Ínflate o revienta: ¿Qué pasa con Betelgeuse?

(Actualizado a 21 de febrero al final)

Imposible de explicar en un programa de radio para un público generalista en algo más de solo 10 minutos. Por eso esta es la primera entrada del año 2020.

La protagonista es una estrella rojiza, llamada Betelgeuse, muy conocida entre los astrónomos, que se sitúa en una constelación de la que todos hemos oído hablar; Orión el cazador.

Orión es una constelación visible y destacable en las noches de invierno boreal, y sí en ella los griegos vieron la figura del mítico cazador Orión, hoy posiblemente veríamos la figura de una cafetera italiana o cafetera moka. Betelgeuse es una estrella que destaca en la figura, por ser brillante y claramente anaranjada, ocupando la parte superior izquierda del asterismo (hombro izquierdo del cazador) visto desde el hemisferio norte de nuestro planeta.

Se la conoce también como «alfa Orionis», es decir, la más brillante de la constelación de Orión, pero…¡ooops!, en realidad el «pie» del Cazador, la estrella azulada Rigel (beta Orionis), es algo más brillante.

¡Vaya!, esto de asignar letras griegas por orden de brillo no debe ser muy exacto, o quizás cuando empezamos a utilizar este método de designación estelar (J. Bayer, Uranometría, 1603) la precisión en la determinación de cuán brillante era una estrella, no era muy exacta. Pensemos que en esta fecha (hace más de 4 siglos) aún no se había inventado el telescopio y solo conocíamos las estrellas que son visibles a simple vista en una noche sin luna y lejos de la polución lumínica. Nuestro único instrumento eran nuestros ojos, y las estrellas y planetas constituían  un misterio ancestral con propiedades divinas, ante la impotencia de poder de saber nada más de ellas que su brillo aparente.

La estrella Rigel brilla con lo que llamamos una magnitud aparente de +0,18 (es una información que no aporta directamente información física de la estrella, sino solo de cuanta luz nos llega) mientras que la estrella Betelgeuse lo hace con una magnitud aparente de +0,4. ¿Un error perdonable solo atribuible a cierta ligereza en las estimaciones visuales de los últimos astrónomos pre-telescópicos? Si, sería posible,…pero, ¿y si las estrellas varían su brillo a lo largo del tiempo?

Efectivamente, hoy sabemos que existen muchas estrellas variables en brillo [1], y que  estas variaciones son de muy diversos tipos. De hecho los árabes ya descubrieron una de ellas en el cielo nocturno, y denominaron a esta  estrella que resplandece en la constelación de Perseo con fluctuaciones  regulares de brillo (cada 2 días y 20 horas) como «cabeza de demonio» (Algol o «beta Persei»).

Poco podían imaginar los árabes que estas fluctuaciones de brillo se debían, en este caso particular,  a que en realidad eran dos estrellas compañeras (e imposibles de discernir a simple vista e incluso con telescopios habituales) que se eclipsan mutuamente.

Otras estrellas variables responden a procesos intrínsecos de la estrella, vinculados a su edad. Tienen periodos mucho más largos, de semanas, meses o años. Incluso algunas también varían de brillo pero en periodos irregulares.

Las estrellas nacen en las nebulosas (solas o acompañadas de «hermanas», caso mucho más habitual), evolucionan (solas o en compañía)  y mueren. Las variaciones de brillo tienen mucho que ver con las fases iniciales o fases finales en la vida de las estrellas, pero las teorías sobre la evolución estelar, aunque apasionantes, exceden con mucho esta entrada. Si os interesa el tema os recomiendo como introducción una serie de videos muy acertados al respecto [2].

El color de las estrellas

La coloración de las estrellas, hoy sabemos, que tiene que ver con su temperatura superficial. Así las estrellas rojizas, como Betelgeuse (que llamamos técnicamente tipo espectral M2) tienen una temperatura superficial «fría», de unos 3500 grados centígrados [3]. El Sol, una estrella ni muy fría ni muy caliente, tiene una temperatura superficial de unos 5 500 grados centígrados, y las estrellas azuladas (como la mencionada anteriormente estrella Rigel, de tipo espectral B8), son calientes y de temperaturas superiores a los 10 000 grados centígrados.

Hoy sabemos que existe una correspondencia entre la temperatura superficial (y por tanto color) y su estructura interna, concretamente en lo «evolucionada» que se encuentre una estrella. Vamos a aceptar esta aproximación (no del todo exacta), y vamos a aceptar de forma muy generalista (pero válida para esta entrada)  que las estrellas azules son estrellas jóvenes y calientes, las amarillas –como nuestro Sol- estrellas de edad intermedia, y las frías estrellas rojas, estrellas de edad avanzada.

Este tipo de conclusiones sólo fue posible a partir del siglo XX, en el que conocimos el mecanismo que proporciona energía a las estrellas; la fusión del hidrógeno en sus núcleos, sometidos a temperaturas de millones de grados.

Una estrella se mantiene la mayor parte de su vida generando una vastísima cantidad de energía en su núcleo gracias a la fusión nuclear originada por la temperaturas de millones de grados provocadas por la presión gravitatoria de toda la masa de la propia estrella, que tiende a colapsar sobre sí misma.

Este equilibrio es el que mantendrá con vida a las estrellas, en lo que los astrofísicos denominan «Secuencia Principal», que es donde encontramos la inmensa mayoría de todas las estrellas que observamos en el cielo incluso con telescopios.

El problema aparece cuando en el núcleo estelar se ha fusionado todo el Hidrógeno (formando Helio), y la estrella colapsa por su propio peso, aumentando aún más la temperatura de su núcleo y consiguiendo que se empiece a fusionar el propio Helio. El llamado «flash del Helio» marca la madurez de una estrella, es «la jubilación estelar» y la separación del resto de la población; la estrella se hincha y enfría en capas exteriores, formando una gigante roja o súper-gigante roja en función de su masa, y sale de la antes mencionada «Secuencia Principal».

Pero, ¿Cuánto vive una estrella?

Incluso las que viven aceleradamente, en términos de la vida humana, viven una «eternidad», y viven esa «eternidad» en la mencionada Secuencia Principal. Las estrellas que nacen masivas (de una decena o más masas solares) viven mucho más rápidamente, apenas una o dos decenas de millones de años. Las que nacen con una masa aproximada a la masa de nuestro Sol tienen una vida larga y plácida mayormente, unos 10 000 millones de años. Finalmente las estrellas que podríamos denominar amigablemente «poquita cosa», que nacen con poca masa (masa subsolar), viven muy longevamente y podemos encontrarnos con estrellas que se formaron con la primera generación estelar, relativamente poco tiempo después del origen del Universo hace unos 14 000 millones de años. Es una aproximación salvaje, pero nos vale aquí y ahora.

¿Quién ha medido lo que vive una estrella?

Nadie y todos (los astrónomos). Cuando un astrónomo mira una estrella y calcula su brillo aparente, su tipo espectral (que tiene que ver con el color y por tanto con la temperatura superficial) y calcula su distancia (por medios directos o indirectos) [4], determina indirectamente otros parámetros como su masa o magnitud absoluta (brillo real del astro).

Con estos datos podemos «caracterizar» una estrella. En base a observar muchas estrellas y a diferentes distancias (tenemos muchas, muchas estrellas para elegir y en diferentes momentos de su formación y vida), podemos deducir unos patrones de evolución.

Ahora se trata de -con las leyes físicas en la mano- poder  aplicar ecuaciones de termodinámica y equilibrio hidroestático para una determinada masa estelar, darle a una simulación por ordenador (los cálculos son bastantes complejos) y ver qué resultado obtenemos con el paso del tiempo de vida de esa masa estelar determinada.

Ajustar diferentes valores, como la metalicidad (abundancia de elementos diferente al Hidrógeno) y «cosas raras» como caracterización de las células convectivas internas, y comprobar si eso coincide con lo que observamos. Es lo que viene a llamarse método científico, pero aplicado a la evolución estelar. Realizamos hipótesis de cómo debe evolucionar una estrella de unas determinadas características, en base a unas determinadas observaciones, y con ello debemos explicar su comportamiento futuro, que debe explicar las observaciones de estrellas similares, pero que sabemos por otros métodos que son evolucionadas.

Así deducimos el estado de evolución de cualquier estrella, muchas veces ayudados por otros parámetros que tienen que ver con el «escenario» donde se sitúan, que nos permiten afinar más en los modelos.

La muerte espectacular de una estrella masiva: Supernova

Lo que creemos saber de cómo evoluciona una estrella masiva es realmente sorprendente. Retomamos el escenario que anteriormente hemos descrito cuando hablamos del color de las estrellas y en concreto de las supergigantes rojas. Estrellas muy masivas que ya han fusionado todo su hidrógeno en la zona central de la estrella convirtiéndolo en Helio, y ahora se encuentran fusionando el helio, a temperaturas de más millones de grados en su centro pero que en sus capas exteriores se enfrían (se vuelve roja) y se expanden (se vuelve gigante o súper gigante).

Es el principio del fin. El Helio tardará «poco» en agotarse pues es menos abundante que el Hidrógeno y además la estrella precisa fusionarlo más rápidamente por ser una reacción nuclear menos eficiente térmicamente hablando. La lucha entre el peso de la masa de la propia estrella que la colapsa y el núcleo que fusiona aceleradamente todo el Helio (y posteriormente los nuevos elementos generados por la fusión del Helio) ha empezado, y es una batalla que originará contracciones y expansiones cada vez más exagerada de la estrella.

El escenario es algo más complejo, pues existe lo que llamamos «combustión en capa» a modo de una cebolla, pero nuevamente recordemos que estamos haciendo aproximaciones a lo que realmente creemos que ocurre y tenemos razones fundadas para pensar que es así.

Estas expansiones y contracciones implican que la esfera radiante (la superficie de una esfera que depende del radio de la misma) aumenta y disminuye: una estrella variable en brillo y de forma poco regular.

La distancia y la masa de Betelgeuse

Betelgeuse lleva variando de brillo que sepamos al menos unos doscientos años. Unos doscientos años con registros de cierta precisión, porque si lo que deseamos es precisión de carácter científico tendríamos que situarnos a finales de siglo XIX, cuando las técnicas de fotografía y espectroscopia (parte de la astronomía moderna que conocemos hoy) empezaron a  desarrollarse y aplicarse, y la subjetividad y error en la medida debido al observador se hace casi nula.

Y resulta que la estrella se ha contraído y su brillo ha bajado de una magnitud aparente habitual de +0,4 a una magnitud aparente de +1.30, en solo seis meses. Lleva bajando y subiendo de brillo en periodos irregulares de una o dos décadas, pero esta caída es la mayor desde los años 1893, 1927 y 1941. La caída de una magnitud (0,9 exactamente), implica que la estrella ha disminuido su brillo más de dos veces su brillo original. Y este brillo tiene que ver con la superficie radiante, es decir, con el área de la esfera de la estrella y por tanto su radio, como hemos dicho anteriormente.

Estas contracciones y dilataciones de la estrella sabemos bastante bien que acabarán con un rebote brutal de las capas más exteriores de la estrella tras una caída vertiginosa cuando el núcleo –muy denso por estar formado por elementos pesados- no sea capaz de generar suficiente presión de radiación, a esto lo llamamos «supernova» y se trata de uno de los eventos más violentos y energéticos del universo. Algo especial que solo sucede en nuestra galaxia (de unos 150 000 000 000 de estrellas) cada 400 o 500 años.

Y si, Betelgeuse es una estrella envejecida que explotará como supernova (llamada de tipo II o por colapso de núcleo) pronto, …pronto en términos de la evolución estelar de estrellas masivas, lo cual puede ser en 1000, 100 000 o 1 000 000 de años.

A poco sagaces que seamos podemos alegar que los astrofísicos estelares no están haciendo un gran papel al calcular cuándo explotará como supernova la estrella Betelgeuse, ¿podría ser muy pronto? ¿Esta noche quizás? ¿Nos afectaría en algo si fuera así?

Ahora vamos a defender un poco a los pobres astrofísicos especializados en la evolución de las estrellas y exponer el motivo por el cual no tienen claro cuando puede suceder este evento. Betelgeuse nos presenta problemas y tres de ellos es conocer con exactitud su distancia, su masa y su comportamiento de la estructura interna de capas, además de las limitaciones de los propios modelos con tiempos tan pequeños comparados con sus tiempos evolutivos.

Si nos da por consultar diversas fuentes, libros, Internet, documentales de la 2,… veremos que existe una divergencia en los valores de la distancia a Betelgeuse. Los astrofísicos más reputados estarían de acuerdo que la estrella se sitúa entre los 400 y 800 años luz. Alguien se puede preguntar si estamos de broma al no conocer la distancia a Betelgeuse con más precisión (error altísimo) y si la de otras estrellas, incluso más lejanas. Telescopios espaciales como Hiparcos, de la década de los años 1990, se dedicaron a ello –a determinar con precisión distancias estelares a través del método de la paralaje-, por no mencionar otros posteriores.

Pero Betelgeuse es tan grande, tan enorme (¡500 a 700 veces el tamaño de nuestra estrella!), que su diámetro la convierte en una de las poquísimas estrellas cuya superficie podemos resolver (fotografiar) con los más potentes telescopios y radiotelescopios del momento, como HST, VLT y ALMA [5]. Es precisamente este hecho el que provoca un enmascaramiento en la medición de su paralaje -determinación de distancia-, que hemos comentado en [4]. Su diámetro angular aparente desde la Tierra nos ofrece un ángulo de  50 milisegundos de arco (0,05 segundos de arco), y el ángulo debido a la paralaje pensamos que está por debajo de los 10 milisegundos de arco en los diversos intentos de determinarlo. Su gran tamaño enmascara el desplazamiento aparente respecto a las estrellas de fondo cuando intentamos medir el ángulo de paralaje para determinar la distancia.

El hecho que se encuentre cerca del grupo OB Orionis [6], formado –entre otros muchos miembros estelares- por el conocido «Cinturón de Orión» (si, ese que os han dicho que miraban los egipcios para hacer las tres pirámides de Giza [7] , antes de deciros también que fueron los extraterrestres quienes las construyeron), al cual, si hemos calculado mejor las distancias, podría ser un buen indicativo para apostar por una distancia cercana a los 800 años luz más que a los 400 años luz. Pero Betelgeuse, que habría evolucionado mucho más rápido que sus hermanas azules del complejo OB, se mueve a una velocidad radial demasiado alta. ¿Un encuentro con una estrella masiva provocó su alta velocidad de movimiento?. Es posible que si, pero no estamos seguros.

La indeterminación de la distancia, provoca una indeterminación del volumen real (hemos citado entre 500 y 700 veces el de nuestro Sol, pero hay estimaciones de valores más extremos superiores), y también de su masa. Si el escenario fuera diferente podríamos determinar su masa de otra forma; que formara parte de un sistema con otra estrella  compañera por ejemplo. Por tanto nos movemos en cota de la masa de la estrella entre 15 y 25 masas solares, típico de una súper-gigante roja o azul. La determinación de la masa nos acotaría también la edad estelar estimada, y por tanto conoceríamos mucho mejor –según los modelos estelares- en que punto de su evolución se encuentra, si al borde de iniciar la fusión del oxígeno en el núcleo o aún no. La cota de la edad se encuentra entre 8 u 8,5 millones de años.

Un descubrimiento sorprendente y relativamente reciente, que complica las cosas a los modelos estelares y la determinación de la prontitud mayor o menor del evento de supernova, es la determinación por parte de VLT y ALMA [8] de una rotación muy baja; la superficie de la estrella en su estado normal (consideremos normal como el de hace 6 meses) rotaba en 36 años terrestres. Una rotación tan baja complica los sistemas convectivos (zonas de plasma muy caliente suben y zonas de plasma más frío descienden) de forma que el núcleo puede estar alimentándose de capas ricas aún en Hidrógeno. El evento de supernova se podría así retrasar un tiempo que añade más incertidumbre a la determinación del suceso. También podríamos citar que la estimación de pérdida de masa [9] es otro parámetro a tener en cuenta, pero creo que ya intuimos la complejidad de la situación a la que se enfrentan los astrofísicos estelares.

De los estudios más recientes de la estrella en su trayectoria evolutiva [10] podemos deducir que tiene al menos todavía unos pocos centenares de miles de años de vida hasta el evento de supernova (poco tiempo en la vida media de una estrella, incluso en una estrella masiva), pero claro, muchos son los parámetros que marcan la incertidumbre de su caracterización más precisa del momento evolutivo en el que se encuentra para poder hacer una afirmación más atrevida. De momento habrá que seguir estudiando su curva de luz [12] y esperando unos modelos más exactos que los expliquen.

Entonces, ¿no va a estallar de momento?

Lo más probable es que tengas que finalizar de pagar la hipoteca. Ni siquiera nuestros hijos contemplarán un gran espectáculo de supernova en el cielo, que podría alcanzar el brillo de la Luna llena (magnitud aparente de -12,6) concentrado en un punto (los primeros días o semanas podría ser contraproducente mirarla directamente), y verse durante varios meses incluso a simple día sin problemas. Con suerte iremos contemplando bajadas cada vez más destacadas en brillo durante varios miles de años, pero claro ¿la astrofísica nos ofrece esta seguridad absoluta?

No. No estamos seguros que el evento no se produzca «mañana». Lo consideramos muy poco probable, pero no imposible. Trabajando con las cotas más altas en la incertidumbre de masa y/o cotas más altas en distancias, el evento podría producirse en breve, o mejor dicho, ya se podría haber producido hace unos 700 u 800 años y en apenas poco tiempo veríamos la explosión (el tiempo que  habría tardado luz en llegarnos). Sería un evento que sería portada de todos los medios de comunicación del planeta.

¿Cómo pueden afectarnos la explosión de una supernova?

El profesor de física y astronomía de la Universidad de Kansas, dr. A. Melott, publicó un artículo en Astrobiology a finales de 2018 [11] en el que analizaba la hipótesis en la que hace unos 2,6 millones de años, una supernova a unos 150 años luz de distancia de la Tierra, podría haber sido causante de la extinción del Pleistoceno, que afectó especialmente a las criaturas que entonces habitaban en los océanos. Estas conclusiones se deducen de la abundancia del hierro-60, un isótopo del hierro que solo puede proceder de supernovas, pues su tiempo de desintegración hace que no pueda existir ya en la Tierra.

Antes de este estudio, considerábamos segura cualquier explosión a más distancia de entre  unos 25 a 50 años luz [13]. Pero actualmente tenemos indicios para suponer que puede ser un problema una explosión de una supernova por debajo distancias de 150 a 200 años luz.

Betelgeuse se encontraría a una distancia que en el peor de los casos duplicaría esta distancia, y en el mejor de los casos la cuadruplicará. Esto nos mantendría a salvo de la radioactividad producida al lanzar al espacio multitud de elementos radioactivos diferentes (como el citado Hierro-60) e incluso de los fotones de rayos gamma…pero claro, después de la explosión de una supernova semejante, se podría formar una estrella de neutrones o un agujero negro cuyos ejes de rotación (ejes polares) son puntos de eyección de una gran cantidad de materia acelerada y radiación de alta energía. Si este eje apuntara hacia la Tierra –sin duda bastante mala suerte- desconocemos su efecto sobre la vida en nuestro planeta.

Ahora, sal hacía algún lugar un poco oscuro (para disfrutar plenamente del cielo) y mira el firmamento nocturno, identifica la constelación de Orión hacia el Sur,  y en ella la –actualmente menos- resplandeciente estrella rojiza Betelgeuse, solo por el protagonismo de los medios de comunicación de este último mes, se lo merece, y piensa un poco en las líneas que has leído. Muchas gracias por leerme y disfrutar del cielo.

Actualización a 21 de febrero 2020

Betelgeuse sigue dando que hablar más de un mes y medio después de esta entrada.

Sensacionalismo o no, con fecha del pasado 6 de enero, la AAVSO emite una alerta especial [14] para el seguimiento lo más preciso posible del comportamiento de la estrella:

El pasado 14 de febrero el VLT (ESO) hizo pública una nota de prensa [15] sobre la imagen capturada y la comparación con la imagen de un año antes. Te recomiendo leerla pues esta nota se encuentra disponible en español, ya que España es miembro del Observatorio Europeo Austral. La comparación impactante es esta;

Sin duda comprendemos la disminución de brillo de la súpergigante, parece deformada y atenuada fuertemente por la parte inferior izquierda.

En palabras de unos de los investigadores principales, Miguel Montargès[16] que están siguiendo el comportamiento de la estrella con el VLT;

«Por supuesto, nuestro conocimiento sobre las supergigantes rojas sigue siendo incompleto y este es un trabajo en desarrollo, por lo que todavía podemos llevarnos alguna sorpresa”

Destacar el articulo de Bob King de los chicos de Sky & Telescope, publicado ese mismo día [17] y que recomiendo muy encarecidamente leer, y titulado «Se está Betelgeuse acercando a una encrucijada?», en la que se hacen eco de las palabras de uno de los astrónomos que lleva 25 años estudiando la estrella (E. Guinan) y que pronostica que la estrella alcanzará su mínimo brillo hoy 21 de febrero.

Sea como fuere, Betelgeuse explotará como supernova, pero nos queda aún mucho para llegar a conocer en que tiempo, recordando que 10, 100, 1000, 10000 o 100000 años, son ordenes de magnitud realmente dispersos para tener una postura «chulesca». La ciencia continua siendo evidencia, pese a quien le pese, y necesitamos muchas más evidencias para conocer mucho mejor en que momento de su fase final se encuentra esta preciosa estrella del cielo nocturno.

¡Gracias a todos por las numerosas lecturas que ha tenido esta entrada!

ACTUALIZACIÓN

Parece ser que de las observaciones realizadas durante la primavera boreal del 2020, cobra fuerza la hipótesis de una gran cantidad de materia lanzada en una dirección próxima a la visual con nuestro Sol, que al enfriarse ha dado origen a una gran nube de polvo interestelar, según observaciones del VLT y HST, el diagrama que explica el asunto sería este:

Crédito: HST

ACTUALIZACION II (ABRIL 2022)

Actualmente no sólo ha retomado su brillo habitual (variable) si no que está brillando un 125% de la media. Seguimos teniendo una variable irregular de la que sabemos poco de las sorpresas que nos pueda deparar.

Crédito: AAVSO

Referencias del texto

[1] La wikipedia no es una publicación confiable en ciencia e incluso en divulgación científica. Suele contener errores, o estar desactualizada por el propio carácter y esencia de esta gran recopilación del saber humano, pero como una primera aproximación nos puede valer casi siempre. Un artículo de la Wikipedia podemos decir que es más confiable cuantos más enlaces tenga a las publicaciones científicas de impacto (de prestigio en el campo de la investigación o de la divulgación, que suelen sufrir una revisión por pares especializada) cuyas descripciones se citen en el artículo.  https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_variable

[2] https://youtu.be/BUbwOOOkVOs

[3] Habitualmente las temperaturas se proporcionan en la escala absoluta Kelvin, pero para el caso que nos ocupa (la vida y muerte de las estrellas), haremos la aproximación a grados centígrados por simple familiaridad del lector, pues la diferencia de escalas se puede despreciar respecto a los valores de temperaturas de miles de grados (superficiales) o millones de grados (en el núcleo estelar), que son las que vamos a mencionar.

[4] Una entrada sobre un medio directo de cálculo de la primera distancia a las estrellas, la paralaje estelar, lo tratamos en una entrada de este mismo blog en el año 2017, cuyo enlace es: https://cielosestrellados.net/2017/07/23/2793/

[5] https://www.eso.org/public/spain/images/potw1726a/

[6] https://arxiv.org/pdf/astro-ph/9403051.pdf

[7] https://www.20minutos.es/noticia/3272514/0/piramides-guiza-datos-sorprendentes/

[8] https://www.obspm.fr/the-slow-rotation-of-the-red.html?lang=en

[9] https://arxiv.org/pdf/1706.06021.pdf

[10] https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/819/1/7

[11] http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=53477

[12] https://www.aavso.org/vsots_alphaori

[13] https://arxiv.org/abs/1702.04365

[14] https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-690

[15] https://www.eso.org/public/spain/news/eso2003/

[16] Miguel Montargès (Instituto de Astronomía, Universidad Católica de Lovaina, Bélgica)

[17] https://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/observing-news/is-betelgeuse-approaching-a-crossroads/