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Estrellas supergigantes rojas ¿Más comunes de lo que se pensaba?

Título: Young LMC clusters: the role of red supergiants and multiple stellar populations in their integrated light and CMDs
Autores: Randa S. Asa’d, Alexandre Vazdekis, Miguel Cervino, Noelia E. D. Noel, Michael A. Beasley, Mahmoud Kassab
Institución del primer autor: American University of Sharjah, Physics Department, Sharjah, UAE
Estado: Aceptado para ser publicado en MNRAS

Cúmulos de estrellas, una ventana a la historia de las galaxias

Si miramos una foto de nuestro Universo cercano veremos un mar de galaxias de formas y colores distintos (Figura 1). Mucho tiempo ha pasado desde que se formaron estas galaxias, posiblemente algunas han chocado entre ellas, cambiando su forma y evolución, mientras que otras han tenido una vida más tranquila y solitaria.

Figura 1. Detalle del Campo Extremadamente Profundo del HST (Crédito: NASA; ESA; G. Illingworth, D. Magee, and P. Oesch, University of California, Santa Cruz; R. Bouwens, Leiden University; y el equipo HUDF09)

Pero ¿cómo podemos saber qué tan tranquila o emocionante ha sido la vida de una galaxias? Una forma es estudiando la historia y desarrollo de sus componentes estelares: los cúmulos estelares.

Figura 2. Cúmulo estelar joven R136 de en la Gran Nube de Magallanes. Crédito: NASA, ESA, & F. Paresce (INAF-IASF), R. O’Connell (U. Virginia), & el comité científico del HST WFC3.

Los cúmulos estelares son familias de estrellas ligadas gravitacionalmente, se piensa que la mayoría de ellas nacieron juntas cuando se creó el cúmulo, aunque recientemente se ha descubierto que algunas de ellas pertenecen a una segunda generación. Estos cúmulos son las bases de la formación de estrellas en las galaxias, y su estudio nos presenta la evolución de la componente estelar (o bariónica) de las galaxias.

Los cúmulos estelares formados en galaxias con baja metalicidad  (con pocos elementos más pesados que el helio) pueden darnos una idea sobre el proceso de formación de estrellas en las primeras galaxias formadas en el Universo, en donde la metalicidad era mucho más baja que la de galaxias como la Vía Láctea. En la Figura 2 se presenta el cúmulo estelar joven supermasivo R136, en la Gran Nube de Magallanes (LMC, por sus siglas en Inglés).

El estudio de estas familias de estrellas es bastante complicado. No todos los cúmulos se encuentran lo suficientemente cerca como para distinguir todas las estrellas y analizarlas una a una (como en la Figura 2). Cuando los cúmulos no pueden resolverse se debe encontrar la combinación de estrellas nacidas al mismo tiempo con masas distintas que mejor reproduzcan la luz del cúmulo. Esto se hace comparando la distribución espectral de energía (SED, por sus siglas en Inglés) del cúmulo (gráfica de longitud de onda contra la luminosidad) con la de modelos de poblaciones estelares simples (SSPs, por sus siglas en Inglés).

Modelos para calcular la edad de los cúmulos

Figura 3. Mejor ajuste de una SSP utilizando los modelos MILES al cúmulo estelar NGC 1984 de la LMC. Figura 6 del artículo original. (arXiv:1708.00369)

Los autores de este trabajo compararon el espectro integrado de tres cúmulos en la LMC con la distribución espectral de energía de un cúmulo modelado (Figura 3), y encontraron que las curvas observadas son más cóncavas y además presentan un abultamiento alrededor de 6000 Angstroms. Repitieron el experimento utilizando los modelos de un grupo diferente y encontraron exactamente lo mismo, por lo que concluyeron que algo debía estar mal con los modelos de SSPs en general.

Este comportamiento ya se había observado en un trabajo previo de los autores, curiosamente sólo en cúmulos con edades alrededor de 10 millones de años, época en la que comienzan a dominar la luz observada las estrellas supergigantes rojas (RSG por sus siglas en Inglés) hasta los 30 millones de años. Estas estrellas son conflictivas ya que representan una etapa evolutiva de las estrellas muy masivas (entre 10 y 30 veces la masa del Sol) que han comenzado a utilizar el helio de su interior como combustible, y son tan inestables que pueden comenzar a pulsar o pasar por una etapa de inestabilidad en la que se calientan y enfrían recurrentemente pasando de “rojas” (frías ~4000 K) a “azules” (calientes 10,000 K) intermitentemente. Además se cree que no son fáciles de formar en sistemas pobres en metales, como la LMC.

¡Los modelos no reproducen bien la etapa de las estrellas RSGs a baja metalicidad!

Figura 4. Ajuste de la SED del cúmulo NGC 1984 utilizando una población estelar simple (verde), dos poblaciones estelares donde una tiene una edad de 10 millones de años y una población simple a la que se le ha añadido luminosidad extra de estrellas RSGs (rojo). Figura 7 del artículo original (arXiv:1708.00369)

Los espectros observados ajustan mejor a modelos compuestos por dos poblaciones estelares, en los que una de ellas tiene una edad de 10 millones de años (Figura 4), apoyando la idea de que el problema recae en una mala representación de de las estrellas RSGs en los modelos. Por otro lado, combinaron el espectro de una estrella RSG con el de una SSP y encontraron un mucho mejor ajuste. De hecho, tuvieron que incrementar la contribución de la luz de las RSGs en un 20% para poder ajustar el espectro.

Aparte realizaron otras pruebas en búsqueda de respuestas alternativas a la de las RSGs, como el utilizar un modelo de SSP con una función inicial de masa (IMF, por sus siglas en Inglés) con un mayor número de estrellas masivas pero esto no funcionó. Y aunque no estudiaron de forma directa modelos con rotación estelar, concluyeron que los resultados no serían del todo diferentes dado que no cambia significativamente el tratamiento de las estrellas RSG.

De forma independiente, analizaron el espectro ultravioleta (del archivo del telescopio International Ultraviolet Explorer), encontraron que el rango de edad de estos cúmulos es de entre 5 y 40 millones de años. Y además, analizaron el diagrama Color-Magnitud de un gran grupo de estrellas contenidas en los cúmulos del “Estudio de la historia estelar de Magallanes” (SMASH, por sus siglas en Inglés), con los cuales también encontraron que las edades máximas de los cúmulos deben de ser menores a 20 millones de ños. ¡Una vez más en etapas de RSGs!

¿Habrá que reestructurar los modelos de poblaciones estelares?

El estudio de las poblaciones estelares en cúmulos es más complejo de lo que se asume, por lo que para realmente entender las propiedades de las poblaciones estelares en estos objetos es necesario hacer un estudio minucioso que abarque tanto un amplio rango de longitudes de onda como diferentes métodos de estudio.

Y finalmente, los espectros integrados de los cúmulos en la galaxia presentan intensas características moleculares que sólo pueden ser reproducidas incrementando en un 20% la luminosidad de las RSGs.

Por lo que a mí me saltan la pregunta…¿Encontraremos los mismos resultados si revisamos a detalle los ajustes a los cúmulos de todas las galaxias de baja metalicidad?  ¿Serán realmente más comunes las RSGs?

Si te apasionan los cúmulos estelares te recomiendo que leas los astrobitos: La aparente distribución de edades en cúmulos estelares y el papel de la rotación estelar y Planetas en cúmulos estelares

 

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