Pasados los «días de la canícula» en el hemisferio boreal (ver entrada anterior), nos vamos despidiendo de las noches de temperaturas cálidas y ya empezamos a intuir que la próxima estación no queda muy lejos. Sin embargo, y aunque las noches empiezan a ser sensiblemente más largas y más oscuras, sigue dominando el cielo las constelaciones propiamente estivales del hemisferio norte.
En esta entrada te propongo una observación peculiar, no especialmente sencilla pero tampoco compleja. No debería ser tu primer intento de observación del cielo, hay otras observaciones más sencillas como son el reconocimiento de los grupos de estrellas o asterismos que llamamos constelaciones, o los planetas (Saturno y Júpiter son estos meses los protagonistas del cielo nocturno) o cualquier otra observación de las típicas en una persona que se acerca por primera vez a la observación nocturna de la cúpula celeste.
Pero da la casualidad que de vez en cuando la «inmutabilidad» de los cielos aristotélica no es tal, y nos encontramos con ciertas sorpresas, que merecen captar nuestra atención. Vamos con una de ellas.
Señales celestes
Antiguamente cuando una estrella “fija”, es decir, que se movía solidariamente con el resto de estrellas de la bóveda celeste, aparecía de repente en el cielo nocturno, se la denominaba estrella “nova”.
Vale, en la denominación los antiguos no tenían la imaginación de la que hacen gala los astrónomos modernos al ponerle nombre a las cosas, por ejemplo, a los telescopios; así encontramos nombre actuales como telescopio grande, telescopio muy grande o telescopio extremadamente grande, que son una muestra de la gran creatividad actual (ironía).
Pero a diferencia del escaso interés en la nomenclatura utilizada, la aparición de una estrella nueva en el cielo hace centenares o miles de años, no era asunto nada trivial.
Un nuevo objeto fue visible en el cielo, en este caso un cometa (estrella con cola) como refleja este fragmento del Tapiz de Bayeux. En 1066 esto podría indicar que los normandos iban a conquistar Inglaterra…. o todo lo contrario. Crédito CC.
Si la variación del brillo de algunas estrellas visibles a simple vista ya era motivo de cierta preocupación (estrellas variables, mírese por ejemplo información sobre la estrella Algol en Perseo) ante la falta de una explicación racional, no digamos las apariciones repentinas de estrellas en el cielo.
En primer lugar tenía connotaciones místicas, desde anuncios de la proximidad de eventos de gran importancia como cambios que se avecinaban para bien –como el fin de periodos de sequia y tierra yermas o fin de la ausencia de animales para la caza- hasta símbolos de mal augurio como guerras, derrotas, enfermedades de reyes y emperadores o períodos complicados de ausencia de lluvias o de animales para la caza.
La suerte de estas interpretaciones es que, como en cualquier seudociencia, la interpretación en la aparición de una nueva estrella en el cielo puede pronosticar tanto un evento positivo como su opuesto negativo (es lo que tienen las no-ciencias), y eso permitiría a los más habilidosos astrólogos y sacerdotes vinculados a las interpretaciones celestes divinas, salvar su cuello en más de una ocasión, pues la lectura de los cielos en estos términos siempre ha sido históricamente asunto de estado en todas las civilizaciones antiguas.
En segundo lugar, y ciertamente mucho más interesante, el evento provocaba la reflexión sobre la naturaleza de los cuerpos celestes. Desconocemos cuantos estudiosos del cielo –primitivos astrónomos- se preguntaron sobre la verdadera naturaleza de estas observaciones extrañas, que tal cual aparecían, pasado un tiempo desaparecían, en contra de las enseñanzas aristotélicas sobre la perfección de los cielos que tan severamente se mantuvieron durante siglos en nuestra zona de influencia del pensamiento de la Grecia clásica.
La realidad física de una estrella “nova”
Hoy sabemos que estas apariciones inexplicables se corresponden a diferentes fases de la evolución de las estrellas. Porque la estrellas, esas inmensas bolas de hidrógeno en estado de plasma que producen en sus núcleos ingentes cantidades de energía gracias a la fusión nuclear, tienen períodos convulsos, tanto en sus nacimientos, como especialmente en sus fases finales, cuando el hidrógeno deja de fusionarse en su zona central (1) y evolucionan de forma diferente según su masa y según si se encuentran acompañadas o no por otra estrella.
La evolución de las estrellas es una rama a de la astrofísica apasionante e incorpora cada vez escenarios más complejos y detallados, pero solo diremos que, empezamos a recorrer este camino sobre su conocimiento a principios del siglo XX, cuando descubrimos el verdadero motivo de la composición estelar –de mano del ingenio de personas como Cecilia Payne (2) entre otras pocas- y el origen de su energía, que aportaron las bases para una de las más sólidas y apasionantes ramas de la astrofísica moderna, que aún tiene que completar muchas respuestas.
Pronto conocimos que la aparición de estrellas nuevas podía ser debido a dos causas principales (que no únicas), variaciones de brillo en estrellas acompañadas de las cuales al menos una presenta una edad avanzada o tipo evolucionado, o bien como final violento de una estrella llamado supernova, que bien puede ser típicamente de colapso de núcleo en estrellas muy masivas o de transferencia de materia en sistemas binarios de estrellas, que incluye subtipos con escenarios más exóticos por la naturaleza o evolución de sus componentes.
Restos de la supernova de Tycho detectados en rayos X. Crédito: CHANDRA/NASA
De hecho una de las estrellas «novas» históricas más conocidas (que no estudiadas) de la historia de la astronomía fue la nova de Tycho Brahe, que hoy sabemos se trató de una supernova (SN1572) y que recogió en su obra “De Nova Stella” en 1572, que con el brillo de Venus cuando fue descubierta en noviembre de ese año sorprendió la incipiente nueva astronomía que se avecinaba. Tycho la siguió durante todo el tiempo que fue visible hasta 1573. No sólo consiguió que el término «nova» se incorporara a la astronomía, si no que aportó ciertos valores de carácter científico a sus observaciones (no en vano se le suele citar como el más preciso observador astronómico de la era pre-telescópica), descartando su origen cometario y dándole un origen estelar [3]. Los restos de esta estrella fueron localizados en 1960 por Monte Palomar. Posteriormente se determinó además que se trató de una supernova de tipo Ia, asociada a sistemas binarios enana blanca-gigante roja.
Una estrella nueva en el jardín
Quedando más o menos claro que la antigua definición de “estrella nova” solo hacía referencia a la contemplación a simple vista de una estrella nueva en el cielo, pero que actualmente hablamos de procesos estelares de nova y supernova como escenarios muy diferentes, veamos cual es la tasa de observación de unas y otras.
El periodo de vida de las estrellas lo ciframos en miles de millones de años (para una estrella de tipo solar) por lo que para estrellas de nuestra galaxia, en el que tenemos más de 150 000 millones de estrellas, es posible que durante la vida de una persona no observemos un fenómeno de supernova. De hecho apenas hemos visto menos de una decena en la galaxia desde que tenemos registros, la última fue vista a simple vista en el hemisferio sur y fue la SN1987A en el año 1987. La cosa es muy diferente cuando miramos otras galaxias; en galaxias próximas detectamos un buen numero de novas y en las galaxias lejanas, supernovas que pueden llegar a eclipsar en brillo el núcleo de las propias galaxias.
De novas podemos llegar a ver algunas durante nuestras vidas, pues son mucho más comunes y algunas de ellas sabemos que son recurrentes, es decir, el fenómeno por el cual aumentan temporalmente de brillo debido a la transferencia de materia de una estrella evolucionada hacía otra muy evolucionada y densa de forma cíclica. En el siglo XX hemos observado en nuestra galaxia cerca de medio centenar, con lo que ha sido posible conocer mejor estos escenarios estelares gracias a la fotometría y espectroscopia moderna.
Precisamente una nova y recurrente, es visible simple vista durante este mes de agosto en el cielo del verano boreal en la constelación de Ofiuco. O sea que si tienes ganas de ver esta nueva-vieja estrella y conocida en el cielo, sigue leyendo el final de esta entrada.
Localización RS de Ofiuco. Crédito Sky&Telecope-UAI
Ofiuco es la decimotercera constelación zodiacal (puedes “ser” Ofiuco y tú sin saberlo), y ocupa una gran extensión del cielo mirando hacia el sur estas cálidas noches boreales. Aún así, a pesar que se encuentra en una buena posición para su observación, no es fácil la localización de la nova porque necesitamos de un cielo algo oscuro lejos de las luces urbanas para localizarla. Arriba tienes la carta de S&T d ela constelación de Ofiuco con la zona donde se encuentra la estrella nova denominada RS de Ofiuco.
RS Ophiuchi [5], cuando se descubrió en su subida de luz a principios de este mes se encontró cerca de la magnitud 4. Para hacernos una idea, en una noche oscura, sin Luna y sin polución lumínica, podemos ver hasta magnitud 6, que es el límite de brillo en la visión a simple vista.
Imagen de RS Oph por Rafa Ferrando desde el Observatorio PLa d’Arguines (Segorbe). Crédito: Rafael ferrando
Ahora ya está camino de debilitarse, acercándose a la magnitud 5, y en unas semanas se quedará en la bastante débil magnitud de 12,5 habitual. Pero si la localizas, ya sea visualmente o con más facilidad a través de una fotografía [4], sabrás que estás viendo un proceso que sucede cada 15-20 años, aunque esto sucedió en realidad no a parincipios de agosto, si no hace unos 5000 años, pues esa es su distancia en años luz de esta pareja de gigante roja y enana blanca.
Esta gráfica nos puede dar la idea de las últimas variaciones de luz que ha tenido la estrella en las últimas décadas, en la escala de la izquierda tenemos el valor de su magnitud visual. Esta escala como podemos apreciar es cuanto más pequeña, más brillante es la estrella. La diferencia de brillo entre una estrella de magnitud 5 y una de magnitud 6, es 2,5 veces más brillante.
Variaciones de brillo de RS Oph en el siglo XX. Son evidentes las «erupciones» de la estrella. Crédito AAVSO
Actualmente la determinación de estos valores se suele realizar de forma electrónica (mediante fotometría CCD), pero aún existen muchos aficionados a la astronomía que siguen haciendo una fotometría visual. Para ellos especialmente son útiles unas cartas de una de las asociaciones de estudio de estrellas variables más conocida del mundo, la AAVSO (6), en las que las estrellas cercanas al campo de la estrella variable tiene marcadas su magnitud con decimales. Una carta de la zona de la mencionada asociación la tienes a continuación.
Carta de la AAVSO. En el centro RS Oph. Los números marcados de las estrellas cercanas es su magnitud con un decimal, que no se ha separado con un punto para evitar confusión con una estrella. Así si marca una estrella 46, en realidad es magnitud 4,6. Crédito AAVSO.
Para localizarla visualmente, por tanto, utiliza estas cartas, ya sea porque dispones de un buen cielo para localizarla (si no es así también te puedes ayudar de unos pequeños y sencillos prismáticos de tipo 8×30 desde un lugar no tan oscuro) o bien porque vas a hacer una fotografía [4] de la zona y después la vas a identificar comparándola con la carta.
Si lo intentas, ¡te deseo cielos despejados y oscuros!
¡Feliz fin de mes de agosto!
Reseñas del texto:
[1] Evolución estelar. La vida de las Estrellas. Investigación y Ciencia Temas nº 7. Prensa Científica SA. Un clásico con rigor a pesar de sus más de 20 años.
[3] Historia de la Ciencia, John Gribbin. Editorial Crítica 2003.
[4]Para hacer una fotografía del cielo: Pon tu cámara en modo manual, elige un objetivo estándar de poca distancia focal (un 50 mm es ideal) y baja su diafragma al menor número (3,5 o menos). Sube el ISO (ASA) de la cámara a 2000 siempre que tengas un cielo oscuro (si no tendrás que bajar un poco el ISO o la exposición), y haz una toma en modo Bulb (modo B de velocidades) de unos 15 segundos máximo (si la cámara te permite esa exposición, no es necesario ir a modo B, le pones los 15”). Después localiza la constelación de Ofiuco en el cielo, intenta centrar la zona de la nova y dispara, si es posible mediante disparador de cable y si no mediante disparo demorado (autorretrato) de unos segundos, para evitar que tiemble la cámara al tocarla con el dedo en el disparo. ¡La has captado seguro!. Si tienes alguna duda, ya tardas en enviarme un correo electrónico.
[6] Localizador de cartas de estrellas variables de cualquier tipo, de la AAVSO que facilitan la estimación de magnitudes para realizar graficas de su comportamiento (para observadores visuales avanzados): http://www.aavso.org/observing/charts/
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.
Secuencia (izquierda a derecha). La constelación de Orión con el recuadro en Betelgeuse. Aspecto desde un cielo no polucionado. Imagen central, primer plano de Betelgeuse. Derecha, primer plano de Betelgeuse con el VLT, mostrando su superficie y pérdida de masa. Crédito VLT/ESO.
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.
Imagen de la superficie de Betelgeuse, la mejor imagen hasta el momento de la estrella, compuesta gracias a VLT/ALMA (ESO). Crédito: ESO.
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.
Ilustración: El tamaño de la estrella Betelgeuse y de la materia (atmósfera) que está perdiendo al espacio en comparación con el tamaño de nuestro sistema solar. Crédito: ESO
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:
Alerta AAVSO, al día siguiente de la publicación de la presente entrada del blog
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;
Betelgeuse con el VLT (crédito ESO)
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
[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/
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