estás leyendo...
Papers recientes

Secretos al descubierto: lo que una estrella moribunda nos enseña sobre 47 Tucanae

Figura 1 (e imagen destacada). Imagen en luz visible del cúmulo globular 47 Tucanae tomada con el telescopio VISTA. A una distancia de 13000 años luz, este contiene 700000 masas solares dentro de un diámetro de 120 años luz, haciéndolo uno de los ambientes estelares más densos de la Vía Láctea. Su densidad aumenta exponencialmente hacia el centro, donde un agujero negro de masa intermedia podría residir. Créditos: ESO/M.-R. Cioni/VISTA Magellanic Cloud survey. Acknowledgment: Cambridge Astronomical Survey Unit.

Mentiré si digo que los cúmulos globulares no son uno de mis objetos astronómicos favoritos. Estos son antiguas reliquias que se formaron junto con nuestra galaxia miles de millones de años atrás, y contienen centenares de miles de estrellas unidas por su gravedad en un radio de pocas decenas de años luz. Una de las cosas que los hace tan especiales es que, debido a que la formación de nuevas estrellas en estos cúmulos cesó poco después de su formación, todas sus estrellas comparten en general la misma composición química y edad, por lo cual el estudio de estrellas individuales puede contarnos muchísimo sobre la historia de su cúmulo.

47 Tucanae (Figura 1) es el segundo cúmulo globular más brillante en el cielo, siendo visible a simple vista desde el hemisferio sur terrestre, justo al lado de la Pequeña Nube de Magallanes. A la distancia de unos 13000 años luz, este es uno de los más estudiados por la comunidad astronómica. Y en él hay una estrella muy brillante y moribunda que, al haber pasado ya por su fase de gigante roja asintótica, nos está mostrando sus secretos y los de 47 Tucanae.

Los últimos momentos de la Estrella Brillante

La Estrella Brillante (y sí, este es su nombre) es, no irónicamente, la estrella más luminosa de 47 Tucanae en luz visible y ultravioleta. Originalmente fue una estrella de tipo solar, pero hace ya mucho agotó las reservas de hidrógeno en su núcleo y se convirtió en una estrella gigante roja. Aún más, la Estrella Brillante abandonó ya incluso esta fase, y se encuentra en un periodo en el que va perdiendo sus capas externas y contrayéndose en diámetro, mostrando su caliente interior y luciendo como una estrella azul y brillante (válgase la redundancia) en camino hacia convertirse en una enana blanca.

Es en momentos como estos que, al dejar su antaño íntimo interior expuesto al exterior, las estrellas exponen a astrónomos y astrónomas sus composiciones químicas internas en toda su gloria. Usando datos antiguos del ya difunto satélite FUSE, el espectrógrafo COS en el Hubble, y el espectrógrafo MIKE en los Telescopios Magallanesles autores del artículo realizaron un detallado análisis del espectro de emisión de la Estrella Brillante desde los 930 nm a los 90.5 nm, cubriendo el espectro visible y el ultravioleta próximo. Los resultados de este análisis nos dicen mucho sobre la naturaleza de la estrella y 47 Tucanae.

Midiendo abundancias químicas en la Estrella Brillante

Figura 2. Las líneas de absorción de Balmer según observadas (líneas negras) y según ajustes (líneas rojas). Cada línea tiene una longitud de onda central y pendientes en los lados, como si de valles se trataran. El eje horizontal representa la diferencia en longitud de onda respeto a la central, siendo 0 en el centro. El eje vertical es la cantidad de luz en esta longitud de onda. Los ajustes son simulaciones hechas a partir de asunción de la composición química de la atmósfera estelar. Si el ajuste se encaja a la observación, esto significa que la asunción inicial es correcta. A la izquierda se ven representadas las líneas de bajo orden, que corresponden a transiciones desde altos niveles energéticos al nivel 2. A la derecha, las de alto orden, que corresponden a las transiciones desde niveles energéticos más bajos. Los gráficos en el pie son la diferencia entre el ajuste y la observación, siendo una línea recta el mejor resultado posible. Créditos: Dixon et al. 2021 (este paper).

Lo primero que hicieron fue medir la intensidad de las líneas de Balmer del hidrógeno, que corresponden a las transiciones energéticas de los electrones en los átomos de hidrógeno, muy prominentes en los espectros estelares (Figura 2). El grosor de estas líneas indica la temperatura de la atmósfera estelar: cuanto más gruesas son, significa que la temperatura es más alta. Su profundidad, en cambio, está relacionada con la gravedad en la superficie. Con ello, les autores miden una temperatura y una gravedad superficiales de 10850 K y 1.6 m/s2. Sabiendo la distancia de la estrella, que el la misma que la de 47 Tucanae, esto le da una luminosidad de 3.06 veces la del Sol, lo cual resulta en un radio de 9.63 radios solares y una masa actual de 0.54 masas solares. Cabe recordar que, tras haber pasado por su fase de gigante roja, se estima que las estrellas pierden una significante fracción de su masa inicial, por lo que su masa inicial fue mucho más cercana a la solar.

Tabla 1. Tabla con índices de metalicidad en la Estrella Brillante según presentada por les autores, en 47 Tucanae (según recogidos en la literatura a partir de otras estrellas), y en el Sol. Las magnitudes mostradas aquí son el logaritmo de las abundancias relativas entre dicho elemento y el hidrógeno. Es decir: un cambio en una unidad es en realidad un cambio de un factor de 10, y cuanto más próximo a 0 más abundante es, siendo 0 la abundancia del hidrógeno mismo. Créditos: Dixon et al. 2021 (este paper).

Después de esto, les autores proceden a medir la abundancia de muchos otros elementos basándose en otras líneas de absorción en el espectro de la estrella: desde elementos ligeros como el helio, carbono, nitrógeno, oxígeno, hasta metales cómo aluminio y el hierro (primera columna de la Tabla 1). La novedad aquí es que las abundancias de algunos elementos, como la del neón, el fósforo o el cloro, no habían sido medidas previamente en ninguna estrella de 47 Tucanae (filas vacías en la segunda columna de la Tabla 1)

Implicaciones para la estrella brillante y 47 Tucanae

Figura 3. Diagrama Hertzsprung-Russell que les autores han simulado para deducir la edad de la Estrella Brillante (pequeña cruz negra). Las líneas diagonales a la derecha son la rama asintótica gigante, mentras que las horizontales representan tramos que las estrellas siguen hacia la izquierda después de la fase gigante. La Estrella Brillante se encuentra justamente en el camino correspondiente a una estrella nacida con 0.87 masas solares y una edad de 12760000 años. Créditos: Dixon et al. 2021 (este paper).

Más allá de saber que materiales abundan, estos análisis nos permiten decir muchas más cosas sobre la Estrella Brillante y 47 Tucanae. Primero, por si había dudas, los elementos ya conocidos en 47 Tucanae tienen abundancias muy similares en otras estrellas del cúmulo, indicando que efectivamente la Estrella Brillante pertenece a él. Segundo, esto también indica que las abundancias de los elementos medidas por primera vez son probablemente representativas del cúmulo entero.

Su composición química también nos dice sobre sus condiciones de nacimiento. Los cúmulos globulares tienen en general dos subgrupos poblacionales principales. Hay las estrellas de primera generación, que se formaron junto con el cúmulo y que tienen muy poca metalicidad, y las estrellas de segunda generación, formadas cuando las estrellas más masivas de la primera generación ya habían explotado en supernovas y enriquecido el gas del cúmulo con elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Debido a que todas se formaron con solo unos pocos millones de años de diferencia (muy poco comparado con la edad de 47 Tucanae), estas dos poblaciones solo se pueden distinguir por las abundancias químicas en la actualidad. Y todo indica que la Estrella Brillante pertenece a la segunda generación.

Más excitante aún es que, al conocer su temperatura y luminosidad actual junto con las abundancias de helio y hierro al detalle, les autores han estudiado al detalle el pasado evolutivo de la Estrella Brillante. Usando simulaciones de diversos caminos evolutivos (Figura 3), han llegado a la conclusión de que la estrella nació con 0.87 masas solares hace ya unos 12760000 años. Así pues, ¡la estrella brillante es casi tan antigua como el universo mismo! Además, esto es en esencia una medida de la antigüedad del cúmulo globular. También es una indicación de la pérdida de masa típica para estrellas en 47 Tucanae cuando entran en la fase gigante de su evolución, siendo esta de entre 0.1 y 0.2 masas solares.

Como podemos ver, la Estrella Brillante nos ha contado una variedad de cosas muy interesantes sobre sí misma y 47 Tucanae. Así pues, si quieres saber sobre un cúmulo globular, ¡lo mejor es buscar en sus estrellas!

Acerca de Miquel Colom i Bernadich

Nacido y criado en Catalunya, mostré mi interés por la astronomía desde bien chiquitito. Estudié física fundamental en la Universidad de Barcelona y redacté mi tesis de grado sobre el crecimiento de las galaxias. Cursé un máster en astronomía y ciencias del espacio en la Universidad de Uppsala, en Suecia, donde practiqué astronomía de neutrinos con la gente del IceCube entre otras cosas. Redacté mi tesis de máster en Berlín sobre astronomía de rayos-X con los telescopios XMM-Newton y eROSITA, y ahora soy estudiante doctoral en Instituto Max Planck por la Radioastronomía en Bonn, Alemania. Mi tarea actual es cazar y analizar radiopúlsares, estrellas de neutrones magnetizadas con altas frequencias de rotación, con los radiotelescopios de MeerKAT y Parkes. En mi tiempo libre soy un gamer, lector y excursionista. Me interesa mucho la historia moderna también.

Comentarios

Aún no hay comentarios.

Deja un comentario

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