de sistemas binarios. Según cierta hipótesis, el intenso campo gra vitatorio de la enana blanca atrae materia de la compañera binaria, que cae poco a poco sobre la superficie de aquélla, aumentando la masa del núcleo de carbono y oxígeno. Con el tiempo, el carbono central se enciende y se consume en una onda que se propaga hacia fuera, destruyendo la estrella. La idea de que la combustión explosiva del carbono desencadenaba las supernovas de tipo I fue propuesta en 1960 por Hoyle y Fowler. Desde entonces, muchos astrofísicos han elaborado modelos más detallados, en particular TEMAS 7
Icko Iben, Jr. y sus colaboradores. Otros cálculos realizados por Ken’ichi Nomoto y sus colegas indican que la combustión no es, en realidad, explosiva. La onda de reacciones de fusión se propagaría como la combustión de una mecha, no como la explosión de un petardo; trataríase de una deflagración, no de una detonación. Aun cuando la combustió n sea menos violenta que una detonación, la enana blanca queda completamente destruida. La energía de enlace inicial que mantiene unida la estrella es de unos 1050 erg; la energía liberada por la combustión es 20 veces mayor (2 ×1051 ergs), suficiente para explicar la velocidad de diez mil kilómetros por segundo de los restos de la supernova. En el curso de la deflagración, las reacciones nucleares crean aproximadamente una masa solar del isótopo inestable del níquel 56Ni, que se desintegra, dando 56Co y después 56Fe a lo largo de un período de meses. La velocidad de liberación de energía en la desintegración radiactiva es la idónea para explicar por qué la luz que emiten las supernovas del tipo I decrece gradualmente.
L
as supernovas de tipo II se producen en estrellas de masa mucho mayor. Se cree que el límite inferior es de unas ocho masas solares. Para investigar la historia de una supernova del tipo II, lo mejor es comenzar en el momento en que se posibilita la fusión de núcleos de silicio para formar hierro en el centro de la estrella. En este punto, la estrella ya ha pasado por las fases de combustión de hidrógeno, helio, neón, carbono y oxígeno; tiene la estructura de cebolla antes descrita. La estrella ha tardado varios millones de años en alcanzar esa fase. Los sucesos subsiguientes ocurren con mucha mayor rapidez. Cuando se inicia la reacción de fusión final, empieza a formarse en el centro de la estrella un núcleo constituido por hierro y otros elementos relacionados con éste, dentro de una capa de silicio. La fusión continúa en la superficie de separación entre el núcleo de hierro y la capa de silicio, añadiendo continuamente masa al núcleo. En el interior de éste, sin embargo, ya no hay producción de energía por reacciones nucleares; el núcleo es una esfera inerte, sometida a gran presión. Se encuentra así en la misma situación que la enana blanca: resistirá la contracción gracias a la presión electrónica, restringida por el límite de Chandrasekhar. Una vez comenzada, la fusión de núcleos de silicio prosigue a una veloLA VIDA DE LAS ESTRELLAS
1010
1010
) O 8 C I 10 B U C106 O R T 4 E10 M I T N102 E C R 1 O P S O10–2 M A R10–4 G ( D A10–6 D I S N –8 E10 D
109 108 107 106 105
) N I V L E K S O D A R G ( A R U T A R E P M E T
104
10–10 Fe Si + S O + Ne C + O He
0
5
H
10 15 MASA INCLUIDA (MASAS SOLARES)
20
25
3. ESTRUCTURA DE CEBOLLA, característica de una estrella de gran masa al f inal de su evolución, inmediatamente antes del colapso gravitatorio. El núcleo de hierro queda inmerso en una capa envolvente de silicio, azufre, oxígeno, neón, carbono y helio, rodeado de una tenue envoltura de hidrógeno. La temperatura y la densidad decrecen continuamente en la capa envolvente, para caer de forma brusca en la envoltura de hidrógeno. La fusión se ha detenido en el núcleo, pero sigue en las fronteras entre capas.
cidad vertiginosa, con lo que la masa del interior del núcleo alcanza el límite de Chandrasekhar en un día aproximadamente. Indicamos antes que, para una enana blanca, la masa de Chandrasekhar era igual a 1,44 masas solares; para el núcleo de hierro de una estrella grande, el valor puede diferir algo, pero se halla probablemente en el intervalo entre 1,2 y 1,5 masas solares. Alcanzada la masa de Chandrasekhar, el paso se hace todavía más rápido. El núcleo que se edificó en un día se derrumba en menos de un segundo. La tarea de análisis se torna también más difícil en este punto, por lo que la teoría se ve obligada a realizar simulaciones en el ordenador. Se han elaborado programas que siguen la evolución de una estrella; en este sentido destacaría los trabajos realizados por W. David Arnett, por el grupo que dirige Thomas A. Weaver y por Stanford Woosley. Ellos son los “incendiarios” de estrellas; nosotros y nuestros colegas teóricos, los “usuarios” de sus cálculos. Las simulaciones nos proporcionan un perfil del núcleo de la supernova; dan la composición, la densidad y la
temperatura en función del radio. El análisis subsiguiente se apoya en la aplicación de conocidos principios de termodinámica, los mismos que describen fenómenos terrestres comunes, como el funcionamiento de una máquina de vapor o la circulación de la atmósfera. Vale la pena seguir con algún detalle las fases iniciales de la implosión del núcleo. Uno de los primeros puntos a observar es el de la compresión, que eleva su temperatura, por lo que podría esperarse que la presión creciese y retardase el colapso. La verdad es que el calentamiento produce el efecto contrario. La presión queda determinada por dos factores: el número de partículas de un sistema y su energía media. En la parte central de la estrella, núcleos atómicos y electrones contribuyen a la presión, aunque la aportación de los segundos es mucho mayor. Cuando la parte central de la estrella se calienta, una pequeña fracción de los núcleos de hierro se rompe en núcleos más pequeños, aumentando el número de partículas nucleares y elevando la contribución de los núcleos atómicos a la presión. Pero al propio tiempo la 101
1
FUSION DEL SILICIO Si + Si Fe
CAPTURA DE ELECTRONES p + e n +
R A H K E E D S A A S R A D M N A H C
0
0,5 1,0 1,5 MASA INCLUIDA (MASAS SOLARES)
2
APRISIONAMIENTO DE NEUTRINOS
R A H K E E D S A A S R A D M N A H C
0
0,5 1,0 1,5 MASA INCLUIDA (MASAS SOLARES)
3
disociación de los núcleos atómicos absorbe energía. Por liberarse energía en la formación de un núcleo de hierro, debe suministrarse la misma cantidad de energía para romperlo. La energía, que procede de los electrones, alivia la presión que ejercen éstos. La pérdida de presión electrónica es más importante que la ganancia de presión nuclear. El resultado neto es la aceleración del colapso. Contra lo que pudiera parecer, la implosión de una estrella no es ningún proceso caótico, sino ordenado; hasta el extremo de que la evolución entera de una estrella tiende a un estado de mayor orden, de menor entropía. Es fácil ver por qué. En una estrella de hidrógeno, cada nucleón se mueve, de grado o por fuerza, a lo largo de su propia trayectoria; ahora bien, con la parte central de hierro, los átomos son de 56 nucleones ligados entre sí y han de moverse al unísono. La entropía por nucleón inicial, expresada en unidades de la constante de Boltzmann, se acerca a 15; en el núcleo de la presupernova no llega a 1. La diferencia de entropía se ha ido, du rante la evolución estelar, con la radiación electromagnética y, hacia el final, con los neutrinos. La baja entropía de la parte central se mantiene durante todo el colapso. Las reacciones nucleares cambian continuamente las especies de núcleos atómicos presentes, lo que podría pensarse habría de conducir a un aumento de entropía. Pero las reacciones se desarrollan con tal rapidez que el equilibrio se mantiene siempre. El colapso dura sólo milisegundos, pero la escala de tiempo de las reacciones nucleares es de 10–15 a 10–23 segundos, de modo que cualquier desviación con respecto al equilibrio se corrige de inmediato.
H CONVERSION EN MATERIA NUCLEAR
A E R R D A D A H N S K A A E H S M C
0
SILICIO HIERRO NEUTRINO MATERIA NUCLEAR NUCLEONES NUCLEOS PESADOS
102
0,5 1,0 1,5 MASA INCLUIDA (MASAS SOLARES)
ay otro efecto del que se pensó que aumentaba la entropía; lo probable, sin embargo, es que la reduzca. La alta densidad del núcleo estelar en colapso favorece la reacción conocida por captura de electrones. En este proceso, un protón y un electrón se unen para dar un neutrón y un neutrino. El
4. COMIENZA EL COLAPSO DEL NUCLEO ESTELAR cuando el valor de la masa de hierro sobrepasa el de la masa de Chandrasekhar, situada entre 1,2 y 1,5 veces la solar. En este punto la presión de los electrones no puede ya resistir la contracción gravitatoria. Al principio del colapso (1), el movimiento hacia dentro se acelera con la captura de electrones que convierte un protón y un electrón en un neutrón y un neutrino. La pérdida del electrón reduce la presión electrónica y, consiguientemente, la masa de Chandrasekhar. Cuando la densidad llega a 4 × 1011 gramos por centímetro cúbico, la materia se torna opaca a los neutrinos ( 2), los cuales quedan, por tanto, aprisionados en el núcleo. En esta fase la masa de Chandrasekhar es inferior a una masa solar y su significado también ha cambiado: ahora es la máxima masa que puede colapsar homogéneamente, como un todo unitario. Terminado el colapso ( 3), la parte central del núcleo homogéneo se ha convertido en materia nuclear. Esta se ha comprimido más allá de su densidad de equilibrio, por lo que se distiende lanzando una potente onda de choque. A medida que ésta se propaga a través del núcleo externo, los núcleos de hierro se “evaporan”.
TEMAS 7
neutrino se escapa de la estrella, lle vándose consigo energía y entropía, enfriando el sistema, igual que la evaporación de agua enfría el cuerpo sobre el que se evapora. Este proceso sufre varias complicaciones que nos impiden saber cuál sea su efecto sobre la entropía. En cualquier caso, la pérdida del electrón elimina su parte proporcional en la presión y facilita la aceleración de la implosión. La primera fase del colapso de una supernova llega a su fin cuando la densidad del núcleo estelar alcanza un valor de unos 4 × 1011 gramos por centímetro cúbico. Esta no es, en modo alguno, la densidad máxima, puesto que el núcleo continúa contrayéndose, pero marca un cambio crucial en las propiedades físicas: a esta densidad la materia se hace opaca a los neutrinos. La importancia de este suceso fue puesta de manifiesto por T. J. Mazurek y por Katsushiko Sato. El neutrino es una partícula reser vada que rara vez interactúa con otras formas de materia. La mayoría de los neutrinos que inciden sobre la Tierra, por ejemplo, la atraviesan sin chocar ni una sola vez con otra partícula. Sin embargo, cuando la densidad excede los 400.000 millones de gramos por centímetro cúbico, las partículas constituyentes se hallan tan estrechamente apretadas que es probable que hasta un neutrino colisione con alguna. En virtud de lo cual, los neutrinos emitidos en el núcleo colapsante quedan aprisionados allí. El encierro no es permanente; una vez dispersado, absorbido y reemitido reiteradamente, el neutrino escapará tarde o temprano, pero el proceso es más largo que la duración de las fases restantes del colapso. El aprisionamiento eficaz de los neutrinos significa que no hay energía que pueda salir del núcleo estelar.
E
l proceso de captura de electrones en la fase temprana del colapso no sólo alivia la presión electrónica, sino que también acorta la proporción de electrones a nucleones, cociente que figura en el cálculo de la masa de Chandrasekhar. En un típico núcleo estelar de presupernova, la relación está entre 0,42 y 0,46; en la fase de aprisionamiento de neutrinos, ha caído a 0,39. Esta relación más baja conduce a una masa de Chandrasekhar de 0,88 masas solares, apreciablemente menor que los valores iniciales, entre 1,2 y 1,5. En este punto, la función de la masa de Chandrasekhar en el análisis de la supernova cambia también. Al comienzo, era la mayor masa capaz de mantenerse por la presión de los elecLA VIDA DE LAS ESTRELLAS
trones; ahora se convierte en la mayor cucharadita de esa materia vendría a masa que puede colapsar en bloque. tener la masa de todos los edificios de Las distintas regiones de esta parte una gran ciudad juntos. del núcleo pueden comunicarse entre La materia nuclear es incompresisí mediante ondas sonoras y de pre- ble en sumo grado. De aquí que, una sión, de modo que cualquier variación vez que la parte central de la estrella de densidad se iguala inmediata- alcance la densidad nuclear, exista mente. En virtud de lo cual la parte una potente resistencia a cualquier interna del núcleo estelar colapsa de compresión ulterior. Esta resistencia manera homogénea, toda de una constituye la fuente primaria de las pieza, manteniendo su forma. ondas de choque que convierten el La teoría del colapso homogéneo colapso estelar en una espectacular fue avanzada por Peter Goldreich y explosión. Ste ven Weber y desarrollada ulteriorDentro de la parte del núcleo estelar mente por Amos Yahil y James M. que sufre el colapso homogéneo, la Lattimer. La onda de choque que velocidad de la materia que cae hacia expulsa las capas exteriores de la el interior es directamente proporcioestrella se forma en el borde del núcleo nal a su distancia al centro. Es precihomogéneo. Sin embargo, antes de dar samente esta propiedad la que deteruna explicación de ese proceso, debe- mina que el colapso sea homogéneo. mos continuar reseñando la secuencia La densidad, por otra parte, decrece de sucesos en el propio núcleo. con la distancia al centro y, consiguientemente, lo hace también la l trabajo de Chandrasekhar mos- velocidad del sonido. El radio al que tró que la presión de los electrones la velocidad del sonido iguala a la velono puede salvar del colapso al núcleo cidad de caída hacia dentro se llama de una estrella grande. La única forma punto sónico, e indica el borde del de detener la contracción sería apelar núcleo homogéneo. Una perturbación a la resistencia de los nucleones a la que se produzca en su interior no compresión. En el núcleo de la presu- puede ejercer influencia más allá de pernova, la presión de los nucleones es este radio. En el punto sónico, las una fracción despreciable en compara- ondas sonoras se mueven hacia fuera ción con la que ejercen los electrones. a la velocidad del sonido medida en el Incluso para una densidad de 4 × 1011 sistema de coordenadas solidario de gramos por centímetro cúbico, cuando la materia en caída hacia el interior. comienzan a quedar aprisionados los Ahora bien, esta materia corre hacia neutrinos, la presión de los nucleones el interior a la misma velocidad; por es insignificante. La razón estriba en tanto, las ondas estarán en reposo con la baja entropía del sistema. A una respecto al centro de la estrella. temperatura dada, la presión es proCuando la parte central del núcleo porcional al número de partículas por estelar alcanza la densidad nuclear, unidad de volumen, con independen- el colapso se detiene de golpe. Esto da cia del tamaño de las partículas inte- origen a ondas sonoras que se propagrantes. Un núcleo de hierro, con 56 gan hacia fuera a través del medio que nucleones, aporta la misma contribu- constituye el núcleo estelar, a imagen ción a la presión que un protón aislado. de las vibraciones del mango de un Si se rompiesen los núcleos atómicos martillo cuando golpea el yunque. Las de la parte central de la estrella, la ondas se retardan a medida que salen presión podría bastar para detener la hacia fuera, a través del núcleo homocontracción. Pero no cabe la escisión géneo, y ello porque la velocidad local de los núcleos por ser la entropía del sonido disminuye y porque se prodemasiado baja. Un núcleo de super- pagan corriente arriba, en contra de nova que estuviera constituido por un movimiento de materia que se hace protones y neutrones que se movieran cada vez más rápido. En el punto de una forma independiente tendría sónico se detienen completamente. una entropía por nucleón entre 5 y 8 Mientras tanto, nueva materia está unidades, mientras que la entropía cayendo sobre la dura esfera de matereal es inferior a 1. ria nuclear del centro, generando más La situación no cambia, y el colapso ondas. En una fracción de miliseno sufre impedimento, hasta que la gundo, las ondas se reúnen en el punto densidad de la parte central del núcleo sónico, aumentando allí la presión. El no alcanza los 2,7 × 1014 gramos por salto de presión retarda la materia centímetro cúbico. Se trata de la den- que cae a través del punto sónico y sidad de materia en el interior de un crea una discontinuidad en la velocinúcleo atómico grande; en efecto, los dad. Tal variación discontinua constinucleones de la parte central de la tuye una onda de choque. estrella se juntan para engendrar un En la superficie de la esfera dura de núcleo atómico único y gigante. Una la parte central de la estrella, la mate-
E
103
100.000 ) O D N U G E S R O P S O R T E M O L I K ( D A D I C O L E V
VELOCIDAD DEL SONIDO VELOCIDAD DE CAIDA
10.000
O C I N O S O T N U P
1000
5
10
50 100 500 RADIO (KILOMETROS)
1000
5000
5. EL PUNTO SONICO marca el borde del núcleo homogéneo. A ese radio, la velocidad del sonido es igual a la velocidad de caída hacia dentro de la materia. Una onda sonora que se encuentre en el punto sónico corre hacia fuera a la velocidad del sonido respecto a la materia a través de la que pasa; ahora bien, dado que la materia está cayendo hacia dentro a la misma velocidad, la onda es estacionaria respecto al centro de la estrella. Como resultado, la perturbación que se produzca dentro del núcleo no puede manifestarse al exterior. La gráfica se basa en cálculos realizados por W. David Arnett.
ria que cae se detiene, aunque no instantáneamente. La compresibilidad de la materia nuclear es baja, pero no nula; así, la cantidad de movimiento lleva el colapso más allá del punto de equilibrio, comprimiendo el núcleo central de la estrella hasta una densidad superior incluso a la del núcleo atómico. Llamamos a este punto el instante de “máximo quebranto”. La mayoría de las simulaciones informáticas sugieren que la máxima densidad alcanzada viene a ser el 50 por ciento mayor que la densidad de equilibrio de un núcleo. Después del máximo quebranto, la esfera de materia nuclear se recobra, cual si se tratara de una pelota de goma que hubiéramos comprimido. La recuperación desencadena más ondas sonoras, que se unen a la creciente onda de choque en el punto sónico. Una onda de choque difiere de otra sonora en dos aspectos. Primero, la sonora no produce cambios permanentes en el medio donde se propaga: pasada la onda, la materia recupera su estado anterior. El paso de una onda de choque induce grandes modificaciones en la densidad, la presión y la entropía. Segundo, la onda sonora se mueve —por definición— a la velocidad del sonido; la de choque lo hace más deprisa, a una velocidad determinada por la energía de la onda. De aquí que, una vez que la discontinuidad de presión en el punto sónico ha crecido hasta convertirse en una onda 104
de choque, no queda fijada ya en su lugar por la materia que cae. La onda puede continuar avanzando hacia fuera, a través de los estratos superpuestos de la estrella. Según las simulaciones de ordenador, así lo hace, con gran velocidad, entre 30.000 y 50.000 kilómetros por segundo.
H
asta esta fase de la evolución de la supernova, todos los cálculos concuerdan básicamente. Pero no podemos decir lo mismo de lo que sucede a continuación. En la más sencilla de las hipótesis, de la que los autores son partidarios, la onda de choque corre velozmente hacia fuera, llegando a la superficie del núcleo de hierro en una fracción de segundo y continuando después a través de las sucesivas capas de la estructura bulbiforme de la estrella. Tras algunos días, alcanza la superficie y hace erupción en forma de violenta explosión. Toda la materia de la estrella que se encuentra más allá de cierto radio —el punto de bifurcación— se expulsa hacia fuera. Lo que queda dentro del radio de bifurcación se condensa en una estrella de neutrones. Para nuestro infortunio, los cálculos del destino de la onda de choque de núcleos de supernova simulados en 1974 por Weaver y Woosley no concuerdan con el esquema. La onda se propaga hacia fuera hasta una distancia de entre 100 y 200 kilómetros del centro de la estrella, pero entonces se
atasca y permanece más o menos en la misma posición, mientras continúa cayendo materia a través de ella. La principal razón para su detención es que la onda de choque rompe los núcleos atómicos en nucleones. Aunque este proceso aumenta el número de partículas, con lo que sería de esperar que la presión aumentara, consume también gran cantidad de energía; el resultado neto es que tanto la temperatura como la presión se reducen notablemente. La fragmentación de los núcleos contribuye también de otra manera a la disipación de energía: suelta protones libres, que capturarán fácilmente electrones. Los neutrinos emitidos en este proceso pueden escapar, llevándose consigo energía de la estrella. El escape es posible porque el choque ha penetrado hasta materia cuya densidad está por debajo del valor crítico de aprisionamiento de neutrinos. Cuantos de éstos hubieran quedado aprisionados tras la onda de choque se escapan también, llevándose consigo más energía. Ante las muchas amenazas que la región comprendida entre 100 y 200 kilómetros contiene para la onda de choque, hemos dado en llamarla “el campo de minas”. Nos complacería poder decir que hemos encontrado un mecanismo único, capaz de explicar el modo de propagación de la onda de choque a través del campo minado en todas las supernovas de tipo II, aunque no sería cierto. Sí podemos ofrecer, en cambio, un conjunto de explicaciones plausibles, cada una de las cuales parece aplicable a las estrellas de un dominio particular de masas. Conviene empezar por el dominio formado por las estrellas de entre 12 y 18 masas solares. Los modelos ulteriores de núcleos de supernova elaborados por Weaver y Woosley para tales estrellas difieren algo de los que calcularon un decenio antes; la diferencia más importante es que el núcleo de hierro es menor de lo que las estimaciones anteriores indicaban: alrededor de 1,35 masas solares. El núcleo homogéneo, en cuya superficie se forma la onda de choque, engloba 0,8 masas solares de esta materia, dejando 0,55 masas solares de hierro fuera del punto sónico. Por ser la rotura del núcleo de hierro lo más costoso, en términos energéticos, al reducirse la cantidad de éste, se facilita que la onda de choque salga del núcleo. Jerry Cooperstein y Edward A. Baron han simulado con éxito explosiones de supernova en ordenador, arrancando de los modelos de núcleos de Weaver y Woosley. El primer requiTEMAS 7
sito, conjeturado por Sidney H. Kahana es que el núcleo homogéneo esté muy fuertemente comprimido, para que pueda reaccionar vigorosamente y crear una intensa onda de choque. Dos factores contribuyen a obtener ese resultado en las simulaciones. Primero, el uso de la relatividad general en vez del campo de fuerzas de la gra vitación newtoniana. El segundo es la hipótesis de que la materia nuclear es mucho más compresible de lo que se había supuesto.
L
os primeros resultados de Baron mostraban que una estrella de 12 ma sas solares explotaría si la compresibilidad de la materia nuclear fuese una vez y media superior al valor corrientemente aceptado. Aunque esto parecía bastante arbitrario, uno de los autores (Brown) examinó luego el problema mediante un complicado método de la teoría de la materia nuclear. Resultó que la interpretación más coherente de los resultados experimentales proporcionaba una compresibilidad de nada menos que 2,5 veces el valor habitual. Luego nos enteraríamos de que Andrew D. Jackson, E. Krotschek, D. E. Meltzer y R. A. Smith ya habían llegado a la misma conclusión en 1982 por otro método, pero nadie había caído en la cuenta de la importancia que tenía su traba jo en relación con el problema de la supernova. Consideramos que el nuevo y más alto valor de la compresibilidad nuclear ofrece bastantes garantías. El mecanismo descrito por Baron, Cooperstein y Kahana parece ser aplicable a estrellas de hasta 18 masas solares. Sin embargo, con estrellas toda vía mayores, hasta la potente onda de choque creada en sus simulaciones veríase frenada en cuanto “pisara” el campo de minas. Una estrella de 25 masas solares tiene unas dos masas solares de hierro en su núcleo; la onda de choque debe penetrar, pues, 1,2 masas solares de hierro en lugar de 0,55. La onda de choque carece de energía para disociar tal cantidad de hierro. Una explicación plausible de lo que podría ocurrir en esas enormes estrellas parece haberse deducido recientemente del trabajo de James R. Wilson, quien ha realizado gran cantidad de simulaciones numéricas de explosiones de supernova. Durante algún tiempo se había tenido la impresión de que, cuando fallaba la onda de choque, toda la masa de la estrella podía caer de nuevo en el núcleo, que evolucionaría hasta transformarse en un agujero negro. Este es todavía uno de sus posibles destinos, pero Wilson LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
observó un nuevo fenómeno cuando continuó con algunas de sus simulaciones durante un período más largo. En el núcleo de una estrella colapsante, la onda de choque sólo tarda unos diez milisegundos en llegar al campo de minas y detenerse. La simulación del suceso, incluso con el ordenador más rápido, dura una hora por lo menos. Wilson dejó que sus cálculos continua-
ran durante un tiempo cien veces más largo, para simular un segundo de tiempo de la supernova. En casi todos los casos halló que la onda de choque se regeneraba con el tiempo. Esta regeneración se debe al calentamiento por neutrinos. El núcleo interior es un copioso emisor de neutrinos porque en él se produce la captura incesante de electrones a medida que la
1
20
O R D T A 0 A N R D I E E20 U D C F O A 40 L I A I C E C V A A60 H H
80
2
O 40 R D T A R20 A N D E E I U D C F 0 A O I L A I 20 E C V A C A H H40
3
A D R60 A E D I U40 F C O A L I 20 C E A 0 V H
0,7
0,8
0,9
1,0 1,1 1,2 1,3 MASA INCLUIDA (MASAS SOLARES)
1,4
1,5
6. LA ONDA DE CHOQUE puede moverse más deprisa que el sonido y, por tanto, transportar la energía y la cantidad de movimiento de la distensión allende el punto sónico. Inmediatamente antes de la distensión (1), el núcleo interno ha alcanzado la densidad de la materia nuclear y ha cesado su contracción, pero la materia que lo rodea está a punto de caer sobre él a velocidades de hasta 90.000 kilómetros por segundo. Dos milisegundos más tarde ( 2), el núcleo ha sido empujado todavía más hacia dentro, pero al mismo tiempo mucha de la materia que caía ha rebotado, provocando la onda de choque. Después de 20 milisegundos ( 3), la onda de choque ha llegado al borde del núcleo. Este mecanismo de explosión de supernova, en el que la onda de choque logra irrumpir fuera del núcleo, parece aplicable a estrellas de entre 12 y 18 masas solares. Los perfiles de velocidad que se representan aquí fueron calculados por Jerry Cooperstein. Las velocidades se ofrecen en miles de kilómetros por segundo.
105
materia se comprime hasta la densidad nuclear. Adam S. Burrows, Latimer y Mazurek han mostrado que la mitad de los electrones que hay dentro del núcleo homogéneo se capturan en menos de medio segundo, mientras los neutrinos emitidos se llevan consigo aproximadamente la mitad de la energía gravitatoria liberada por el colapso, unos 1053 erg. En las profundidades del núcleo los neutrinos chocan frecuentemente con otras partículas. Se hizo notar más arriba que están aprisionados, en el sentido de que no pueden escapar durante el tiempo necesario para el colapso homogéneo. Pero, con el tiempo, se filtran hacia arriba y alcanzan estratos de menor densidad, donde pueden moverse libremente. En el radio donde la onda de choque queda frenada, sólo un neutrino de cada mil tiene cierta probabilidad de chocar con una partícula de materia; ahora bien, esos choques aportan una importante cantidad de energía. La
mayor parte de ésta se consume en la disociación de núcleos en nucleones, proceso éste que produce el estacionamiento de la onda de choque. Mas la energía de los neutrinos calienta la materia y, por tanto, eleva mucho la presión. Hemos llamado a este período, en el que la onda de choque se detiene y se regenera después en virtud del calentamiento provocado por los neutrinos, “la pausa de descanso”.
E
l calentamiento por neutrinos presenta su máxima eficacia a un radio de unos 150 kilómetros, donde la probabilidad de absorción de los mismos no es demasiado baja, ni suficientemente alta la temperatura para que la propia materia se convierta en un apreciable emisor de ellos. Medio segundo después la presión en ese radio ha adquirido un valor capaz de detener la caída de la materia que está encima y comenzar a empujarla hacia fuera. De aquí que los 150 kilómetros
se conviertan en el radio de bifurcación. La materia encerrada en ese perímetro acaba cayendo en el núcleo; la materia fuera de él, 20 masas solares o más, es expulsada. Falta por considerar el grupo de estrellas que tienen entre 8 y 11 masas solares. De entre ellas, las capaces de mantener una explosión de supernova del tipo II son las menores. Weaver y Woosley propusieron en 1980 que las estrellas de este grupo formaban una clase separada, en la que el mecanismo de supernova difería bastante del mecanismo de las estrellas más pesadas. Según cálculos realizados por Nomoto y por Weaver y Woosley, en la fase de presupernova de estas estrellas más ligeras, el núcleo no alcanza la temperatura necesaria para formar hierro; en cambio, la fusión termina con una mezcla de elementos entre el silicio y el oxígeno. La producción de energía se detiene entonces y, como la masa del núcleo es mayor que la de Chandrasekhar, el núcleo colapsa. La onda de choque originada por el colapso puede ver favorecida su propagación por dos circunstancias. En primer lugar, la rotura de núcleos atómicos de oxígeno o de silicio resta a la onda de choque menos energía de la que absorbería la disociación de núcleos de hierro. En segundo lugar, mucho más allá, aunque sin salirse del interior estelar, la densidad cae bruscamente (se divide por unos diez mil millones) en la frontera entre las capas de carbono y las de helio. La onda de choque avanza mucho mejor cuando tiene que atravesar materia de menor densidad.
P
7. LA ONDA DE CHOQUE PARECE VOLVERSE ESTACIONARIA en estrellas cuya masa sea mayor que unas 18 veces la solar. Varios procesos extraen energía de la onda. El más importante es la fragmentación nuclear: la energía de la onda de choque se disipa rompiendo núcleos de hierro, lo que rebaja la temperatura y la presión tras la onda. Los protones liberados por la fragmentación se disponen a la captura de electrones, lo que reduce la presión tod avía más. Una vez que la onda penetra en una región de densidad inferior a 1011 gramos por centímetro cúbico, se van filtrando neutrinos, restando más energía. En virtud de todo ello, la onda de choque puede retardarse hasta la velocidad de la materia que cae a través de ella y no progresar más. En razón de los diversos peligros para l a onda de choque, los autores han bautizado a esta región, situada entre 100 y 200 kilómetros, como el “campo de minas”.
106
ara una estrella de nueve masas solares, Nomoto halló que el núcleo, en la fase de presupernova, estaba constituido por oxígeno, neón y magnesio y tenía una masa de 1,35 masas solares. Nomoto y Wolfgang Hillebrandt prosiguieron investigando la ulterior evolución de este núcleo. En su opinión la explosión se propaga fácilmente a través del núcleo, ayudada por la combustión de núcleos de oxígeno, liberando una cantidad de energía bastante grande. Dos intentos de reproducir los resultados de Nomoto y de Hillebrandt fracasaron; no se ve clara, pues, la consistencia de su modelo. Creemos que la mayor compresibilidad de la materia nuclear admitida en el programa de Baron, Cooperstein y Kahana podría servir de algo. Por supuesto, quizás estrellas tan pequeñas no originen supernovas; por otra parte, hay razones para creer que la Nebulosa del Cangrejo se formó por la explosión de
TEMAS 7
una estrella de unas nueve masas solares (razones que se basan en medidas de la abundancia de diversas especies nucleares). Después de haberse expulsado las capas exteriores de la estrella, queda por decidir el destino del núcleo. Igual que la gravitación supera la presión electrónica si la masa excede el límite de Chandrasekhar, ni siquiera la materia nuclear resistirá la compresión si la gravitación adquiere suficiente intensidad. Para una estrella de neutrones fría —que no tiene otra fuente de presión compensadora que la repulsión entre nucleones— la masa límite se cree cercana a las 1,8 masas solares. El compacto resto formado por la explosión de estrellas ligeras está por debajo de ese límite, de modo que esas supernovas dejan, presumiblemente, tras sí una estrella de neutrones estable. En el caso de estrellas mayores la cuestión no está decidida. Según los cálculos de Wilson, cualquier estrella de más de unas 20 masas solares deja tras sí un resto compacto superior a dos masas solares. Parece que el resto podría con vertirse en un agujero negro, una región del espacio donde la materia se ha comprimido a una densidad infinita. Aun cuando el resto compacto acabe 8. REGENERACION DE LA ONDA DE CHOQUE DETENIDA en estrellas pesadas; degenerando en un agujero negro, quizá se deba al calentamiento por los neutrinos. Su fuente es el núcleo colapsado, comienza como estrella de neutrones que radia energía equivalente al diez por ciento de su masa en forma de neutrinos. caliente. La temperatura central tras la Sólo una pequeña fracción de los mismos se absorbe, pero el flujo es tan intenso explosión es de unos cien mil millones que disocia muchos núcleos de hierro. Al principio de la evolución de la supernova, de grados Kelvin, lo que genera la pre- la rotura de núcleos de hierro tomó energía de la onda de choque; mas, como ahora sión térmica suficiente para mantener el proceso está alimentado por neutrinos externos, la disociación ya no disminuye la estrella, aunque supere las 1,8 masas la energía de la onda de choque. solares. La materia nuclear ardiente se enfría por emisión de neutrinos. La verso. Las supernovas constituy en nadores necesarios para la simulación energía que se llevan consigo centuplica quizá la fuente principal de todos los numérica estuvieron a punto. Los resulde lejos la energía emitida en la propia elementos más pesados que el carbono, tados de los cálculos, por otro lado, no explosión: unos 3 × 1053 erg. Es la ener- de modo que el espectro de elementos se pueden comprender si no es en el gía equivalente al diez por ciento de la liberado en explosiones simuladas contexto de un modelo analítico. masa de la estrella de neutrones. debería concordar con las relaciones de Continuando esta colaboración debería Por medio de la detección de los neu- abundancia observadas. Muchos ser posible progresar desde una idea trinos procedentes de una explosión de intentos de reproducir las relaciones de general de los principios y mecanismos supernova y del subsiguiente enfria- abundancia han fracasado, pero Wea- hasta la predicción detallada de las miento de la estrella de neutrones ver y Woosley completaron cálculos observaciones astronómicas. podríamos hacernos una idea más ajus- cuya justa concordancia con las obsertada de lo que sucede en esos espectacu- vaciones llama la atención. Empelares acontecimientos. Los neutrinos se zaron con el modelo de Wilson para la BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA originan en el núcleo de la estrella y explosión de una estrella de 25 masas atraviesan casi incólumes las capas solares. En lo concerniente a la gran SUPERNOVAE : A SURVEY OF C URRENT RESEARCH. M. J. Rees y R. J. Stoneham. exteriores; portan, pues, información mayoría de elementos e isótopos comD. Reidel Publishing Co., 1982. de las condiciones allí reinantes. La prendidos entre el carbono y el hierro S UPERNOVA T HEORY. G. E. Brown, H. A. radiación electromagnética, por otra sus relaciones de abundancia se ajusBethe y Gordon Baym en Nuclear Phyparte, se difunde lentamente a través taban estrechamente a las medidas. sics, vol. A375, n. o 3, págs. 481-532; de las capas de materia y revela lo que 15 de febrero de 1982. está sucediendo en la superficie. Se han l estudio de las supernovas se ha SUPERNOVAE , PART I: THE EVENTS. Virginia instalado detectores de neutrinos en beneficiado recientemente de una Trimble en Reviews of Modern Physics , vol. 54, n. o 4, págs. 1183-1224; octubre, minas y túneles, protegidos de la radia- estrecha interacción entre la teoría ana1982. ción cósmica de fondo. lítica y las simulaciones informáticas. S UPERNOVAE, PART II: THE AFTERMATH . Otra comprobación experimental Las primeras especulaciones sobre los Virginia Trimble en Reviews of Modern sobre la validez de los modelos de mecanismos de supernova se propusiePhysics, vol. 55, n. o 2, págs. 511-563; supernova se apoya en la abundancia ron hace decenios, pero no se pudieron abril, 1983. relativa de elementos químicos del uni- realizar en detalle hasta que los orde-
E
LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
107
Nacimiento y muerte de la nova V1974 Cygni Sumner Starrfield y Steven N. Shore La nova más brillante de los últimos años aclaró muchos interrogantes durante su corta existencia. Tras su muerte, planteó bastantes más
J
amás se habían dedicado tantos La primera nova reconocida como tes se encuentran separadas y tienen astrónomos ni tantos instrumen- una explosión fue T Aurigae, gracias a masas distintas. La mayor evoluciona tos al estudio de una nova. Desde las peculiaridades de su espectro en más deprisa y convierte su hidrógeno el día en que explotó V1974 Cygni, a comparación con el de las estrellas nor- en helio en un ciclo de reacciones principios de 1992, se la ha observado males. Ocurrió en 1892. Desde entonces nucleares, del que forman parte el en todas las frecuencias, de las ondas se han detectado y estudiado una o dos carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Al de radio a los rayos X, mediante ins- novas cada año. Una nova “a simple finalizar esa fase, se transforma en trumentos situados en tierra, en el vista” como V1974 Cygni, es decir, con una gigante roja; su superficie se aire, en órbita y más allá. Durante su el brillo suficiente para que se la pueda expande y se traga a la estrella menor. primer año la erupción arrojó gases observar sin ayuda de telescopio, apa- Mientras tanto, la estrella de mayor encendidos cuya evolución se ajustó a rece quizás una vez cada decenio. masa convierte el helio de su núcleo las predicciones aventuradas por los Las piezas de las hipótesis sobre la en carbono y oxígeno. modelos teóricos veinte años atrás. De creación de novas empezaron a encaas estrellas prosiguen en su forma inesperada, en su segundo año, jar hace unos cuarenta años. Merle F. la nova se apagó. Aún seguimos pre- Walker descubrió en 1954 que la vieja mutua rotación, dentro de la guntándonos la razón de tan corta nova DQ Herculis (cuya explosión en voltura gaseosa común, perdiendo vida. ocurrió en 1934) era un sistema de dos energía orbital y momento angular, Peter Collins avistó la explosión a estrellas en órbita mutua. Una de las que transfieren al gas, por lo que el primeras horas de la mañana del 19 de estrellas de ese sistema binario pasa sistema va desprendiéndose del gas, febrero de 1992. Algunas horas des- por delante de la otra, lo que permite y las estrellas, en su giro, caen una pués observábamos la nova con el saté- medir el tiempo que cada una de ellas hacia la otra; al final se pierde toda la lite Explorador Internacional en el tarda en describir su órbita. Este materia que se extendía desde la Ultravioleta ( EIU ). La detectamos en período es brevísimo: 4 horas y 39 estrella de mayor masa hasta más allá su fase de “bola de fuego”, una imagen minutos. Además una de las estrellas de la otra. Cuando termina la evoluque nos es familiar gracias a las fotos es muy pequeña; ahora sabemos que ción de esta envoltura común, las estrellas que antes orbitaban a una de explosiones de bombas de hidrógeno se trata de una enana blanca. tomadas en el momento en que los Las enanas blancas son el producto distancia considerable se han convergases comienzan a expandirse. En final de la evolución estelar; hay en tido en un sistema binario de compopoco tiempo vino a ser la única nova a ellas tanta materia como en el Sol, nentes muy próximos. La estrella la que se ha visto nacer y morir. Los pero en un volumen no mayor que el grande ha consumido su combustible rayos X de baja energía procedentes de de la Tierra. Robert P. Kraft demostró y se ha transformado en una compacta su núcleo dejaron de percibirse a fina- que también otras novas de edad enana blanca. Su compañera permales de 1993: la explosión nuclear se avanzada eran sistemas binarios nece inalterada. había quedado sin combustible. cuyos integrantes giran muy cerca el Supongamos que las estrellas estu V1974 Cygni confirmó muchas de uno del otro. En todos estos casos, una viesen al principio aún más separadas las ideas que se tenían sobre las novas, de las estrellas era bastante mayor y que la mayor empezase su vida con por ejemplo, la evolución seguida por que la otra y poco evolucionada, siendo una masa comprendida entre ocho y los gases eyectados; pero también su compañera una enana blanca. Pero doce masas solares; podría entonces redujo a la nada otros conceptos bien ¿cómo pueden una enana blan ca, que convertir el carbono de su núcleo en arraigados. El objeto arrojó diez veces no cuenta con combustible nuclear, y magnesio y neón; la enana blanca en más materia de lo previsto, parte de su compañera, una estrella estable, la que se transformaría se compondría ella en forma de nudos densos y fila- detonar una explosión cuya intensi- de esos elementos pesados y no sólo de mentos. Los nudos, que podrían ence- dad supere diez mil veces el brillo del oxígeno y de carbono (nova CO). Se rrar la clave para determinar la causa Sol? Porque cada una de estas estre- habla entonces de enana blanca del exceso de masa, denuncian la exis- llas altera inexorablemente el de- ONeMg. tencia de procesos turbulentos que sarrollo de la otra. Kraft descubrió también que la podrían haber drenado la materia del Un sistema de nova es, al principio, estrella compañera pierde gas. Tras núcleo de la nova. una estrella binaria cuyas componen- arremolinarse en un disco de acreción,
L
108
TEMAS 7
1. SUPERFICIE EN EXPLOSION de una enana blanca. Se arremolina alrededor de la estrella compañera para formar una bola de fuego. En las profundidades de los gases emitidos hay aglomeraciones de material denso (rosa), que seguramente proceden del
el gas —en el que abunda el hidrógeno— cae sobre la superficie de la enana blanca. Warren M. Sparks, James W. Truran, G. Siegfried Kutter y uno de los autores (Starrfield) realizamos en 1972 simulaciones informáticas que mostraban de qué manera el gas de acreción detona la explosión subsiguiente. La intensa gravedad de la enana blanca comprime el gas a medida que éste va cayendo sobre ella. Si su superficie acumula una cantidad de él cuya LA VIDA DE LAS ESTRELLAS
interior de la enana blanca. La radiación de las reacciones nucleares que aún se producen sobre la enana blanca (centro) sigue calentando esos grumos hasta que se apaga la nova. Los gases expulsados continúan encendidos durante años.
masa centuplique la de la Tierra, la densidad de la capa inferior será de más de 10.000 gramos por centímetro cúbico. (La densidad del agua es de un gramo por centímetro cúbico.) Debido a que el gas está comprimido, su temperatura alcanzará varios millones de grados kelvin. El proceso de acumulación provoca además que la materia del núcleo de la enana blanca se mezcle con las capas superiores y con las que van cayendo.
En estas condiciones, los núcleos de hidrógeno se convierten en helio y liberan energía por el mismo mecanismo con el que las reacciones nucleares de CNO suministran energía a las estrellas normales. El material se calienta aún más, con lo que se acelera la fusión y se crean reacciones termonucleares desbocadas, como las que se producen en una bomba de hidrógeno. Si el gas fuera normal, se expandiría, se enfriaría y terminaría la fusión. 109
Pero el material de una enana blanca presenta un comportamiento peculiar que viene descrito por la mecánica cuántica. La materia está confinada en un espacio tan reducido que los electrones, que no pueden penetrar unos en otros, se convierten en la fuente de la presión. La materia se calienta, mas, a diferencia del gas normal, no se expande ni enfría y la radiación tampoco puede evacuar el calor con la suficiente rapidez.
L
a mezcla del carbono y el oxígeno del núcleo cataliza el ciclo de CNO y, por tanto, acelera la fusión, lo que termina por causar una explosión. La velocidad de las reacciones nucleares depende en gran medida de la temperatura; se vuelven de 10 16 a 1018 veces más rápidas si la temperatura aumenta en un factor de diez. Cuando la temperatura de las capas de acreción supera los 30 millones de grados kelvin, la materia empieza a mezclarse de forma turbulenta con las zonas superiores. La región mezclada crece hacia la superficie y se lleva consigo calor y núcleos procedentes del interior. En pocos minutos, las capas superficiales explotan hacia el espacio, arrastrando productos de fusión y elementos del núcleo de la enana e intensificando a la vez su brillo de manera espectacular. Nunca se han observado los primeros minutos de una explosión de nova, pero nuestras simulaciones predicen que la temperatura superficial podría superar el millón de grados kelvin; los gases calientes se expulsan a más de cinco mil kilómetros por segundo. El gas se enfría con el repentino aumento de volumen. La radiación emitida, que al principio era sobre todo de rayos X,
10–3
10–2
OBSERVATORIO COMPTON DE RAYOS GAMMA (9,7 10–4 NANOMETROS)
10–1
1
10
ROSAT
VOYAGER 2
(1,03 A 12,4 NANOMETROS)
(90 A 130 NANOMETROS)
2. BATERIA DE INSTRUMENTOS empleados para el estudio de la radiación electromagnética emitida por V1974 Cygni con diferentes longitudes de onda. El Observatorio Compton de Rayos Gamma se dedicó a la búsqueda (sin éxito) de los fotones emitidos por el isótopo de sodio 22Na. El satélite ROSAT detectó rayos X procedentes del núcleo encendido; la desaparición de estos rayos denunció la muerte de la nova.
pasa a ser ultravioleta, de menor energía, pocas horas después. Al propio tiempo el área superficial del gas aumenta, lo que intensifica el brillo de la nova aunque se vaya enfriando. Y a continuación se produce una transformación extraordinaria.
E
l caparazón en expansión es, por lo pronto, un gas caliente y denso, compuesto de electrones y de iones (átomos desprovistos de uno o varios electrones). Este gas es bastante transparente, pero a medida que se expande su temperatura cae por debajo de los 10.000 grados kelvin. Los electrones empiezan a recombinarse con los iones para formar átomos a los que les falta sólo un electrón o no les falta ninguno. Estos átomos tienen muchos niveles de energía y pueden absorber decenas de millones de longitudes de onda diferentes.
3. UN SISTEMA DE NOVA es, al principio, un par de estrellas orbitantes rbitantes muy alejadas entre sí ( a).. La estrella de mayor masa evoluciona más deprisa, convirtiéndose en una gigante roja y envolviendo a la estrella menor ( b). Las estrellas pierden momento angular en favor del gas y van girando hasta juntarjunt r see mientras se expulsa el gas. Configuran, por fin, uun n sistema binario cuyas componentes están muy próximas y donde los restos del núcleo de la gigante roja, exhausto su combustible, see ha transformado en una enana blanca. blan ca. La estrella de menor
Los átomos más absorbentes presentan un número atómico alrededor de 26, como el de hierro. El espectro de luz que pueden absorber es complejísimo. Estos iones y átomos impiden el paso de la mayor parte de la energía que se irradia en el ultravioleta, zona del espectro donde se emite casi toda la energía en esta etapa. Cuando estudiamos esta fase, junto con Peter H. Hauschildt, la llamamos el telón de acero. La energía absorbida por el telón se reemite a longitudes de onda más largas (óptico e infrarrojo). Nuestras primeras observaciones de V1974 Cygni corroboraron la existencia del telón de acero. A las pocas horas de su descubrimiento, George Sonneborn puso en marcha nuestro programa “Blanco Oportuno”, que nos permite observar con el satélite EIU una nova brillante en cuanto se produce. Apuntó el satélite hacia la nova
masa libera entonces parte de su materia, que origina un disco de acreción (c).. Esta materia, al caer sobre la superficie de la enana blanca, se comprime mucho a causa del fuerte campo gravitatorio. Acontece entonces una reacción termo termonuclear desbocada —una explosión de nova— (d),, que arrastra fuera de la enana blanca gran parte del del material material de de acreción acreción (e). Esta, sin embargo, puede causar la acreción de combusti combustible procedente de su vecina de nuevo, y ambas pasarán repe repetidas veces por las fases de ( c) a (e)..
102
103
TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE (120 A 190 NANOMETROS)
104
105
EXPLORADOR INTERNACIONAL EN EL ULTRAVIOLETA (120 A 320 NANOMETROS)
El Voyager 2, que por entonces se encontraba más allá de
Neptuno, observó radiación del ultravioleta extremo por primera vez en una nova. El Explorador Ultravioleta Internacional detectó la explosión en su etapa inicial de bola de fuego. El Telescopio Espacial Hubble reveló la existencia de grumos
y consiguió una serie de espectros en el ultravioleta. Una hora más tarde observamos que el brillo de la nova en el ultravioleta había descendido ligeramente, mientras que su brillo óptico había aumentado. Los cambios astronómicos suelen medirse en miles de millones de años y rara vez se registra evolución alguna en escalas de tiempo tan cortas. Al cabo de dos días la radiación ultravioleta descendió hasta el 3 % de su valor inicial; durante todo ese tiempo, la nova fue aumentando su luminosidad óptica. En cuanto se produjo un pico en el brillo visual, la emisión en el ultravioleta tocó fondo y empezó a crecer. Esta recuperación se produjo por un segundo cambio en la ionización. A medida que el gas se expande, disminuye su densidad; los elementos del grupo dee hierro van ionizándose ose de
106
OBSERVATORIO LOWELL (400 A 700 NANOMETROS)
107
108
GRAN RED DE RADIOTELESCOPIOS (107 A 109 NANOMETROS)
dentro de los gases expulsados. El telescopio de 183 centímetros del observatorio Lowell, en Flagstaff, Nuevo México, registró la luz óptica, y la Gran Red de Radiotelescopios, en Socorro, Nuevo México, detectó emisiones de radio que confirmaron la presencia de las aglomeraciones de gas.
nuevo y se vuelven transparentes; en ría desplazándose hacia longitudes de ese punto del proceso la radiación onda más cortas, solicitó que el Voyager fluye desde el interior e intensifica la 2, que en ese momento se encontraba ionización y, por tanto, la transparen- allende la órbita de Neptuno, obsercia del gas. Sube el telón de acero y la vase el espectro de V1974 Cygni. El 27 luz ultravioleta procedente de las de abril de 1992 el satélite detectó la capas calientes más profundas sobre- nova, la primera observada en el ultrapasa las capas exteriores. Al cabo de violeta extremo; su brillo en esas londos meses, el brillo ultravioleta había gitudes de onda siguió creciendo recuperado su valor inicial. durante las observaciones. El pico de radiación fue desplal aumento del brillo ultravio- zándose hacia longitudes de onda más leta vino de la mano de un declive cortas. Joachim Krautter, Hakki en el brillo visual de la nova. Sin Ögelmann y Starrfield empezaron a embargo el brillo total (o bolométrico) observar la nova con el satélite ROSAT de la estrella subyacente se mantu vo el 22 de abril de 1992. El espectro en casi constante. Con las observaciones rayos X era extremadamente débil, de V1974 Cygni pudimos confirmar con pero incluía fotones de muy alta enertodo detalle la existencia de esta fase gía (cuya procedencia no ha podido de “luminosidad bolométrica cons- determinarse todavía). El brillo en tante”, predicha en nuestras simulacio- rayos X de V1974 Cygni fue aumennes de 1972. tando sin cesar durante el año Ronald S. Polidan, siguiente, sobre todo a energías más previendo que el bajas. pico de radiaDaba aba la impresión de que había ción segui- aparecido una nueva fuente de rayos X de luminosidad creciente. Estábamos viendo, a través de un capara caparazón ón cada vez más sutil de gas eyectado, la enana blanca caliente que había debajo. Al cabo de tres meses, la nova se había convertido en la
E
fuente más brillante de rayos X de baja energía de todo el firmamento. Estas fuentes de rayos X, las SSS, supersoft sources o fuentes superdébiles, puede que persistan durante decenios. La nova empezó a apagarse durante el verano de 1993; para el mes de diciembre de ese año, escapaba ya a la detección por el satélite ROSAT . Pero pudimos continuar las obser vaciones con el EIU. Descubrimos que mermaba la cantidad de nitrógeno muy ionizado: los iones se estaban recombinando con los electrones y formaban átomos menos ionizados. También observamos que los iones de nitrógeno que habían perdido cuatro electrones se recombinaban más deprisa que los que habían perdido tres. Al parecer ya no existía la intensa radiación que había despojado de sus electrones al nitrógeno; desde luego los rayos X no estaban ahí. Esta ausencia la interpretamos en el sentido de que la enana blanca había consumido todo su combustible y ya no se producían fusiones nucleares en su superficie.
L
a explosión de la nova duró unos dieciocho meses. La vida de una nova depende de la masa de la enana blanca a la que debe su existencia. Una enana blanca de gran masa comprime más intensamente los gases acumulados; la fusión empieza antes y el combustible se agota deprisa, así que la vida de la nova es más breve y, además, la explosión expulsa mucha menos materia que si la masa de la enana blanca hubiera sido menor. De la corta vida de V1974 Cygni se sigue que su masa era entre un veinte y un treinta por ciento mayor que la del Sol. La masa de la materia expulsada tuvo que ser de unas 10–5 masas solares, aunque la cantidad que se deduce de las observaciones es diez veces mayor, por lo menos. No hemos logrado toda vía resolver esta paradoja. Los nudos podrían ayudarnos a encontrar una solución. Nuestra primera observación clara de los nudos se produjo el 7 de septiembre de 1992, cuando observamos la nova con el espectrógrafo Goddard de Alta Resolución (GHRS) del Telescopio Espacial Hubble. Con este poderoso instrumento tomamos los mejores espectros ultravioletas de una nova jamás obtenidos. Cada línea de emisión mostraba indicios de que el gas se había expulsado en dos etapas. Había un gas dotado de gran velocidad, expulsado uniformemente, y otras aglomeraciones de gas, más densas, que procedían con lentitud. 112
Equipados con los espectros del nuestros da tos, la materia expulsada GHRS volvimos a examinar los datos tiene treinta veces más oxígeno, neón, procedentes del EIU. Los espectros nitrógeno y aluminio que la materia tomados justo después de que des- solar. Esta composición, similar a la apareciera el telón de acero también de otras novas ONeMg, induce a penmostraban los nudos. Estos resulta- sar que existen procesos turbulentos, dos indican que las estructuras se que remueven y mezclan el caparazón formaron durante la explosión. y el núcleo, y que quizá creen los nudos Cuando nos servimos de nuevo del y expulsen grandes fragmentos del GHRS el 1 de abril de 1993, nos núcleo. encontramos con las mismas aglomeOtro misterio, relacionado con el raciones de gas que habíamos identi- anterior, tiene que ver con los elemenficado antes; se desplazaban a idén- tos sintetizados durante la explosión. tica velocidad. La materia más rápida Achim Weiss, Irit Idan, Giora Shaviv, había desaparecido casi por completo; Truran y Starrfield calcularon que, en estábamos mirando a través del gas una nova ONeMge, debería produexpulsado. cirse 22Na, un isótopo de sodio cuyo Robert M. Hjellming resolvió la número másico es 22. Este isótopo es estructura espacial del caparazón en radiactivo, con un patrón muy singudiciembre de 1992 gracias a la Gran lar de emisión de rayos gamma. Red de Radiotelescopios de Socorro. Nuestros cálculos indican que V1974 Las imágenes que obtuvo confirma- Cygni produjo grandes cantidades de ron nuestro análisis de los nudos. 22Na. En el mes de septiembre de 1993 Gracias a las imágenes tomadas con iniciamos la búsqueda de los rayos el Telescopio Espacial Hubble se gamma por medio del Observatorio resolvió el caparazón en el ultravio- Compton de Rayos Gamma, sin éxito. leta en 1993. Nunca se había obtenido una imaTodas estas anomalías nos dicen que, gen de los desechos de una nova tan aunque hayamos recorrido un largo poco tiempo después de la explosión y camino en el conocimiento de las explocon tamaña claridad. Los nudos se siones de nova, nos queda mucho por hallan inmersos profundamente den- aprender. Conocemos las reacciones tro del material expulsado. ¿Qué los nucleares que se producen en la explocausó? ¿De qué están hechos? sión, pero no su dinámica. ¿Cuándo se Los primeros indicios de la compo- produce la mezcla del caparazón y el sición del material expulsado apare- núcleo, mientras se desarrolla la acrecieron el 1 de abril de 1992. Una vez ción de la materia o durante las últimas se hubo alzado el telón de acero, quedó fases de la explosión? un intenso espectro con brillantes líneas de emisión de carbono, nitrótro misterio por desvelar es el efecto que las explosiones de geno, oxígeno y otros elementos abundantes. Hasta entonces sólo habíamos nova recurrentes tengan a largo plazo encontrado líneas de emisión de este sobre la evolución de la enana blanca. tipo en novas que se producían sobre Todos los sistemas binarios de nova enanas blancas ONeMg de gran masa; completan el ciclo de acreción y de conjeturamos que V1974 Cygni perte- explosión numerosas veces. Si durante necía a esta clase de objetos. Esta idea cada explosión se pierden partes del también se les ocurrió a Thomas L. núcleo, la masa de la enana blanca Hayward y a Robert D. Gehrz, quienes debería disminuir progresivamente. obtuvieron espectros infrarro jos de la ¿Acaso termina su masa por hacerse nova por medio del telescopio de cinco muy pequeña o bien ocurre algo que metros de monte Palomar. Hallaron impide que se produzcan nuevas la línea característica de 12 microme- explosiones? tros que emite el neón ionizado; línea ésta muy débil, si no ausente del todo, en las novas de CO, pero muy intensa en las novas de ONeMg. BIBLIOGRAFIA COMPLEMENTARIA En el otoño de 1993 los gases se OBSERVATIONS AND PHYSICAL PROCESSES habían dispersado lo suficiente para IN BINARY STARS. Steven N. Shore en que Scott Austin, R. Mark Wagner y Interacting Binaries. Dirigido por S. N. nosotros pudiéramos utilizar los Shore, M. Livio y E. P. J. van den Heuvel. espectros ópticos y ultravioletas para Springer-Verlag, 1994. determinar la concentración química TOPICS IN CLOSE BINARY EVOLUTION. Edde los residuos. (Mientras el gas era ward P. J. van den Heuvel en Interacting Binaries. denso, los átomos chocaban entre sí y TOPICS IN THE THEORY OF CATACLYSMIC los espectros se complicaban mucho.) VARIABLES AND X-RAY BINARIES. Mario Encontramos cantidades grandes de Livio en Interacting Binaries. elementos del núcleo. De acuerdo con
O
TEMAS 7
