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31/12/06 - DJ:

Bi-estabilidad en estrellas masivas


En realidad no es que las estrellas puedan decidir su destino, pero sí logran muchas características propias según su masa, temperatura, y otras cuestiones. La Dra. Paula Benaglia es astrónoma y, junto a colegas de varias partes del mundo, avanzó en la observación en ondas de radio, de un fenómeno hasta ahora sólo predicho por la teoría: algunas estrellas pierden mucha masa y otras lo hacen en forma "normal" según pautas astronómicas.
Por Alejandra Sofía del Observatorio Nacional de La Plata

Vemos las estrellas hasta quedar extasiados, a veces las luces de las ciudades nos dejan medio huérfanos de ellas, pero igualmente elevamos la mirada para "prendernos" de su titilar. Los astrónomos también las observan y aunque lo hagan de esta misma forma, le suman observaciones hasta límites que cuesta comprender. Son estudios detallados, análisis de comportamientos
de sus brillos, cuán calientes son, qué sucede con los vientos a su alrededor, los intercambios de material con estrellas compañeras...Y entre tanto detalle, un grupo de astrónomos teóricos y observacionales está develando un efecto llamado bi-estabilidad.
Paula Benaglia presentó un trabajo sobre ese tema en la Reunión de estrellas masivas, realizada a mediados de diciembre.

Imágenes en:
http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/~extension/197/

-Paula ¿qué es esto de la bi-estabilidad, núcleo de tu charla en la última reunión sobre estrellas masivas?

En este último año estuve trabajando con un grupo de gente de distintos lugares, principalmente con un astrónomo holandés (actualmente trabajando en Irlanda) y otros de España, Australia, e Inglaterra. Presenté un trabajo oral hecho con ellos en el cual tratamos, a partir de observaciones en ondas de radio, probar un efecto que Jorick Vink, astrónomo holandés, trabajando junto con coterráneos, había predicho en la teoría.
Se trata de un efecto llamado en realidad "salto de bi-estabilidad en la tasa de pérdida de masa", que aparece en las estrellas masivas O y B (estrellas muy calientes). Cuando uno selecciona estrellas cada vez con menor temperatura superficial, alrededor de los 21000 Kelvin, la velocidad a la que pierden masa estas estrellas (o tasa de pérdida de masa) sufre un
incremento en lugar de continuar disminuyendo, como sucede en estrellas muy calientes o calientes. Las estrellas pueden estar de un lado o del otro de este efecto, pueden tener una pérdida de masa normal o incrementada. Se comportan de una manera pero no de las dos formas a la vez.

-¿De qué depende esta velocidad mayor o menor de pérdida de su masa?

De muchas cosas, como la velocidad del viento estelar, la temperatura, la composición química, el estado de ionización del gas que forma los vientos, la densidad. Pero más que nada, de la temperatura del viento y, de acuerdo con la teoría, lo que parece determinar esa pérdida es la cantidad de hierro en estado ionizado presente en el viento de la estrella.

-Estas estrellas pierden más masa de lo esperado

El Sol pierde masa a una velocidad que es equivalente a 1 masa solar cada 100 billones de años: su tasa de pérdida de masa es de 10 elevado a la (-14) masas solares por año. En las estrellas que estudiamos, la velocidad de pérdida es de unos 9 órdenes de magnitud mayor: el equivalente a 1 masa solar cada 100 mil años (10 elevado a la -5 masas solares por año). Estas estrellas viven unos pocos millones de años, y tienen masas entre 10 y 80 masas solares. Pueden perder hasta del orden de la mitad de su masa por la acción de sus vientos, antes de explotar como supernovas.


-¿Dónde hicieron las observaciones en radio?

Había trabajos importantes de observaciones en radioondas hacia estas estrellas, consistentes en la detección de las mismas, medida de la intensidad de la emisión y estudios de la variación de esta intensidad con la frecuencia de observación.

Sin embargo, los estudios fueron hechos por diferentes grupos, y cada grupo usó juegos de parámetros estelares distintos para derivar variables como la tasa de pérdida de masa. Esto hacía que los resultados finales no pudieran ser comparables entre sí.
Nuestro trabajo consistió, por un lado, en llevar a cabo observaciones nuevas hacia 12 estrellas. A esto le sumamos la recopilación de las observaciones previas de 18 objetos, y tratamos a la muestra completa de manera homogénea, adoptando para las estrellas de la misma, un juego de parámetros estelares uniforme.
De esta forma re-calculamos todas las tasas de pérdida de masa.
Las nuevas observaciones fueron realizadas utilizando dos interferómetros: Uno en Australia y otro en Estados Unidos. A partir de la intensidad medida en radiofrecuencias pudimos determinar el valor promedio de pérdida de masa, cuán rápido -en términos de años- pierden masa estas estrellas. La emisión en radio de estos vientos estelares es muy débil y de poca extensión (menor a segundos de arco), por lo que para detectarlos se deben utilizar instrumentos muy sensibles y de gran aumento.

Las estrellas elegidas son de nuestra galaxia: sólo pueden detectarse radioestrellas hasta unos pocos kiloparsecs. Básicamente, hay tres formas de calcular la tasa de pérdida de masa: en
base a datos ópticos, en ultravioleta y en radio. Observamos en radio la cantidad de flujo, una medida de la energía que recibimos de la luminosidad de la estrella. Es interesante comparar los valores de pérdida de masa obtenidos por los tres métodos: cuando se observa en radioondas uno obtiene información de lo que le pasa al viento estelar en la parte más externa. En el óptico, se logran datos de su parte más interna, que se puede comportar diferente a la externa. En el ultravioleta, la información que llega proviene de todo el viento de la estrella. De este modo, los métodos sirven para "muestrear" las distintas partes del viento, y de la comparación de los resultados puede deducirse el estado de homogeneidad del viento.

El método de radioondas para derivar la tasa de pérdida de masa estelar es considerado como el más preciso, pues es el que menos suposiciones (o modelaje de los parámetros físicos del viento) involucra en los cálculos.

¿Conclusión?

Por un lado, en las estrellas observadas en radio encontramos que la evidencia hasta ahora no es conclusiva respecto a si existe este tipo de efectos, pero sí hay indicios. Alrededor de las temperaturas de este "salto" de bi-estabilidad teníamos 4 estrellas de las cuales 2 mostraron
comportamiento normal. En las otras dos, la tasa de pérdida de masa "saltó" a valores hasta 3 veces mayores. Las otras 26 estrellas de la muestra están a ambos lados del salto.
Tenemos que seguir observando nuevas estrellas en radio porque ya no hay más ejemplos. Es difícil detectarlas, por su baja luminosidad en radio, así que deberemos armarnos de paciencia y observar más tiempo cada objeto. Nuestro trabajo tuvo buena repercusión en la comunidad astronómica; sabemos que son pocos ejemplos, pero el efecto predicho por la teoría no está en contradicción con nuestros resultados.


-Las observaciones continúan

Tenemos que pedir turno de observación en el radio telescopio "Very Large Array (VLA)" ubicado en Socorro, Estados Unidos, antes del 1 de febrero; son 27 antenas -las que aparecen en la película "Contacto"- y además ya hemos observado y lo seguiremos haciendo con instrumentos en Australia.
Allí utilizamos "Australia Telescope Compact Array" (ATCA), compuesto por seis radiotelescopios funcionando como un conjunto y ubicado en el observatorio Paul Wild en Narrabri, New South Wales. Los australianos también tienen el radio telescopio "Parkes" de 64 metros de diámetro y un sistema de interferómetro de larga base, a lo largo de toda Australia, formado por el ATCA y siete antenas más. El "VLA" cubre el cielo norte y parte del sur, y el "ATCA" el cielo sur.

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Paula Benaglia comenzó investigando sobre material interestelar (tema de su tesis), fue a trabajar al VLA durante un año, a recolectar datos. Luego se focalizó en burbujas interestelares. Desde 1998 surgió el trabajo en estrellas masivas, tema al que le dedica la mayor parte de su tiempo científico. "Me contacté con una colega alemana (Baerbel Koribalski), que vive en Australia, y empezamos observar estrellas masivas, solemos turnarnos. Además intercambiamos información y hacemos trabajos con Gustavo (Romero) cuando queremos relacionar la emisión en radio con emisión en altas energías. Porque los vientos de esas estrellas, a veces, pueden acelerar partículas hasta energías relativistas, o sea cercanas a la velocidad de la luz".
La Dra. Benaglia integra el Grupo GARRA y además es profesora de la Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas de la UNLP. Dentro de los proyectos en colaboración figura uno con el grupo de la Dra. Virpi Niemela (liderado por Virpi misma) en el que se trata de descubrir compañeras binarias masivas de estrellas OB que presenten emisión en radio no-térmica (típica de regiones de vientos en colisión).

Más información en : http://www.iar.unlp.edu.ar/garra/garra-pb.html

Imágenes en:
http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/~extension/197/
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Datos relacionados, en wikipedia:
Estrella de Wolf-Rayet

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