Pérdida de masa en estrellas moribundas

Título: Pulsation-Triggered Mass Loss From AGB Stars: The 60-Day Critical Period
Autores: Iain McDonald and Albert Zijlstra
Institución del primer autor: Jodrell Bank Centre for Astrophysics
Estado: Accepted to ApJ Letters
Astrobites original: Mass Loss in Dying Stars

Contexto

Quizás has escuchado que en cuatro mil millones de años más, el Sol crecerá y se convertirá en una gigante roja, con un radio tan grande como la órbita de la Tierra. Luego de esto el Sol se encogerá nuevamente, hasta convertirse en una enana blanca, con un tamaño similar al de la Tierra. Además de ser muy pequeña, esta enana blanca tendrá probablemente la mitad de la masa que tenía el Sol originalmente. ¿A dónde va a parar esa masa faltante?

Durante la etapa post-secuencia-principal (post-MS, por sus siglas en inglés) de una estrella, ésta perderá mucha de su masa inicial producto de vientos estelares. Actualmente, el Sol pierde masa a través de vientos solares – material que es eyectado de su superficie – pero cuando el Sol abandone la secuencia principal y se diriga hacia la rama de gigante roja (RGB), estos vientos solares serán aún más violentos. Al final de la rama de gigante roja, el Sol continuará evolucionando hasta que alcance la rama de gigante asintótica (AGB) – llamada de esta manera porque la estrella se acercará asintóticamente hacia la misma zona del diagrama de Hertzsprung-Russell que ocupa cuando se encuentra en la fase RGB (ver Figura 1). Las estrellas AGB sufren de vientos estelares muy fuertes, lo cual significa que pierden masa a una tasa mucho más rápida que las estrellas RGB. Se piensa que mucha de la pérdida de masa de las estrellas ocurre durante las fases RGB y AGB. Además de esto, todo este material que es expulsado de la estrella provoca que las estrellas AGB estén típicamente rodeadas de mucho polvo.

La razón por la cual ocurre este proceso de pérdida de masa, sin embargo, es algo que aún no se entiende del todo. El Astrobitos de hoy se enfoca en discutir algunos de los posibles mecanismos para la pérdida de masa en estrellas AGB, particularmente el rol que juega la pulsación en este proceso.

Las estrellas pueden pulsar de distintas formas, llamadas “modos de pulsación”. El modo fundamental es probablemente lo que te imaginas cuando piensas en pulsación estelar – toda la estrella se mueve radialmente en la misma dirección. Sin embargo, si la estrella tiene nodos radiales, diferentes partes de la estrella se mueven en distintas direcciones al mismo tiempo (como los nodos de una tubería). Nos referimos a esos modos de pulsación como “modos armónicos”, y el tipo de modo harmónico (primero, segundo, tercero, etc.) te dan información sobre el número de nodos que existe en la estrella.

Pérdida de masa sobre el período de pulsación crítico de 60 días

La mayoría de los estudios anteriores sobre el efecto de la pulsación en la pérdida de masa se han enfocado en estrellas con períodos de pulsación mayores a 300 días, porque
tanto las observaciones como la teoría han mostrado que es ahí cuando las estrellas producen la mayor cantidad de polvo y la mayor tasa de pérdida de masa. Sin embargo, un período crítico de 60 días, en el cual también se incrementa la producción de polvo, ha sido encontrado en algunas investigaciones, aunque ha sido mucho menos estudiado.

La pérdida de masa en estrellas RGB y AGB parece incrementar en un período de 60 días. Estos dos tipos de estrellas pueden pulsar (de hecho, existe evidencia que indica que todas las estrellas pulsan… si tan sólo pudiéramos estudiarlas en suficiente detalle como para detectarlo…), pero los autores encuentran que a pesar de que habitan aproximadamente la misma región del diagrama HR, las estrellas de períodos de 60 días con fuerte pérdida de masa parecen ser sólo del tipo AGB, y no RGB. Este período de 60 días también parece corresponder aproximadamente con el punto en que las estrellas AGB pasan del segundo y tercer modo armónico hacia el primero. Modos adicionales también resultarán en una menos amplitud de pulsación (cambios más pequeños en el brillo y el radio) de la estrella, lo cual ocasiona que las estrellas AGB tengan mayor amplitud en este punto. Las estrellas RGB parecen pulsar sólo en el segundo y tercer modo armónico. Esta es probablemente la causa de por qué producen mucho menos polvo y experimentan menos pérdida de masa, para estrellas del mismo período, en comparación con las AGB.

La relación entre la producción de polvo y el exceso de luz en el infrarrojo, que los autores utilizan como un proxy para la cantidad de polvo que la estrella produce, se muestra en la Figura 2. De esta figura, podemos observar que, para períodos más largos que 60 días, parecen haber más estrellas produciendo polvo sobre su criterio de producción de polvo sustancial. La Figura 3 muestra diagramas de período-amplitud, donde la amplitud de pulsación se grafica en función del período de pulsación. Juntos, estos gráficos apoyan la hipótesis de que el modo pulsacional juega un papel crítico en la producción de polvo y la pérdida de masa en una estrella. Estos resultados también confirman el incremento de pérdida de masa a los 300 días, lo cual corresponde aproximadamente al momento en que las estrellas transiten desde la pulsación en el primer modo armónico hacia el modo fundamental.

Conclusión

¿Qué es lo que sigue? Bueno, como puedes imaginar, lo que hay que hacer después de todo esto es… ¡seguir haciendo ciencia! Los autores mencionan que estudios futuros serán necesarios para obtener evidencia conclusiva acerca de qué rol ocupa este período crítico y cómo puede ser afectado por el modo de pulsación. ¿Se trata de un cambio real en la tasa de pérdida de masa, o los vientos estelares ya existen de antemano, y el período de 60 días simplemente coincide con un incremento en la condensación de polvo? Estudios similares enfocados en estrellas con distintas metalicidades también supondrán una buena prueba para entender si acaso estos períodos críticos son universales.