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?
