Ministerio de Economía y Competitividad Gobierno de Canarias Universidad de La Laguna CSIC Centro de Excelencia Severo Ochoa

Prensa y Multimedia

Entrevistas

19 Nov. 2010

Donald Wayne Kurtz: “Mientras que antes de Kepler y CoRoT sabíamos de un puñado de estrellas que pulsan como el Sol, ¡ahora conocemos miles!”

Donald Wayne Kurtz logra simplificar la complejidad de la ciencia con sus explicaciones. De origen estadounidense, vivió veinticinco años en Ciudad del Cabo (Sudáfrica), donde fue en principio para un año de posdoctorado. Hace diez años que es catedrático en la University of Central Lancashire (Reino Unido). Asimismo es miembro del comité directivo de KASC (Kepler Asteroseismic Science Consortium), un consorcio de centenares de astrónomos que estudian miles de estrellas observadas por la misión espacial Kepler. A lo largo de su vida, ha pasado más de 2.000 noches en observatorios y en su haber está el descubrimiento de un nuevo tipo de estrellas pulsantes fuertemente magnéticas. De ellas, y de muchos otros temas, nos habla en esta entrevista.

Tradicionalmente, las estrellas se catalogan según su tipo espectral. ¿Es probable que se popularice próximamente su clasificación sismológica?

La clasificación espectral de las estrellas da una estimación de dos de sus parámetros fundamentales: su temperatura superficial y luminosidad. Los astrónomos codifican esta información en una forma compacta que utiliza una secuencia de temperatura espectral -la famosa clasificación de temperatura OBAFGKM (Oh, be a fine girl, kiss me!)- combinada con números romanos (I, II, III, IV, V) para indicar si se trata de una estrella enana, gigante o supergigante.
Mientras que a casi todas las estrellas se les puede atribuir un tipo espectral, no todas pulsan. La Astrosismología puede aportar en el caso de osciladores de tipo solar (estrellas que pulsan con muchos modos acústicos) otro par de parámetros estelares fundamentales: la masa y la edad. Esta información está codificada en dos números, la “gran separación” y la “pequeña separación” de las frecuencias de pulsación observadas en una estrella. No hemos creado todavía una clasificación astrosismológica basada en estos dos números, ¡pero quizás lo hagamos como resultado de esta pregunta!

¿Podría aportar una visión global de las estrellas pulsantes? ¿Cómo son “sus” estrellas pulsantes y en qué circunstancias las descubrió?

Las estrellas están compuestas en su totalidad por gas. La energía procedente de sus reacciones nucleares se filtra lentamente hacia su superficie a lo largo de centenares de miles de años principalmente de dos modos: como radiación de elevada energía que es absorbida, reemitida y dispersada por el gas; o por turbulentos movimientos convectivos de gas a gran escala, parecidos a los del agua hirviendo. Ambos pueden provocar la pulsación de la estrella entera, en la cual la energía es constantemente transportada hacia el exterior y liberada por los gases presentes en la estrella, de modo que la superficie (la parte visible) sube y baja, se calienta y enfría, aumenta y disminuye de brillo. Cuando vemos a una estrella hincharse y contraerse, cambiar de forma y variar en brillo, la vemos pulsando.
A finales de los años setenta estaba observando el brillo de las estrellas con la mayor precisión de entonces: de 1 parte en 10.000. Las estrellas que me interesaban especialmente son muy particulares, se llaman Ap o estrellas A peculiares (donde A es su clase espectral, que indica temperaturas entre 7.500 K y 10.000 K). Cuando observas el espectro de una estrella Ap, ves las trazas del elemento más abundante de todos, el hidrógeno, pero esto no es lo que atrae tu atención. En los espectros de estas estrellas lo que impresiona es la presencia de elementos terrestres raros como el neodimio, el praseodimio, el lantano, el cerio, el gadolinio y el holmio. Y están presentes con abundancias relativas de hasta 10 millones de veces mayores que en el caso del Sol y otras estrellas normales. 
Una de las razones por las que las estrellas Ap son peculiares es porque poseen campos magnéticos globales muy intensos: hasta 10.000 veces superiores al campo magnético global del Sol e incluso 30 veces más que los intensos campos magnéticos de las manchas solares. En los años setenta se pensaba que estos campos magnéticos tan intensos estabilizarían a las estrellas, las cuales no pulsarían, así que nadie miró nunca si lo hacían. Yo decidí mirar en la estrella más peculiar de todas, la estrella de Przybyski, para demostrar que no presentaba las variaciones periódicas de brillo características de la pulsación (como todo el mundo esperaba). Los periodos de pulsación típicos para estrellas con una masa y edad similares son del orden de una hora, pero para mi sorpresa encontré pulsaciones en la estrella de Przybyski con un inédito periodo corto de sólo 12 minutos. El periodo era tan corto e inesperado que casi me pasa desapercibido. La búsqueda de pulsaciones en otras estrellas magnéticas peculiares hizo que rápidamente encontrara a muchas de ellas pulsando con periodos de entre 6 y 20 minutos. Ahora son conocidas como las estrellas A peculiares de oscilación rápida, y son únicas en muchos sentidos. Permiten investigar la interacción entre la pulsación, la rotación y los campos magnéticos, de un modo que no es posible hacer en otro tipo de estrellas. 

¿Cuál podría ser la contribución de Kepler al conocimiento de las estrellas pulsantes en los próximos años?

Kepler y su predecesor, CoRoT, son revolucionarios. Mientras que antes de estas misiones sabíamos de un puñado de estrellas que pulsan de modo similar al del Sol, ¡ahora conocemos miles! Esto significa que las técnicas y la física desarrolladas gracias a la Heliosismología, que nos ha permitido ver hasta profundidades cercanas al mismo núcleo del Sol, pueden ahora ser utilizadas en una amplia variedad de estrellas en diferentes momentos de su vida.
Kepler puede detectar las variaciones de luminosidad en las estrellas pulsantes con una precisión hasta 100 veces superior a la que se consigue desde tierra. Con esta increíble mejora, casi todo lo que miramos da pie a descubrimientos, y para estrellas de todas las masas y edades. Nuestra comprensión de las estrellas en general – no sólo las estrellas pulsantes – estará basada ahora en estos nuevos datos.

¿Qué futuro vaticina a los grandes observatorios con telescopios medianos y grandes? Especialmente respecto al estudio de las estrellas variables.

Existen dos técnicas principales para estudiar las estrellas variables: la fotometría y la espectroscopía. La fotometría mide el brillo de las estrellas, es lo que hacen las misiones espaciales CoRoT y Kepler. Con las medidas espectroscópicas se mide la “velocidad radial” de una estrella –la velocidad de acercamiento y de alejamiento respecto al observador de su superficie– y hoy en día para las estrellas se realiza únicamente desde tierra. Las medidas de la velocidad radial permiten calcular las órbitas de las estrellas binarias y calcular su masa y radio, así como ver los movimientos superficiales de las estrellas pulsantes. Para las que son de tipo solar, “vemos” mejor utilizando la velocidad radial que con fotometría. Por supuesto, no es posible observar de modo ininterrumpido como se hace desde el espacio (y es muy importante), pero podremos en última instancia aprender más con esta técnica sólo disponible por el momento en los telescopios en tierra.
En Astrosismología, el futuro de las medidas de la velocidad radial está en los observatorios con telescopios de mediano y gran tamaño. Incluso existe un proyecto para construir una red internacional de telescopios para medir la velocidad radial de estrellas de tipo solar de modo continuo, su nombre es SONG (Stellar Observations Network Group). El primer nodo de esta red de seis u ocho telescopios se instalará próximamente en Tenerife.

Usted es un gran observador, ¿podría glosar los cambios que la observación ha experimentado en los últimos treinta años?

Cuando era estudiante en el Observatorio McDonald, medí las velocidades radiales de las estrellas pulsantes utilizando placas fotográficas con una precisión de hasta 0,5 km/s. Ahora con espectrógrafos electrónicos en el Very Large Telescope, de ocho metros, en Chile, o en el Telescopio Subaru, en Hawai, puedo medir de modo rutinario pulsaciones estelares con una precisión para la velocidad radial de 1 m/s. Y colegas que trabajan con algunas de las estrellas más brillantes, como Alpha Centauri, han conseguido precisiones de una pocas decenas de cm/s. ¡Esto es mejor que lo que se podía hacer con el Sol cuando yo era estudiante!
A lo largo de años de observaciones fotométricas, obtenía habitualmente precisiones de 1 parte en 10.000, pero los datos estaban llenos de agujeros (por el clima, el ciclo día/noche, por no poder estar en el telescopio a tiempo…). Ahora Kepler proporciona medidas del brillo estelar con una precisión de 1 parte en un millón, con datos casi continuos que abarcan años. Desde tierra, se observa una estrella a la vez. Kepler observa más de 150.000 simultáneamente.
Podemos ver de 100 a 1.000 veces mejor que hace treinta años y este increíble salto está provocando una verdadera avalancha de nuevos descubrimientos. Siempre que mejores tu visión, verás nuevas cosas. Lo que hice a lo largo de 2.000 noches en el telescopio es ahora obsoleto, y no podría estar más contento. Vivimos una nueva era de descubrimientos.

XXII Canary Islands Winter School of Astrophysics

Annia Domènech

Ver lista completa de entrevistas

Utilizamos cookies propias y de terceros para recoger información estadística y mejorar nuestra web y servicios. Si continúa navegando, acepta su instalación y uso.
Puede cambiar la configuración de su navegador para no aceptar su instalación u obtener más información en nuestra política de cookies.

Aceptar