domingo, 29 de marzo de 2020

La astronomía en los tiempos de la pandemia: Betelgeuse (II)


     Aprovecho otro ratito de la cuarentena para seguir con la entrada sobre Betelgeuse. Una vez mostrada su variabilidad, ahora es el momento de explicar las causas que la originan, pero antes de todo esto veamos, más allá de su clasificación morfológica, en qué consiste una supergigante como nuestra protagonista.



UN POCO DE EVOLUCIÓN ESTELAR:  ¿QUÉ ES UNA SUPERGIGANTE ROJA?


     Desde un  punto de vista evolutivo, una supergigante roja es una estrella más masiva que el Sol, al menos unas ocho veces (20 en el caso de Betelgeuse), que se encuentra en una fase muy evolucionada de su existencia. Durante la mayor parte de su vida, en torno al 85% del tiempo, la estrella se encuentra en la llamada secuencia principal quemando de manera estable el hidrógeno de su núcleo, donde la temperatura es del orden de los 40 millones de grados, en helio. Decimos que la estrella se encuentra en equilibrio hidrostático: la energía liberada por la fusión nuclear contrarresta el peso de la estrella y evita que ésta se colapase.

Equilibrio hidrostático: presión de radiación frente a gravedad



     Sin embargo, una vez que el hidrógeno se agota, en el núcleo tenemos sólo el helio “recién” formado, inerte, que no se puede quemar a esta temperatura. Al detenerse la producción de energía, el equilibrio hidrostático se rompe y el núcleo empieza a contraerse bajo el peso de la estrella. Durante esta contracción, que ocurre de manera rapidísima, en el núcleo aumenta considerablemente la presión y, por tanto, la temperatura. Este incremento de temperatura, al propagarse hacia el exterior, paradójicamente, provoca de manera simultánea a la contracción del núcleo, una expansión de las capas más externas y menos ligadas gravitacionalmente de la estrella. En estos momentos, la estrella está quemando hidrógeno, "en capa", en la región más cercana al núcleo (al haberse calentado lo suficiente), mientras que cuando la temperatura en el núcleo ha alcanzado un valor en torno a los 200 millones de grados, comienza la fusión del helio, alcanzando de nuevo el equilibrio hidrostático. 

     El resultado que observamos es que una estrella como Betelegeuse, que durante la secuencia principal era una estrella azul muy caliente (con un tipo espectral O tardío o B muy temprano y una temperatura “superficial” del orden de los 30000 K), se ha inflado de manera “casi instantánea” hasta multiplicar por un valor cercano a 200 su radio (o por 5 millones su volumen). Obviamente, al expandirse, la estrella (las capas externas, que son las que vemos, la llamada fotosfera) también se ha enfriado hasta llegar a una temperatura, como decíamos al principio, cercana a los 3500 K, que le da una apariencia rojiza. Manteniendo una luminosidad casi constante (en realidad aumenta ligeramente), la estrella se ha desplazado en el célebre diagrama Hertzsprung-Russel hacia la derecha. Ahora ya sí, tenemos una supergigante roja.  





Diagrama HR sobre el que se muestra, grosso modo, la evolución de Betelgeuse




¿CÓMO SE EXPLICA LA VARIABILIDAD DE BETELGEUSE?


        En líneas generales entendemos lo que le está pasando a una estrella como Betelgeuse, aunque desgraciadamente eso no quiere decir que seamos capaces de modelizar y, por tanto, predecir, su comportamiento futuro. La variabilidad de Betelgeuse, semirregular, no se puede explicar mediante un único mecanismo, sino que tenemos que recurrir a la combinación de, al menos, tres factores: pulsaciones, pérdidas de masa y manchas. Veamos ahora, brevemente, en qué consiste cada uno de ellos.

        Betelgeuse, como otras muchas variables famosas (como por ejemplo las Miras que tanto me gusta observar), es una estrella pulsante de largo periodo. Pulsante porque sus capas más externas experimentan contracciones y expansiones periódicas, que son las responsables de los cambios intrínsecos de brillo y temperatura que observamos. De largo periodo porque la frecuencia de estas pulsaciones se corresponde con meses o años (en el caso de Betelgeuse el periodo es de algo más de un año).  La siguiente animación  refleja cómo serían estos ciclos, a modo de “respiraciones” de la estrella (como intuyera ya Shapley a principios del siglo pasado): 



Animación que recrea la pulsación de una estrella roja


     En contra de lo que pudiera parecer, en este caso el cambio de brilllo no está relacionado directamente con el tamaño de la estrella, sino con la velocidad de la pulsación. La estrella será más brillante cuando se expanda a mayor velocidad y, en cambio, alcanzará su mínimo en el momento en que la contracción se produzca con una rapidez mayor. En este caso la energía nuclear, que permanece más o menos constante, no es la responsable de las pulsaciones. El motivo lo encontramos en los cambios de composición que experimenta la estrella a lo largo de su evolución, principalmente a variaciones de hidrógeno y, sobre todo, helio ionizados. Estos cambios de composición implican, a su vez, cambios en la opacidad de la estrella, modificando el transporte de energía hacia el exterior. 

      La siguiente figura nos ayudará a entenderlo mejor. En un cierto momento (1) a la parte más externa de la estrella no le llega la energía generada en el núcleo y, por tanto, cae hacia el interior por su propio peso. Este movimiento (2) comprime el material y hace que se caliente, volviéndose más opaco a la radiación. Debido entonces a este aumento de la opacidad, a la energía que procede del interior le cuesta más atravesar esta capa (3) y el material por debajo de ella empieza a calentarse. Como consecuencia de ello, aumenta la presión, desplazando hacia afuera al material más próximo (4). Al expandirse se enfría y se vuelve más transparente a la radiación (5). La energía que procede del interior puede ahora escapar (6), llegando un momento en que después de liberarse esta energía, el material vuelve a caer hacia el interior (7) repitiéndose de nuevo el ciclo. Para aquellos lectores más relacionados con la física podemo asumir que la estrella se está comportando como un oscilador armónico:
 




Esquema con las principales fases de la pulsación de una estrella evolucionada



     Estos ciclos son los responsables principales de la variabilidad de Betelgeuse. En ellos la estrella experimenta grandes cambios, pudiendo llegar a modificar su tamaño algo más del 50% (lo que equivaldría a variacions del tamaño de la órbita terrestre). Sin embargo, son otros procesos más aleatorios, no periódicos, los que modulan el brillo de Betelgeuse volviendo menos regular su variabilidad y haciendo casi imposible su modelización. Tenemos que tener en cuenta que durante esta fase de supergigante roja la estrella pierde mucha masa por el viento estelar. Este proceso es análogo al viento solar que observamos desde la Tierra pero mucho más violento: unas ¡1000 millones de veces mayor! De esta manera la estrella está perdiendo al año casi una cienmilésima parte de la masa solar que, aunque parece poco, es muchísimo (prácticamente el equivalente a 3 planetas Tierra cada año). Esta materia, principalmente silicatos que se condensan en la parte externa (más fría) de la estrella, se acumula alrededor de ella alcanzando distancias cercanas a las 400 unidades astronómicas (unas 10 veces el tamaño de la órbita de Plutón). En la siguiente imagen podemos observar la imponente envoltura circumestelar que rodea a Betelgeuse:




Imagen infrarroja donde se puede observar el polvo que rodea a Betelgeuse. Para poder ver la estrella, en el centro, se ha tenido que tapar una parte muy brillante de esta nebulosa. La imagen se realizó el pasado diciembre con el instrumento VISIR en uno de los telescopios VLT de 8,2 m que el Observatorio Europeo Austral (ESO) tiene instalado en Cerro Paranal (Chile).


     Una de estas pérdidas de masa parece ser la causante de la atenuación del brillo durante su último ciclo. Si comparamos imágenes de la estrella, cuyo tamaño y proximidad nos permite resolver su disco, antes y durante este último mínimo podemos observar cómo ha variado su aspecto.  Más allá del debilitamiento de la estrella se aprecia un cambio en la forma del disco, no tan redondeado. Teniendo en cuenta que en el infrarrojo el brillo de la estrella apenas ha cambiado, el cambio que observamos debe estar relacionado con el paso de polvo por delante de la estrella. 



Comparación en el visible del disco de Betelgeuse antes y durante el reciente mínimo donde se puede apreciar el cambio de forma, seguramente debido a la eyección de masa en nuestra línea de visión. Imágenes tomadas con SPHERE en el VLT.


     Por último, para acabar, no podemos olvidarnos de otro de los fenómenos que modulan los ciclos de Betelgeuse: sus manchas. Al revés que en el Sol, las supergigantes rojas poseen celdas convectivas de gran tamaño. La aparición o desaparición de alguna de estas estructuras, sea por procesos físicos o por la propia rotación de la estrella (del orden de unos 40 años) pueden afectar también al brillo que observamos. Dos de estas manchas se detectaron ya hace unos años mediante el uso de interferometría en el infrarrojo. La foto, que se convirtió en APOD (imagen astronómica del día, muy recomendable su visita) el 6 de enero de 2010, se muestra a continuación:



Imagen obtenida en el IR, a una longitude de onda de 1,64 micras, utilizando el interoferómetro IOTA (Arizona) donde se aprecian dos manchas brillantes en la superficie de Betelgeuse.



     Por hoy creo que ya es suficiente. En la próxima, y última, entrada de este ciclo me centraré en la descripción de la fase final y muerte de una estrella como Betelgeuse. ¿Deberíamos preocuparnos?





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