estás leyendo...
Papers recientes

¿Súper gigante? ¿Azul violenta, amarilla tibia o roja polvosa?

Título: NGC 3105: a young open cluster with low metallicity (arXiv:1805.00507)
Autores: Javier Alonso-Santiago, Amparo Marco, Ignacio Negueruela, Hugo M. Tabernero, Norberto Castro, Vanessa a. McBride y Andry F. Rajoelimanana
Institución del primer autor: Departamento de Física, Ingeniería de Sistemas y Teoría de la Señal, Escuela Politécnica Superior, Universidad de Alicante, España
Estatus: Publicado en Astronomy & Astrophysics

Cuando alguien me pregunta ¿por qué estudiar estrellas?, si el Universo está formado en un 68% de energía oscura, un 27% de materia oscura y tan sólo un 5% de materia bariónica (como las estrellas), en mi mente aparecen imágenes de llamaradas solares, explosiones de supernovas, vientos supersónicos de estrellas Wolf-Rayet, canibalismo entre estrellas binarias y pulsaciones rítmicas de estrellas variables. Pero como no siempre tengo tiempo de explicar lo emocionante de la física de esos procesos (y lo poco que los entendemos), me remito a decir “Porque las estrellas son las responsables de producir más de 3/4 partes de los elementos químicos que conocemos (como se explica en este astrobito)” o si ando de existencialista sólo digo: “Porque como dijo el mismísimo Carl Sagan en la serie televisiva Cosmos, estamos hechos de polvo de estrellas” (aunque algunos insisten que ésta fue “robada” de una frase similar del gran Harlow Shapley).

¿Me da una estrella SÚPER GIGANTE por favor?

Figura 1. Diagrama Hertzsprung-Russell indicando la posición de los distintos tipos de estrellas de acuerdo a su temperatura y luminosidad. Crédito. Imagen de archivo.

En astrobitos anteriores hemos hablado del proceso de creación de elementos químicos en las estrellas (ver astrobito), de la formación de estrellas (ver astrobitos) y hemos hecho un recuento de lo que se conoce de los cúmulos de estrellas (ver astrobito). En esta ocasión, abordaremos un tema del que se habla mucho pero se sabe muy poco: las estrellas súper gigantes. ¿Y por qué se sabe tan poco? Desempolvando las notas del curso de Astrofísica Estelar 1 debemos recordar tres puntos clave:

  1. Las estrellas súper gigantes son estrellas muy masivas
  2. Las estrellas masivas son difíciles de formar (ver astrobito), la función inicial de masa indica que es mucho más probable formar estrellas de baja masa (Masa ≤ MSol) que estrellas masivas (Masa > 10 MSol)
  3. El tiempo de vida de una estrella (τ) es proporcional al inverso del cubo de su masa (τ ∝1/M3). Aunque aquí se tiene que tomar en cuenta que los vientos que pueda eyectar la estrella harán que pierda masa, afectando los resultados.

Por lo tanto, encontrar este tipo de estrellas se vuelve todo un reto ¡Y eso nos emociona! Y más aun a los autores del trabajo, quienes realizaron un análisis bastante completo (fotometría y espectroscopía) de las estrellas que conforman el exótico y poco estudiado cúmulo estelar NGC 3105.

NGC 3105: un cúmulo abierto y multicolor

NGC 3105 es un débil y compacto cúmulo estelar de nuestra galaxia que se encuentra en la dirección de la constelación de Vela (en el hemisferio Sur). En trabajos previos se habían estudiado algunas de las estrellas de este cúmulo, identificando algunas súper gigantes azules (BSG, por sus siglas en Inglés) y algunas candidatas a ser súper gigantes rojas (RSG, también por sus siglas en Inglés). Esto capturó la atención de los autores motivándolos tanto a caracterizar el cúmulo, como a identificar las propiedades químicas y atmosféricas de las estrellas RSG en éste.

Figura 2. (Izquierda) Distribución de los 126 miembros estelares del cúmulo NGC 3105 (magenta) y de las demás estrellas observadas (puntos negros) en el campo cubierto por las observaciones. La densidad (N) representa la cantidad de estrellas en un área de 0.5′ (arcosegundos). La sobredensidad creada por el núcleo del cúmulo sobresale en la imagen como una mancha rojiza. (Derecha) Diagrama HR para las estrellas de campo en NGC 3105 (puntos grises). Los círculos azules son las estrellas B de secuencia principal para las que se tienen espectros, los diamantes magenta son estrellas con líneas en emisión del tipo Be, y los círculos color cyan, rojo y amarilllo corresponden a las estrellas súper gigantes azules, rojas y amarillas respectivamente. Crédito: Figuras 5 y 9 del artículo original (arXiv:1805.00507)

Para estudiar a NGC 3105, los autores obtuvieron imágenes del cúmulo con el telescopio de 3.6 m NTT en Chile, que luego combinaron con imágenes infrarrojas del archivo de 2MASS. En las imágenes ópticas se observan 607 estrellas (Figura 2, izquierda), con las cuales se construyó el diagramas HR del cúmulo (Figura 2, derecha). Este diagrama ayudó a determinar que el valor de enrojecimiento que sufre el cúmulo debido al polvo puede considerarse moderado o ligeramente alto (E(B-V) = 1 mag). Esto se dedujo al comparar el color observado B-V de algunas estrellas azules previamente clasificadas espectralmente como del tipo B con su valor nominal (B-V)0. Además, utilizando la posición de las estrellas en el diagrama HR y el valor de enrojecimiento característico, los autores obtuvieron la clasificación espectral fotométrica de las 607 estrellas que aparecen en el campo de la imagen. Finalmente, con los análisis de la fotometría y de los excesos de color observados para cada una de las estrellas, se estableció que sólo 126 de las estrellas observadas son miembros verdaderos de NGC 3105.

Figura 3. Diagram a Color Magnitud (corregido por extinción) para los miembros de NGC 3105. Los símbolos y los colores son los mismos que en la Figura 2. Crédito: Figura 8 del artículo original (arXiv:1805.00507)

Una vez determinados los miembros del cúmulo, los autores ajustaron isocronas a la fotometría de las estrellas. Las isocronas son líneas que indican la luminosidad de estrellas con la misma edad pero de masa distinta. En este estudio se usaron isocronas modeladas por PARSEC. Finalmente encontraron que la edad del cúmulo es de aproximadamente 28 millones de años (Figura 3). Por lo tanto, las estrellas que nacieron con masas entre 9 y 10 MSol deberían ahora estar en su etapa de RSG. Por último, la fotometría también sirvió para calcular que el cúmulo tiene un tamaño de 6 parsecs de radio y tiene una masa en estrellas de 3×103 MSol.

Aparte, utilizaron espectros tomados con espectrógrafos en tres telescopios diferentes: 3.6m NTT y 2.2 en Chile, 1.9m en Sudáfrica. Estos se utilizaron para calcular los parámetros atmosféricos y la composición química de las estrellas en el cúmulo. Aunque tomaron el espectro de estrellas súper gigantes azules, una amarilla y varias rojas, sólo pudieron determinar la composición química de tres estrellas RSG con clasificación espectral K. Sin embargo, estas determinaciones permitieron estimar la composición química de este cúmulo por primera vez, y se encontró que su metalicidad es bastante baja en comparación con la de los cúmulos jóvenes de la Vía Láctea.

Conclusiones:

Los resultados obtenidos en este trabajo han demostrado que NGC 3105 alberga estrellas súper gigantes de diferente tipo espectral (desde las azules B, pasando por las amarillas F y llegando hasta las rojas M) y con una química deficiente en metales, convirtiendo a este cúmulo en el laboratorio perfecto para estudiar a detalle las características y mecanismos físicos relacionados a las estrellas masivas. Así que sólo queda esperar que se realicen más estudios de las estrellas de éste trabajo para buscar más respuestas sobre estas enigmáticas estrellas súper gigantes. ¿Será posible que las estrellas de NGC 3105 nos ayuden a mejorar el cálculo de estrellas RSG en los modelos? ¿O puedan ayudarnos a entender la transición entre estrellas azules y rojas? ¡A investigar!

Comentarios

Aún no hay comentarios.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada. Los campos obligatorios están marcados con *