Laifu
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El universo continúa desconcertando a las grandes mentes de nuestra época. Sin embargo, pregúntele a la mayoría de las personas dónde se encuentran los misterios más profundos, y es probable que escuche discusiones sobre el origen y el destino del cosmos, la naturaleza de la materia oscura y la existencia de vida extraterrestre. Los astrónomos deben haber descubierto todo lo que hay que saber sobre objetos mundanos como las estrellas, ¿verdad?
No tanto. Estos omnipresentes bloques de construcción de galaxias aún guardan muchos secretos. Las mayores preguntas rodean a las estrellas con mayor masa. A escala cósmica, estos raros gigantes duran solo un abrir y cerrar de ojos. Sin embargo, en su corta vida, forjan elementos pesados, la materia prima de las futuras generaciones de estrellas, planetas y quizás vida, y luego los expulsan al cosmos en explosiones titánicas.
Hace una década, Cássio Barbosa de la Universidad de São Paulo de Brasil y Donald Figer del Instituto de Tecnología de Rochester encuestaron a sus colegas investigadores para descubrir las preguntas más urgentes que enfrentan los teóricos y observadores. Aquí hay 10 temas que aún mantienen su mente ocupada.
La nave espacial Gaia medirá distancias precisas a mil millones de estrellas, incluidas, por primera vez, estrellas de gran masa.
1. ¿Qué tan lejos están las estrellas masivas?
Es una pregunta tan simple que parece extraordinario que aún no sepamos la respuesta. Después de todo, los astrónomos tienen distancias precisas a una gran cantidad de estrellas de masa baja y mediana. El mejor método para obtener distancias confiables implica medir la posición de una estrella cercana en relación con objetos más distantes de lados opuestos de la órbita de la Tierra. Luego, la trigonometría simple convierte el desplazamiento angular observado de la estrella en una distancia.
Desafortunadamente, estos ángulos son tan pequeños que el método solo se puede aplicar a los vecinos cercanos del Sol. Antes de 1989, esta técnica había producido solo unos pocos cientos de distancias precisas. Las cosas cambiaron ese año con el lanzamiento del satélite Hipparcos de la Agencia Espacial Europea (ESA). Gracias a su misión de 3,5 años, los astrónomos tenían distancias fiables, es decir, una incertidumbre de menos del 10 por ciento, a casi 120.000 estrellas a unos 300 años luz.
Sin embargo, esta muestra aparentemente grande de vecinos solares no contiene una sola estrella masiva. Tan raros son estos pesos pesados que el más cercano se encuentra a más de 300 años luz de distancia. Los astrónomos solo pueden estimar las distancias a estas estrellas: la Estrella tipo O más cercana, Zeta (ζ) Ophiuchi, se encuentra aproximadamente a 370 años luz de distancia; la estrella Wolf-Rayet (WR) más cercana pertenece al sistema binario Gamma² (γ²) Velorum, y se registra a una distancia de más de 1.000 años luz.
Sin una distancia precisa, es imposible conocer las propiedades reales de una estrella, como la luminosidad, y esto genera incertidumbre en los modelos teóricos. Las estrellas masivas se clasifican fácilmente como las más luminosas del cosmos: las más brillantes eclipsan al Sol en un millón de veces. Y estas son las únicas estrellas lo suficientemente brillantes como para que las veamos en galaxias distantes. Por lo tanto, comprender mejor las estrellas masivas mejorará nuestro conocimiento de la astronomía extragaláctica.
Este primer problema debería resolverse lo antes posible. La ESA lanzó Gaia, un sucesor de Hipparcos, en 2013. Este satélite, que se encuentra a casi un millón de millas más allá de la Luna, debería obtener distancias precisas a mil millones de estrellas a una distancia de 30.000 años luz. Eso es lo suficientemente lejos como para señalar una fracción significativa de todas las estrellas masivas de la Vía Láctea.
2. ¿Cómo se forman las estrellas masivas?
El nacimiento de estrellas monstruosas provoca acaloradas disputas entre especialistas. Dos teorías se enfrentan. En la primera, las estrellas masivas se forman como sus primas de baja masa. La gravedad hace que una nube de gas interestelar colapse y se fragmente, con la formación de estrellas grandes y pequeñas en el proceso.
El problema: los objetos masivos deberían iniciar reacciones nucleares mucho antes de que alcancen su forma final. Las reacciones emiten una radiación intensa que debería evitar que caiga más materia. Una ligera alteración puede salvar esta idea. Los científicos ahora sugieren que los fragmentos más grandes se convierten en protoestrellas de tamaño mediano, cada una rodeada por un disco de acreción. Las estrellas en crecimiento aumentan de peso al alimentarse de sus discos. Las observaciones han encontrado al menos una estrella masiva, ubicada en la Nebulosa Omega (M17), formándose como predice este modelo.
Otro grupo ha realizado simulaciones que muestran inestabilidades en el proceso de formación y crean canales para canalizar la radiación mientras permiten que el gas se acumule.
Otras observaciones implican que las estrellas masivas nacen cuando chocan objetos más pequeños, la segunda teoría de la formación de estrellas de gran masa. La mayoría de las estrellas grandes viven en cúmulos, y cuantas más estrellas contiene un cúmulo, más masivas son las estrellas más grandes. Las observaciones de rayos X revelan muchas estrellas de baja masa cerca de los objetos masivos. ¿Podrían ser un depósito de comida?
Las simulaciones por computadora muestran que las colisiones pueden ser un método eficaz para crear estrellas masivas. Sin embargo, no todas las estrellas masivas pertenecen a cúmulos. ¿Estas gemas solitarias nacieron de una manera diferente o fueron expulsadas violentamente de sus lugares de nacimiento?
Por el momento, los astrónomos aún tienen que llegar a un consenso. Algunos científicos creen que ambos procesos podrían actuar simultáneamente.
Algunas de las estrellas más masivas conocidas pertenecen al denso cúmulo estelar R136a, ubicado en el corazón de la Nebulosa de la Tarántula (NGC 2070) en la Gran Nube de Magallanes.
3. ¿Cuál es la masa máxima de una estrella?
A principios de este siglo, algunos investigadores afirmaron haber descubierto estrellas con masas extraordinarias. Por ejemplo, se pensaba que R136a, la región central de la nebulosa de formación estelar Tarántula en la Gran Nube de Magallanes (LMC / Large Magallanic Cloud), era una sola estrella que contenía 2.500 masas solares. Sin embargo, la ilusión pasó. La mayoría de estas estimaciones de masa se realizaron por medios indirectos. Mejores observaciones mostraron que las estrellas aparentemente ultramasivas son cúmulos densos de estrellas más pequeñas que poseen masas más razonables.
Aún así, determinar cuánto pesan las estrellas masivas resulta difícil. Los estudios estadísticos de grandes cúmulos han demostrado que no existe ninguna estrella con una masa mayor de 150 a 200 masas solares. El único método confiable consiste en estudiar las órbitas de estrellas binarias. El tamaño y el período de una órbita dependen de las masas estelares. Hasta la fecha, dos pares binarios parecen ser los más prometedores. Uno de esos pares, el WR 20a de la Vía Láctea, contiene dos estrellas que pesan cada una alrededor de 80 masas solares.
Sin embargo, es posible que existan estrellas más masivas. Por ejemplo, la estrella HD 15558 puede contener 152 masas solares, más o menos 46 masas solares; la estrella WR 25 puede contener 75 masas solares.
Aparte de la observación directa, los astrónomos también se preguntan si existe un límite físico más allá del cual no se pueda formar ninguna estrella. Si es así, ¿depende el límite del contenido de elementos pesados en el gas a partir del cual se formó la estrella, inestabilidades en la estructura de la protoestrella, procesos dinámicos dentro del cúmulo o problemas de acreción?
4. ¿Qué papel jugaron las estrellas masivas después del Big Bang?
En los minutos posteriores al Big Bang, el universo sintetizó solo algunos elementos ligeros: hidrógeno, helio y litio. De esta mezcla nacieron las primeras estrellas.
Los astrónomos llaman a esta generación estelar inicial "Población III". Estas peculiares estrellas primitivas jugaron un papel crucial en la evolución cósmica porque sembraron el universo con elementos más pesados y, gracias a su radiación ionizante, hicieron que el cosmos volviera a ser transparente. Estos eslabones perdidos entre el Big Bang y la actualidad ayudarán a los científicos a comprender la cara actual del universo.
Los modelos teóricos indican que estas estrellas nacieron entre 100 y 250 millones de años después del Big Bang y cada una contenía varios cientos de veces la masa del Sol. Estos enormes objetos murieron en gigantescas explosiones de supernovas que expulsaron todos los elementos que estas "fábricas nucleares" estelares habían sintetizado. Si nuestros huesos contienen calcio, nuestras computadoras silicio y nuestras plantas de energía uranio, agradecemos a estas estrellas y sus descendientes masivos. Nadie sabe cómo se formaron objetos tan grandes, ni siquiera qué propiedades poseían. De todos los misterios a los que se enfrentan los astrofísicos, las vidas de las estrellas de la Población III pueden ser las más difíciles de resolver porque ninguna de ellas sobrevive.
5. ¿Cómo se forman las estrellas binarias masivas?
Las estrellas masivas a menudo aparecen en pares, al igual que las estrellas con masas más bajas. Si los teóricos ya tienen dificultades para determinar cómo se formaron las estrellas masivas individuales, el problema se vuelve más agudo con las binarias.
Los astrónomos han desarrollado varios escenarios. Es casi seguro que la “captura” desempeñe un papel. En un cúmulo, las estrellas se mueven continuamente y ocasionalmente se rozan entre sí. Cuando las estrellas se encuentran, se puede formar una pareja, aunque los astrónomos debaten con qué frecuencia ocurre.
Un segundo proceso involucra la "fisión". Una estrella que gira rápidamente se hincha en el ecuador. Si aumenta la velocidad de rotación lo suficiente, puede romperse en dos. Desafortunadamente, solo los binarios cercanos pueden formarse por fisión, y algunos binarios masivos tienen amplias separaciones.
La idea final es la "fragmentación": una nube protoestelar se rompe en varios pedazos que permanecen cerca uno del otro. O, una protoestrella podría estar rodeada por un disco de acreción masivo que se fusiona en otra estrella.
Aunque los astrónomos aún tienen que explicar cómo se forman los binarios masivos, la naturaleza ha encontrado la manera de crearlos. Pares masivos pueblan la galaxia, y algunos son verdaderos gigantes: cada componente de WR 20a contiene aproximadamente 80 veces la masa del Sol.
¿Pueden coexistir planetas y estrellas masivas? El jurado aún está deliberando, pero los científicos han detectado planetas que rodean el púlsar PSR B1257 + 12, y los púlsares representan la etapa final de muchas estrellas de gran masa.
6. ¿Pueden formarse planetas alrededor de estrellas masivas?
No se ha encontrado ningún planeta orbitando una estrella masiva. Pero la ausencia de evidencia no es evidencia de ausencia, particularmente en este caso, porque la mayoría de las búsquedas de planetas se han realizado en estrellas similares al Sol.
Los planetas se forman a partir de discos circunestelares de gas y polvo. Pero, ¿cuánto tiempo pueden sobrevivir estos discos alrededor de estrellas masivas? Además, las estrellas pesadas agotan su combustible nuclear en unos pocos millones de años. ¿Pueden los planetas formarse tan rápido?
Finalmente, las condiciones cerca de una estrella masiva no son favorables. Estos soles calientes emiten grandes cantidades de radiación ultravioleta y partículas ionizadas. Los vientos estelares arrastran hasta 10 mil millones de veces más material que el viento solar a velocidades de miles de millas por segundo. Entonces, incluso si los planetas se forman alrededor de estrellas masivas, no sobreviven por mucho tiempo.
Los campos magnéticos deben ser un factor importante en el funcionamiento de las estrellas masivas, pero ¿cómo? Al igual que con la rotación, las observaciones detalladas de los campos magnéticos estelares existen solo para el Sol. Aquí, los bucles de gas caliente en la corona solar siguen las líneas del campo magnético.
7. ¿Qué papel juegan la rotación y los campos magnéticos en las estrellas masivas?
Los astrónomos no desarrollaron los modelos estelares actuales en un solo día. Estos modelos complejos ya incluyen una gran cantidad de parámetros, pero los científicos solo han comenzado a incluir dos factores cruciales: la rotación y los campos magnéticos.
Los astrónomos ven la rotación en todas partes del universo. Los planetas y las estrellas giran, las galaxias giran e incluso los cúmulos de galaxias realizan sus propios ballets celestiales. Los investigadores no han sido perezosos al descuidar este factor en sus modelos estelares; es solo que la rotación crea problemas teóricos y prácticos.
Aunque la potencia informática avanzada está comenzando a superar los obstáculos numéricos, aún existirán otros problemas. Por ejemplo, ¿cómo rotan los interiores de las estrellas masivas? La investigación actual en astroseismología solo comienza a responder esta pregunta. La primera medición de la rotación interna de una estrella que no sea el Sol se realizó en 2003, y fue para un objeto de menor masa. Además, aunque los astrónomos coinciden en que la rotación es un parámetro vital, nadie sabe exactamente cómo influye en el nacimiento y la evolución de las estrellas masivas.
Los campos magnéticos pertenecen a la misma categoría. Parecen ser ubicuos, apareciendo en la Tierra, Júpiter, el Sol, los púlsares e incluso en el medio interestelar. Es probable que existan en estrellas masivas (y los astrónomos incluso han detectado algunos casos). Sin embargo, al igual que con la rotación, incluir este parámetro en modelos estelares es un asunto complicado, y los primeros intentos se han realizado recientemente. ¿La adición de campos magnéticos y de rotación alterará nuestras ideas sobre las estrellas masivas?
8. ¿Cómo evolucionan las estrellas individuales masivas?
La vida de las estrellas masivas, aunque breve, alimenta un intenso debate. En líneas generales, los astrónomos utilizan el llamado escenario Conti para describir la evolución de estos objetos. Una estrella masiva pasa su vida adulta como una estrella de tipo O, emitiendo un viento estelar rápido y bastante denso.
Cuando el combustible nuclear comienza a disminuir, la estrella evoluciona hacia una Super Gigante Roja o una Variable Luminosa Azul (LBV, Luminous Blue Variables) dependiendo de su masa inicial. Durante esta etapa, el viento estelar de la estrella aumenta en densidad y se ralentiza drásticamente, a solo unos pocos kilómetros por segundo en comparación con los miles de kilómetros por segundo de la estrella adulta. Los LBV incluso experimentan erupciones gigantescas.
A continuación, la estrella se convierte en una estrella Wolf-Rayet: la pérdida de masa disminuye, pero el viento aumenta. A lo largo de la vida de la estrella, el viento expulsa materia y efectivamente pela la estrella. Las capas con elementos pesados salen gradualmente a la superficie. Una estrella Wolf-Rayet se enriquece primero en nitrógeno (tipo WN, Abundante en Nitrógeno) y luego en carbono (tipo WC, Abundante en Carbono).
El escenario de Conti puede parecer claro, pero muchos detalles siguen siendo vagos. El área más polémica se refiere a la fase LBV: ¿Qué inicia y detiene las erupciones de LBV? ¿Se reproduce el contenido metálico de la estrella?
un papel en el inicio de la erupción? Los LBV más famosos, Eta Carinae y HD 5980, son sistemas binarios; ¿Es esto una necesidad? ¿Cuál es la masa estelar más baja que puede crear tal evento? ¿Podemos ver una firma de esta fase una vez que la estrella evoluciona a Wolf-Rayet?
La variable azul luminosa Eta Carine entró en erupción en la década de 1840, cuando brilló como la segunda estrella más brillante del cielo. El gas liberado oculta en gran medida la estrella, que inclina la balanza a unas 100 masas solares.
9. ¿Cómo evolucionan los binarios masivos?
Los binarios masivos evolucionan de formas aún más complejas que los objetos individuales porque los componentes interactúan a lo largo de sus vidas. La presencia de un compañero afecta muchas propiedades estelares. Por ejemplo, una compañera masiva puede deformar marea una estrella para que ya no sea esférica. La presencia del vecino también cambia la rotación de cada estrella. En un sistema binario, los períodos de rotación de las estrellas a menudo son iguales a sus períodos orbitales, por lo que cada estrella muestra la misma cara a su compañera a lo largo de la órbita.
Ocurren fenómenos aún más complejos. En binarios masivos, los vientos estelares duales chocan, generando una intensa emisión de rayos X y cambios en el espectro óptico del sistema. Los astrónomos recién están comenzando a estudiar estos efectos. Es probable que los compañeros espaciales también intercambien materia, con el compañero caníbal succionando el viento de su compañero o quizás incluso parte de su superficie. ¿Qué pasaría si la estrella más masiva y evolucionada de repente se volviera menos masiva?
Incluso si no le pasa mucho al sistema durante la vida de las estrellas, ¿qué pasa si uno de los socios muere repentinamente? ¿Puede el sistema sobrevivir a una explosión de supernova? Y, de ser así, ¿cómo evolucionaría un sistema binario compuesto por una estrella masiva normal y una estrella de neutrones o un agujero negro? Los estudios muestran que un objeto compacto puede girar en espiral hacia su compañero e incluso podría aventurarse dentro de la otra estrella. ¿Cómo cambiaría esa situación la evolución de la otra estrella?
Los astrónomos han encontrado sistemas binarios que comprenden dos púlsares, por lo que sabemos que los binarios masivos pueden sobrevivir. Pero todavía queda un largo camino por recorrer antes de que entendamos cómo los sistemas llegan a tal fin.
La materia fluye de una estrella azul masiva a una estrella de neutrones, el remanente colapsado de otra estrella pesada. La transferencia de material en binarios masivos afecta la evolución de las dos estrellas de formas que aún no se comprenden.
10. ¿Cómo mueren las estrellas masivas?
Si las estrellas similares al Sol mueren de manera bastante silenciosa, las estrellas masivas terminan en un cataclismo: una explosión de supernova anuncia la muerte de toda la galaxia y más allá. Sin embargo, los astrónomos forenses tienen dudas sobre este proceso.
Una estrella masiva explota después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y ya no genera energía para soportar el peso de las capas externas de la estrella. El núcleo colapsa y genera una onda de choque que debería hacer estallar las capas externas de la estrella. Sin embargo, a pesar de años de esfuerzos de los teóricos, las simulaciones por computadora aún no pueden convertir de manera confiable el colapso en una explosión.
Los estallidos de rayos gamma, las explosiones cósmicas más poderosas, plantean otra pregunta. Los astrónomos han demostrado que algunas de estas explosiones están relacionadas con la muerte de estrellas masivas. Pero nadie sabe cómo sucede esto o qué diferencia a una estrella que termina con un estallido de rayos gamma en lugar de una supernova.
Después de la supernova, quedan dos cosas: gas caliente en forma de remanente de supernova en expansión y un objeto compacto. ¿Es la masa del núcleo estelar anterior a la supernova el único factor que determina si el objeto compacto es un agujero negro o una estrella de neutrones? ¿Y es posible que la explosión pueda destrozar totalmente el núcleo para que no quede ningún cadáver?
Una masa caótica de gas y polvo se expande en el remanente de supernova N63A en la Gran Nube de Magallanes. La mayoría de las estrellas masivas mueren en explosiones de supernovas, aunque el mecanismo exacto sigue siendo confuso.
Copy/paste + uso del traductor de google, agregé algunos enlaces para las definiciones de Estrella tipo O, Wolf-Rayet, Super Gigantes Rojas y las Luminosas Azules Variables
Articulo original: https://astronomy.com/magazine/2019...ter&utm_medium=social&utm_campaign=asytwitter
No tanto. Estos omnipresentes bloques de construcción de galaxias aún guardan muchos secretos. Las mayores preguntas rodean a las estrellas con mayor masa. A escala cósmica, estos raros gigantes duran solo un abrir y cerrar de ojos. Sin embargo, en su corta vida, forjan elementos pesados, la materia prima de las futuras generaciones de estrellas, planetas y quizás vida, y luego los expulsan al cosmos en explosiones titánicas.
Hace una década, Cássio Barbosa de la Universidad de São Paulo de Brasil y Donald Figer del Instituto de Tecnología de Rochester encuestaron a sus colegas investigadores para descubrir las preguntas más urgentes que enfrentan los teóricos y observadores. Aquí hay 10 temas que aún mantienen su mente ocupada.
La nave espacial Gaia medirá distancias precisas a mil millones de estrellas, incluidas, por primera vez, estrellas de gran masa.
1. ¿Qué tan lejos están las estrellas masivas?
Es una pregunta tan simple que parece extraordinario que aún no sepamos la respuesta. Después de todo, los astrónomos tienen distancias precisas a una gran cantidad de estrellas de masa baja y mediana. El mejor método para obtener distancias confiables implica medir la posición de una estrella cercana en relación con objetos más distantes de lados opuestos de la órbita de la Tierra. Luego, la trigonometría simple convierte el desplazamiento angular observado de la estrella en una distancia.
Desafortunadamente, estos ángulos son tan pequeños que el método solo se puede aplicar a los vecinos cercanos del Sol. Antes de 1989, esta técnica había producido solo unos pocos cientos de distancias precisas. Las cosas cambiaron ese año con el lanzamiento del satélite Hipparcos de la Agencia Espacial Europea (ESA). Gracias a su misión de 3,5 años, los astrónomos tenían distancias fiables, es decir, una incertidumbre de menos del 10 por ciento, a casi 120.000 estrellas a unos 300 años luz.
Sin embargo, esta muestra aparentemente grande de vecinos solares no contiene una sola estrella masiva. Tan raros son estos pesos pesados que el más cercano se encuentra a más de 300 años luz de distancia. Los astrónomos solo pueden estimar las distancias a estas estrellas: la Estrella tipo O más cercana, Zeta (ζ) Ophiuchi, se encuentra aproximadamente a 370 años luz de distancia; la estrella Wolf-Rayet (WR) más cercana pertenece al sistema binario Gamma² (γ²) Velorum, y se registra a una distancia de más de 1.000 años luz.
Sin una distancia precisa, es imposible conocer las propiedades reales de una estrella, como la luminosidad, y esto genera incertidumbre en los modelos teóricos. Las estrellas masivas se clasifican fácilmente como las más luminosas del cosmos: las más brillantes eclipsan al Sol en un millón de veces. Y estas son las únicas estrellas lo suficientemente brillantes como para que las veamos en galaxias distantes. Por lo tanto, comprender mejor las estrellas masivas mejorará nuestro conocimiento de la astronomía extragaláctica.
Este primer problema debería resolverse lo antes posible. La ESA lanzó Gaia, un sucesor de Hipparcos, en 2013. Este satélite, que se encuentra a casi un millón de millas más allá de la Luna, debería obtener distancias precisas a mil millones de estrellas a una distancia de 30.000 años luz. Eso es lo suficientemente lejos como para señalar una fracción significativa de todas las estrellas masivas de la Vía Láctea.
2. ¿Cómo se forman las estrellas masivas?
El nacimiento de estrellas monstruosas provoca acaloradas disputas entre especialistas. Dos teorías se enfrentan. En la primera, las estrellas masivas se forman como sus primas de baja masa. La gravedad hace que una nube de gas interestelar colapse y se fragmente, con la formación de estrellas grandes y pequeñas en el proceso.
El problema: los objetos masivos deberían iniciar reacciones nucleares mucho antes de que alcancen su forma final. Las reacciones emiten una radiación intensa que debería evitar que caiga más materia. Una ligera alteración puede salvar esta idea. Los científicos ahora sugieren que los fragmentos más grandes se convierten en protoestrellas de tamaño mediano, cada una rodeada por un disco de acreción. Las estrellas en crecimiento aumentan de peso al alimentarse de sus discos. Las observaciones han encontrado al menos una estrella masiva, ubicada en la Nebulosa Omega (M17), formándose como predice este modelo.
Otro grupo ha realizado simulaciones que muestran inestabilidades en el proceso de formación y crean canales para canalizar la radiación mientras permiten que el gas se acumule.
Otras observaciones implican que las estrellas masivas nacen cuando chocan objetos más pequeños, la segunda teoría de la formación de estrellas de gran masa. La mayoría de las estrellas grandes viven en cúmulos, y cuantas más estrellas contiene un cúmulo, más masivas son las estrellas más grandes. Las observaciones de rayos X revelan muchas estrellas de baja masa cerca de los objetos masivos. ¿Podrían ser un depósito de comida?
Las simulaciones por computadora muestran que las colisiones pueden ser un método eficaz para crear estrellas masivas. Sin embargo, no todas las estrellas masivas pertenecen a cúmulos. ¿Estas gemas solitarias nacieron de una manera diferente o fueron expulsadas violentamente de sus lugares de nacimiento?
Por el momento, los astrónomos aún tienen que llegar a un consenso. Algunos científicos creen que ambos procesos podrían actuar simultáneamente.
Algunas de las estrellas más masivas conocidas pertenecen al denso cúmulo estelar R136a, ubicado en el corazón de la Nebulosa de la Tarántula (NGC 2070) en la Gran Nube de Magallanes.
3. ¿Cuál es la masa máxima de una estrella?
A principios de este siglo, algunos investigadores afirmaron haber descubierto estrellas con masas extraordinarias. Por ejemplo, se pensaba que R136a, la región central de la nebulosa de formación estelar Tarántula en la Gran Nube de Magallanes (LMC / Large Magallanic Cloud), era una sola estrella que contenía 2.500 masas solares. Sin embargo, la ilusión pasó. La mayoría de estas estimaciones de masa se realizaron por medios indirectos. Mejores observaciones mostraron que las estrellas aparentemente ultramasivas son cúmulos densos de estrellas más pequeñas que poseen masas más razonables.
Aún así, determinar cuánto pesan las estrellas masivas resulta difícil. Los estudios estadísticos de grandes cúmulos han demostrado que no existe ninguna estrella con una masa mayor de 150 a 200 masas solares. El único método confiable consiste en estudiar las órbitas de estrellas binarias. El tamaño y el período de una órbita dependen de las masas estelares. Hasta la fecha, dos pares binarios parecen ser los más prometedores. Uno de esos pares, el WR 20a de la Vía Láctea, contiene dos estrellas que pesan cada una alrededor de 80 masas solares.
Sin embargo, es posible que existan estrellas más masivas. Por ejemplo, la estrella HD 15558 puede contener 152 masas solares, más o menos 46 masas solares; la estrella WR 25 puede contener 75 masas solares.
Aparte de la observación directa, los astrónomos también se preguntan si existe un límite físico más allá del cual no se pueda formar ninguna estrella. Si es así, ¿depende el límite del contenido de elementos pesados en el gas a partir del cual se formó la estrella, inestabilidades en la estructura de la protoestrella, procesos dinámicos dentro del cúmulo o problemas de acreción?
4. ¿Qué papel jugaron las estrellas masivas después del Big Bang?
En los minutos posteriores al Big Bang, el universo sintetizó solo algunos elementos ligeros: hidrógeno, helio y litio. De esta mezcla nacieron las primeras estrellas.
Los astrónomos llaman a esta generación estelar inicial "Población III". Estas peculiares estrellas primitivas jugaron un papel crucial en la evolución cósmica porque sembraron el universo con elementos más pesados y, gracias a su radiación ionizante, hicieron que el cosmos volviera a ser transparente. Estos eslabones perdidos entre el Big Bang y la actualidad ayudarán a los científicos a comprender la cara actual del universo.
Los modelos teóricos indican que estas estrellas nacieron entre 100 y 250 millones de años después del Big Bang y cada una contenía varios cientos de veces la masa del Sol. Estos enormes objetos murieron en gigantescas explosiones de supernovas que expulsaron todos los elementos que estas "fábricas nucleares" estelares habían sintetizado. Si nuestros huesos contienen calcio, nuestras computadoras silicio y nuestras plantas de energía uranio, agradecemos a estas estrellas y sus descendientes masivos. Nadie sabe cómo se formaron objetos tan grandes, ni siquiera qué propiedades poseían. De todos los misterios a los que se enfrentan los astrofísicos, las vidas de las estrellas de la Población III pueden ser las más difíciles de resolver porque ninguna de ellas sobrevive.
5. ¿Cómo se forman las estrellas binarias masivas?
Las estrellas masivas a menudo aparecen en pares, al igual que las estrellas con masas más bajas. Si los teóricos ya tienen dificultades para determinar cómo se formaron las estrellas masivas individuales, el problema se vuelve más agudo con las binarias.
Los astrónomos han desarrollado varios escenarios. Es casi seguro que la “captura” desempeñe un papel. En un cúmulo, las estrellas se mueven continuamente y ocasionalmente se rozan entre sí. Cuando las estrellas se encuentran, se puede formar una pareja, aunque los astrónomos debaten con qué frecuencia ocurre.
Un segundo proceso involucra la "fisión". Una estrella que gira rápidamente se hincha en el ecuador. Si aumenta la velocidad de rotación lo suficiente, puede romperse en dos. Desafortunadamente, solo los binarios cercanos pueden formarse por fisión, y algunos binarios masivos tienen amplias separaciones.
La idea final es la "fragmentación": una nube protoestelar se rompe en varios pedazos que permanecen cerca uno del otro. O, una protoestrella podría estar rodeada por un disco de acreción masivo que se fusiona en otra estrella.
Aunque los astrónomos aún tienen que explicar cómo se forman los binarios masivos, la naturaleza ha encontrado la manera de crearlos. Pares masivos pueblan la galaxia, y algunos son verdaderos gigantes: cada componente de WR 20a contiene aproximadamente 80 veces la masa del Sol.
¿Pueden coexistir planetas y estrellas masivas? El jurado aún está deliberando, pero los científicos han detectado planetas que rodean el púlsar PSR B1257 + 12, y los púlsares representan la etapa final de muchas estrellas de gran masa.
6. ¿Pueden formarse planetas alrededor de estrellas masivas?
No se ha encontrado ningún planeta orbitando una estrella masiva. Pero la ausencia de evidencia no es evidencia de ausencia, particularmente en este caso, porque la mayoría de las búsquedas de planetas se han realizado en estrellas similares al Sol.
Los planetas se forman a partir de discos circunestelares de gas y polvo. Pero, ¿cuánto tiempo pueden sobrevivir estos discos alrededor de estrellas masivas? Además, las estrellas pesadas agotan su combustible nuclear en unos pocos millones de años. ¿Pueden los planetas formarse tan rápido?
Finalmente, las condiciones cerca de una estrella masiva no son favorables. Estos soles calientes emiten grandes cantidades de radiación ultravioleta y partículas ionizadas. Los vientos estelares arrastran hasta 10 mil millones de veces más material que el viento solar a velocidades de miles de millas por segundo. Entonces, incluso si los planetas se forman alrededor de estrellas masivas, no sobreviven por mucho tiempo.
Los campos magnéticos deben ser un factor importante en el funcionamiento de las estrellas masivas, pero ¿cómo? Al igual que con la rotación, las observaciones detalladas de los campos magnéticos estelares existen solo para el Sol. Aquí, los bucles de gas caliente en la corona solar siguen las líneas del campo magnético.
7. ¿Qué papel juegan la rotación y los campos magnéticos en las estrellas masivas?
Los astrónomos no desarrollaron los modelos estelares actuales en un solo día. Estos modelos complejos ya incluyen una gran cantidad de parámetros, pero los científicos solo han comenzado a incluir dos factores cruciales: la rotación y los campos magnéticos.
Los astrónomos ven la rotación en todas partes del universo. Los planetas y las estrellas giran, las galaxias giran e incluso los cúmulos de galaxias realizan sus propios ballets celestiales. Los investigadores no han sido perezosos al descuidar este factor en sus modelos estelares; es solo que la rotación crea problemas teóricos y prácticos.
Aunque la potencia informática avanzada está comenzando a superar los obstáculos numéricos, aún existirán otros problemas. Por ejemplo, ¿cómo rotan los interiores de las estrellas masivas? La investigación actual en astroseismología solo comienza a responder esta pregunta. La primera medición de la rotación interna de una estrella que no sea el Sol se realizó en 2003, y fue para un objeto de menor masa. Además, aunque los astrónomos coinciden en que la rotación es un parámetro vital, nadie sabe exactamente cómo influye en el nacimiento y la evolución de las estrellas masivas.
Los campos magnéticos pertenecen a la misma categoría. Parecen ser ubicuos, apareciendo en la Tierra, Júpiter, el Sol, los púlsares e incluso en el medio interestelar. Es probable que existan en estrellas masivas (y los astrónomos incluso han detectado algunos casos). Sin embargo, al igual que con la rotación, incluir este parámetro en modelos estelares es un asunto complicado, y los primeros intentos se han realizado recientemente. ¿La adición de campos magnéticos y de rotación alterará nuestras ideas sobre las estrellas masivas?
8. ¿Cómo evolucionan las estrellas individuales masivas?
La vida de las estrellas masivas, aunque breve, alimenta un intenso debate. En líneas generales, los astrónomos utilizan el llamado escenario Conti para describir la evolución de estos objetos. Una estrella masiva pasa su vida adulta como una estrella de tipo O, emitiendo un viento estelar rápido y bastante denso.
Cuando el combustible nuclear comienza a disminuir, la estrella evoluciona hacia una Super Gigante Roja o una Variable Luminosa Azul (LBV, Luminous Blue Variables) dependiendo de su masa inicial. Durante esta etapa, el viento estelar de la estrella aumenta en densidad y se ralentiza drásticamente, a solo unos pocos kilómetros por segundo en comparación con los miles de kilómetros por segundo de la estrella adulta. Los LBV incluso experimentan erupciones gigantescas.
A continuación, la estrella se convierte en una estrella Wolf-Rayet: la pérdida de masa disminuye, pero el viento aumenta. A lo largo de la vida de la estrella, el viento expulsa materia y efectivamente pela la estrella. Las capas con elementos pesados salen gradualmente a la superficie. Una estrella Wolf-Rayet se enriquece primero en nitrógeno (tipo WN, Abundante en Nitrógeno) y luego en carbono (tipo WC, Abundante en Carbono).
El escenario de Conti puede parecer claro, pero muchos detalles siguen siendo vagos. El área más polémica se refiere a la fase LBV: ¿Qué inicia y detiene las erupciones de LBV? ¿Se reproduce el contenido metálico de la estrella?
un papel en el inicio de la erupción? Los LBV más famosos, Eta Carinae y HD 5980, son sistemas binarios; ¿Es esto una necesidad? ¿Cuál es la masa estelar más baja que puede crear tal evento? ¿Podemos ver una firma de esta fase una vez que la estrella evoluciona a Wolf-Rayet?
La variable azul luminosa Eta Carine entró en erupción en la década de 1840, cuando brilló como la segunda estrella más brillante del cielo. El gas liberado oculta en gran medida la estrella, que inclina la balanza a unas 100 masas solares.
9. ¿Cómo evolucionan los binarios masivos?
Los binarios masivos evolucionan de formas aún más complejas que los objetos individuales porque los componentes interactúan a lo largo de sus vidas. La presencia de un compañero afecta muchas propiedades estelares. Por ejemplo, una compañera masiva puede deformar marea una estrella para que ya no sea esférica. La presencia del vecino también cambia la rotación de cada estrella. En un sistema binario, los períodos de rotación de las estrellas a menudo son iguales a sus períodos orbitales, por lo que cada estrella muestra la misma cara a su compañera a lo largo de la órbita.
Ocurren fenómenos aún más complejos. En binarios masivos, los vientos estelares duales chocan, generando una intensa emisión de rayos X y cambios en el espectro óptico del sistema. Los astrónomos recién están comenzando a estudiar estos efectos. Es probable que los compañeros espaciales también intercambien materia, con el compañero caníbal succionando el viento de su compañero o quizás incluso parte de su superficie. ¿Qué pasaría si la estrella más masiva y evolucionada de repente se volviera menos masiva?
Incluso si no le pasa mucho al sistema durante la vida de las estrellas, ¿qué pasa si uno de los socios muere repentinamente? ¿Puede el sistema sobrevivir a una explosión de supernova? Y, de ser así, ¿cómo evolucionaría un sistema binario compuesto por una estrella masiva normal y una estrella de neutrones o un agujero negro? Los estudios muestran que un objeto compacto puede girar en espiral hacia su compañero e incluso podría aventurarse dentro de la otra estrella. ¿Cómo cambiaría esa situación la evolución de la otra estrella?
Los astrónomos han encontrado sistemas binarios que comprenden dos púlsares, por lo que sabemos que los binarios masivos pueden sobrevivir. Pero todavía queda un largo camino por recorrer antes de que entendamos cómo los sistemas llegan a tal fin.
La materia fluye de una estrella azul masiva a una estrella de neutrones, el remanente colapsado de otra estrella pesada. La transferencia de material en binarios masivos afecta la evolución de las dos estrellas de formas que aún no se comprenden.
10. ¿Cómo mueren las estrellas masivas?
Si las estrellas similares al Sol mueren de manera bastante silenciosa, las estrellas masivas terminan en un cataclismo: una explosión de supernova anuncia la muerte de toda la galaxia y más allá. Sin embargo, los astrónomos forenses tienen dudas sobre este proceso.
Una estrella masiva explota después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y ya no genera energía para soportar el peso de las capas externas de la estrella. El núcleo colapsa y genera una onda de choque que debería hacer estallar las capas externas de la estrella. Sin embargo, a pesar de años de esfuerzos de los teóricos, las simulaciones por computadora aún no pueden convertir de manera confiable el colapso en una explosión.
Los estallidos de rayos gamma, las explosiones cósmicas más poderosas, plantean otra pregunta. Los astrónomos han demostrado que algunas de estas explosiones están relacionadas con la muerte de estrellas masivas. Pero nadie sabe cómo sucede esto o qué diferencia a una estrella que termina con un estallido de rayos gamma en lugar de una supernova.
Después de la supernova, quedan dos cosas: gas caliente en forma de remanente de supernova en expansión y un objeto compacto. ¿Es la masa del núcleo estelar anterior a la supernova el único factor que determina si el objeto compacto es un agujero negro o una estrella de neutrones? ¿Y es posible que la explosión pueda destrozar totalmente el núcleo para que no quede ningún cadáver?
Una masa caótica de gas y polvo se expande en el remanente de supernova N63A en la Gran Nube de Magallanes. La mayoría de las estrellas masivas mueren en explosiones de supernovas, aunque el mecanismo exacto sigue siendo confuso.
Copy/paste + uso del traductor de google, agregé algunos enlaces para las definiciones de Estrella tipo O, Wolf-Rayet, Super Gigantes Rojas y las Luminosas Azules Variables
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