Como hoy nos visita la Imagen de la hiperestrella, Eta Carinae, no parece descabellado que hagamos un amplio comentario con relaci\u00f3n a este tipo de estrellas supermasivas.<\/p>\n
\u201cComprender las estrellas masivas es clave para nuestro conocimiento del Universo, ya que dominan la luz que recibimos de las galaxias lejanas. Sus propiedades vienen determinadas por su gran masa, pero hay todav\u00eda muchos aspectos centrales que no comprendemos bien. Observarlas en galaxias cercanas nos permite estudiarlas en una variedad de condiciones, mientras que en nuestra Galaxia el infrarrojo nos est\u00e1 abriendo nuevas perspectivas.\u201d<\/p>\n
As\u00ed comienza, un art\u00edculo escrito por D. Artemio Herrero, Mirian Gracia y Sergio Sim\u00f3n D\u00edas en la Revista Espa\u00f1ola de F\u00edsica, Volumen 23, n\u00famero 3, 2009 que trata de Astronom\u00eda y Astrof\u00edsica, y, siguen diciendo lo siguiente:<\/p>\n
Introducci\u00f3n<\/p>\n
La masa es el par\u00e1metro principal que determina el destino de una estrella, desde su nacimiento hasta su desaparici\u00f3n. Otros factores tales como su composici\u00f3n qu\u00edmica, el momento angular con que nace, manifestado en su velocidad de rotaci\u00f3n, o la presencia de compa\u00f1eras con las que poder interactuar, pueden afectar tambi\u00e9n su evoluci\u00f3n, aunque de modo secundario.<\/p>\n
La masa de la estrella afecta tanto a su estr4uctura interna como a su apariencia externa. Internamente, el enorme potencial gravitatorio eleva las temperaturas centrales, haciendo que las reacciones nucleares generen una cantidad de energ\u00eda tal que el n\u00facleo, siendo incapaz de transportarla por radiaci\u00f3n, se vuelve completamente convectivo. Externamente, la luminosidad y temperatura de la superficie son tan altas, que la presi\u00f3n de la radiaci\u00f3n es capaz de impulsar las capas de la atm\u00f3sfera hacia el espacio a velocidades que pueden llegar a los 3000 Km\/s, una velocidad comparable a la que adquiere la materia expulsada por una explosi\u00f3n Supernova (que llegan a los 10000 Km\/s). La diferencia es que la explosi\u00f3n de Supernova dura apenas una fracci\u00f3n de segundo, mientras que el viento estelar es una constante durante millones de a\u00f1os.<\/p>\n
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Llamamos estrellas masivas a las que nacen con una masa de 8-9 masas solares, hecho que las condena irremediablemente a morir en una explosi\u00f3n tipo Supernova cuando, al final de sus vidas, cesan las reacciones nucleares en su centro. Conviene indicar que el limite inferior de masa citado anteriormente es un valor que puede depender de detalles de los modelos utilizados, como el ritmo de las reacciones nucleares, o de las condiciones secundarias de la estrella.<\/p>\n
\u00bfQu\u00e9 lleva a una estrella a morir como Supernova? Precisamente, su masa. Tomemos como ejemplo una estrella de unas 60 masas solares. Al nacer, ser\u00e1 una estrella de tipo espectral O5, con una temperatura efectiva (una medida de su temperatura superficial) en torno a 40000 K. En su centro, a temperaturas de 4 x 10 con exponente de 7 K y densidades\u00a0 de 2,2 g\u00a0 cm3, el H se transforma en He mediante el ciclo CON, utilizando el C, N y O como catalizadores. En ese proceso, el N aumenta su abundancia y el C se reduce, mientras que la de O permanece aproximadamente constante hasta las fases m\u00e1s avanzadas del ciclo.<\/p>\n
La energ\u00eda generada sostiene el peso de las capas superiores, impidiendo que la Gravedad haga colapsar la estrella. Cuando se agote el H central, unos cuatro millones de a\u00f1os m\u00e1s tarde, las reacciones nucleares cesan y la Gravedad gana. El n\u00facleo se contrae y las capas externas se expanden y enfr\u00edan; la estrella se vuelve una supergigante\u00a0 que evoluciona hacia temperaturas menores. El n\u00facleo al contraerse se calienta, y el He puede encenderse durante aproximadamente medio mill\u00f3n de a\u00f1os.<\/p>\n
Cuando el He se agota, la estrella, que externamente es una supergigante con un radio de cientos de radios solares, comienza a quemar elementos cada vez m\u00e1s r\u00e1pidamente. En apenas 1,5 x 10 exponente 5 a\u00f1os quema el Carbono, en unos miles, el Ne\u00f3n y el Ox\u00edgeno… en segundos, el Silicio. Cuando el n\u00facleo est\u00e1 compuesto principalmente de Hierro, las reacciones nucleares ya no generan energ\u00edas, y la Gravedad finalmente triunfa. Las capas superiores caen sobre el n\u00facleo inerte aceleradamente, y la onda de choque resultante se propaga hacia fuera, calentando y expulsando la materia de las capas externas.<\/p>\n
Los detalles del proceso que acabamos de narrar var\u00edan con la masa de la estrella. Si la estrella nace con entre 8 y 25 masas solares, por ejemplo,\u00a0 pasar\u00e1 por una fase previa de supergigante roja antes de explotar como Supernova. La explosi\u00f3n de Supernova puede tambi\u00e9n producirse por otros mecanismos, como la inestabilidad producida por la creaci\u00f3n de pares electr\u00f3n-positr\u00f3n cuando la estrella es muy masiva. En otros casos m\u00e1s extremos, la estrella dar\u00e1 lugar a un GRB (Gamma-Ray Burst) un suceso altamente energ\u00e9tico que puede verse hasta en el Universo temprano.<\/p>\n
Las estrellas masivas representan una peque\u00f1a fracci\u00f3n del contenido estelar de las galaxias. Sin embargo, la influencia de las estrellas masivas en la estructura y evoluci\u00f3n de las galaxias que las alojan es enorme, ya que devuelven al medio del que se formaron ingentes cantidades de energ\u00eda radiactiva y mec\u00e1nica, \u00e9sta a trav\u00e9s de un viento estelar a menudo con una composici\u00f3n qu\u00edmica diferente a la inicial. Adem\u00e1s, las estrellas masivas pueden sufrir estallidos repentinos de p\u00e9rdida de masa, cuya causa es desconocida. Durante esta fase, conocida como de \u201cVariable Azul Luminosa\u201d, cuya duraci\u00f3n es incierta, las estrellas podr\u00edan llegar a perder 1\/10 de la masa del Sol en un a\u00f1o. Cuando finalmente explotan pueden inducir nuevos procesos de formaci\u00f3n estelar, comprimiendo las nubes moleculares que ser\u00e1n a continuaci\u00f3n disociadas por sus descendientes masivos, en un ciclo que modela la evoluci\u00f3n de la galaxia.<\/p>\n
Debido a su alta luminosidad, las estrellas masivas son clave para estudiar otras galaxias, principalmente aquellas con brotes intensos de formaci\u00f3n estelar. La emisi\u00f3n UV de estas galaxias est\u00e1 dominada por rasgos espectrales caracter\u00edsticos de estrellas masivas. En el caso de galaxias lejanas, esta propiedad es m\u00e1s interesante, pues dicha emisi\u00f3n se nos aparece desplazada al rojo y puede observarse en el visible, abri\u00e9ndonos as\u00ed la puerta de entrada al Universo profundo.<\/p>\n
La masa de las estrellas masivas<\/p>\n
\u00bfCu\u00e1l es el principal problema en el estudio de las estrellas masivas? Pues justamente que desconocemos su masa. No podemos determinar con precisi\u00f3n la masa de una estrella masiva aislada. Esto es muy grave, pues no podemos asignar una masa precisa con otras magnitudes que s\u00ed podemos determinar con precisi\u00f3n, como la temperatura efectiva.<\/p>\n
El problema se puso de manifiesto en 1992, cuando determinamos masas de estrellas O mediante el estudio de sus espectros (lo que llamamos \u201cmasas espectrosc\u00f3picas\u201d) y las comparamos con las obtenidas mediante modelos de estructuras y evoluci\u00f3n estelar (las que llamamos \u201cmasas evolutivas\u201d). Las masas espectrosc\u00f3picas resultaron ser mucho m\u00e1s peque\u00f1as que las evolutivas, por un facto 2, y sin que los errores del an\u00e1lisis pudieran justificar la diferencia. Este problema se conoce como \u201cdiscrepancia de masa\u201d.<\/p>\n
Aqu\u00ed corto el trabajo de se\u00f1ores Herrero, D\u00edas y de la se\u00f1ora Garc\u00eda que, os resultar\u00eda algo largo y, en algunos puntos tediosos. Los \u00faltimos avances en estos estudios van aclarando, poco a poco, las inc\u00f3gnitas que nuevos modelos van despejando para entender mucho mejor, los mecanismos del Universo.<\/p>\n
Est\u00e1 claro que, estrellas masivas existen en todas las Galaxias y que, nosotros, las que mejor hemos podido estudiar han sido las que est\u00e1n en nuestra propia Galaxia, la V\u00eda L\u00e1ctea y, tambi\u00e9n, aquellas cercanas situadas en las Nubes de Magallanes y otras galaxias del Grupo Local de galaxias al que pertenecemos. No obstante, y, por los motivos expuestos en el art\u00edculo, tambi\u00e9n son de gran inter\u00e9s el estudio de estrellas masivas situadas en galaxias lejanas, en eso que llamamos espacio profundo y que, al estar tan lejos, tienen otros par\u00e1metros que, en contra de lo que se pudiera pensar, tambi\u00e9n son id\u00f3neas para poder entender mucho mejor a este tipo de estrellas de corta vida y cuyo destino final es el de convertirse en agujeros negros<\/a>.<\/p>\n Si hab\u00e9is aprendido algo nuevo, mucho mejor. Si s\u00f3lo os record\u00f3 lo que ya sab\u00edais, bien est\u00e1. Y, de todas formas, el adentrarse en cuestiones que nos transportan hasta el coraz\u00f3n de objetos que, como las estrellas masivas, forman parte importe de un Universo maravilloso que deseamos conocer, es, al menos, siempre interesante.<\/p>\n\r\n\t\t
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