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LAS ESTRELLAS HIPERGIGANTES

N. 2-99

Sus espectaculares cambios de temperatura y luminosidad prueban una evolución estelar detectable a escala humana

Las estrellas poco masivas (como el Sol) viven varios miles de millones de años sin experimentar cambios considerables en su temperatura o en su luminosidad. En cambio, las hipergigantes frías, que son de las estrellas más brillantes del Universo, pierden en torno a una masa solar cada 100.000 años y tienen envolturas circunestelares muy amplias (de hasta 500 veces la del Sol). Su masa oscila entre 10 y 20 veces la masa solar y puede extinguirse en menos de 10 millones de años, una evolución extraordinariamente rápida en términos astronómicos. Un grupo de astrónomos liderado por el investigador del IAC Garik Israelian han estudiado los espectros de varias hipergigantes obtenidos hace 3 décadas y los han comparado con los espectros obtenidos recientemente desde el Observatorio del Roque de los Muchachos. Como resultado detectaron cambios importantes en la temperatura y un fuerte incremento en la pérdida de masa de estas estrellas, fenómenos que, como indica André Maeder, experto en evolución estelar del Observatorio de Ginebra (Suiza), "resultan especialmente interesantes si tenemos en cuenta que corresponden a una transición evolutiva nunca observada hasta la fecha". El artículo con los resultados de esta investigación fue publicado en la revista The Astrophysical Journal el pasado 1 de octubre.

Garik Israelian (IAC)

Las hipergigantes son objetos raros de los que sólo se conocen 12 en nuestra galaxia. Existen indicios (como, por ejemplo, la sobreabundancia de sodio y nitrógeno en sus atmósferas con respecto al Sol) de que las hipergigantes son estrellas que han evolucionado desde la fase de supergigante roja a la de supergigante azul. Casi todas las hipergigantes observadas tienen temperaturas que oscilan entre los 4000 y 8000 K y son de 100.000 a un millón de veces más luminosas que el Sol.

La fase "prohibida"

Los cálculos de la evolución estelar predicen que la temperatura inicial de las estrellas masivas disminuye desde los 20.000-30.000 K hasta los 3.000 K sólo cuando al principio de su vida su masa es inferior a las 60 masas solares. Una vez alcanzan la fase en que la temperatura es de unos 3.000 o 4.000 K, las estrellas de masa superior o igual a 10 masas solares vuelven a mermar en tamaño y evolucionan hasta convertirse en supergigantes azules con temperaturas entre 12.000 y 30.000 K. Sin embargo, Böhm-Vitense indicó en 1958 que las estrellas con temperaturas en torno a los 9.000 K muestran inversiones de densidad, lo que podría indicar que su temperatura no puede superar los 8.000-9.000 K una vez han empezado a reducirse en tamaño.

Esto ha llevado a investigar el llamado "vacío evolutivo amarillo", la fase evolutiva en la vida de las estrellas masivas en la que sus temperaturas no pueden ser de entre 8.000 y 12.000 K ni su luminosidad puede ser de entre 100.000 y un millón de veces la del Sol. Es una fase "prohibida" sólo para estrellas masivas evolucionadas que ya han alcanzado temperaturas tan bajas como 3.000-4.000 K (y comienzan de nuevo a aumentarlas). Para las estrellas que cambian su temperatura de los altos valores iniciales hasta los 3.000-4.000 K no existe esa región "prohibida". En esa fase, las envolturas estelares son inestables, algo que se manifiesta de diversas formas. Por ejemplo, las atmósferas presentan gradientes de densidad negativos a determinada profundidad en el interior estelar, es decir, la densidad disminuye con la profundidad. Se supone que las estrellas, al acercarse a esa región "prohibida", pueden mostrar signos de inestabilidad, pero el proceso en sí de acercarse al vacío no ha sido aún estudiado. Es un campo sin explorar en el que la teoría no cuenta todavía con observaciones en las que apoyarse.

Realizar un seguimiento de las estrellas que se acercan al vacío contribuiría a conocer mejor la naturaleza de las inestabilidades, la hidrodinámica de las atmósferas inestables y a responder a la pregunta más importante de si estas estrellas pueden o no pasar el vacío. El vacío es una predicción teórica que no ha podido confirmarse observacio-nalmente. El programa observacional para realizar el seguimiento de varias hipergigantes (es decir, para observarlas con frecuencia, unas 10 veces al año) fue puesto en marcha hace 5 años por mí y mis colegas A. Lobel (Universidad de Harvard, EEUU), C. de Jager (Universidad de Utrecht, Países Bajos), M. Schmidt (Centro Nicolás Copérnico, Polonia) y F. Musaev (SAO, Rusia) y ha producido ya un buen número de resultados interesantes.

Se piensa que las hipergigantes galácticas V509 Cas, r Cas e IRC+10420 se están acercando actualmente al "vacío evolutivo amarillo" con 8.000 K, aunque ha habido períodos con 4.000 K. El brillo de IRC+10420 en luz visible aumentó 300 veces entre 1930 y 1970 y su temperatura efectiva ha aumentado en 1.000 K en los últimos 20 años. Desgraciadamente no existen observaciones espectroscópicas frecuentes de esta estrella. Otras hipergigantes que parecen tener temperatura y luminosidad similares son Var A, de la galaxia M33, y V382 Car, en nuestra galaxia. Otro objeto interesante, HD 33579, parece estar situado en el interior del vacío, evolucionando hacia temperaturas más bajas (lo cual ¡no está prohibido!).

Las observaciones anteriores realizadas desde tierra de V509 Cas y r Cas sólo se han hecho en el rango óptico y en el infrarrojo cercano (4.000-9.000 Å). Las primeras observaciones de estas dos hipergigantes en el ultravioleta cercano (3.000-3.500 Å) se realizaron en agosto de 1998 con el Espectrógrafo Echelle de Utrecht (UES) del Telescopio "William Herschel", del Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma). Con el espectrógrafo echelle SOFIN, del Telescopio NOT, también en aquel observatorio, se obtuvieron más espectros de alta resolución de estas estrellas en el rango de 3.500-11.000 Å en octubre el mismo año. Los espectros recogidos en los archivos de septiembre de 1969, julio de 1976 y agosto de 1978 fueron obtenidos en el Dominion Astronomical Observatory de Victoria (Canadá).

Un análisis espectral detallado de las observaciones nos permitió comunicar por primera vez (Israelian, Lobel, y Schmidt, ApJ, vol. 523, L145, 1999) el hallazgo de importantes cambios de la temperatura efectiva en los registros espectroscópicos de la hipergigante fría V509 Cas que no pueden explicarse por la variabilidad regular de la atmósfera de una estrella supergigante. El hallazgo se basa en una combinación única de espectros ópticos de alta resolución a lo largo de un período de 30 años. Así, V509 Cas resultó ser la primera estrella masiva fría evolucionada que presentaba los efectos de la evolución estelar según se deriva del estudio de 30 años de historia espectroscópica, en realidad sólo un instante en la vida de una estrella. La temperatura efectiva de V509 ha aumentado rápidamente en las tres últimas décadas, lo que coloca a la estrella al límite del vacío: ha pasado de unos 5.000 K en 1969 a unos 8.000 K en la actualidad.

Estudiar las fases finales de la evolución de estrellas con masas comprendidas entre las 10 y las 60 masas solares requiere datos específicos, como las pulsaciones atmosféricas y los mecanismos de pérdida de masa de las hipergigantes frías, pero ante todo precisa observaciones frecuentes, es decir, un programa de seguimiento. Evidentemente, las amplias variaciones de 3.000-4.000 K no son debidas a las pulsaciones, pero reflejan cambios evolutivos complejos debidos a la reconstrucción activa del interior estelar. Resulta significativo que un conjunto de estrellas cuya temperatura va en aumento se esté concentrando alrededor del lado del vacío de las bajas temperaturas (en torno a los 8.000 K) sin que aparezca ninguna en el interior del vacío. Esto conduce a la hipótesis de que al acercarnos al límite de esa área la estrella podría experimentar una muy elevada pérdida de masa y desarrollar una cubierta asociada a una reducción de la temperatura efectiva. Queda abierta la cuestión de con qué frecuencia (quizá sólo sea una vez) se produce este fenómeno antes de que la estrella pase a través del vacío. Es posible que el paso final de las estrellas más masivas a través del vacío no llegue a producirse nunca y que estas estrellas acaben su vida en una explosión de supernova.

No sabemos cómo evolucionará V509 Cas en los próximos años cuando se encuentre en el límite de la región "prohibida", pero podríamos barajar tres posibilidades:

1) La estrella podría volver al punto en que su temperatura era de 4.000-5.000 K. Para la teoría será un enorme desafío explicar tales variaciones en la temperatura en tan poco espacio de tiempo y cómo la estrella puede recuperar su estructura interna anterior. Sabemos que estos movimientos no son pulsaciones, ¿cómo explicarlos entonces?

2) La estrella puede pasar sin problemas esta región "prohibida", lo que significaría que sencillamente no conocemos la estructura de las envolturas de las estrellas hipergigantes. La teoría no es válida.

3) La estrella podría explotar como una supernova. No ha habido ninguna explosión de supernova en nuestra galaxia desde 1604, con lo que no sorprendería demasiado después de lo que sabemos tras la supernova 1987A, en la Gran Nube de Magallanes.

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