T.E.L: 4 min.
Varios métodos para estimar la edad estelar.
Este post forma parte de una pequeña serie de 4 en la cual contamos cómo hacen los astrónomos para saber ciertas características de las estrellas: distancia, tamaño, masa y edad. Estas cuatro variables no se pueden medir, pero se las puede inferir y calcular usando datos observacionales. Los astrónomos profesionales hacen eso con mucho celo y detalle. Aquí, nos conformamos con divulgar los métodos en forma sencilla.
Las estrellas brillan porque la gravedad comprime el hidrógeno de una nube molecular hasta que los átomos comienzan a fusionarse en helio. La fusión genera radiación que a su vez provoca una presión que contrarresta la gravedad. Así, la estrella logra un equilibrio que perdura hasta que se acaba el combustible, y entonces gana la gravedad y la estrella se encamina hacia su colapso, que dependerá de la masa inicial.
A esa fase de equilibrio se le dice "Secuencia principal". Antes de eso, las estrellas son proto-estrellas y al salir de la secuencia principal son objetos post-estelares, remanentes.
El concepto "zero-age main sequence (ZAMS)" implica la edad cero de la secuencia principal, el punto que la estrella empieza la fusión de hidrógeno. Si a eso lo pensamos como un "nacimiento", hay sin embargo una etapa previa, de "embrión". De modo que ya aquí hay un problema: la edad ¿se empieza a contar desde la formación embrionaria o desde el "nacimiento"? El concepto ZAMS supone que la edad empieza con el equilibrio. Sin embargo, en algunos casos, el tiempo entre la etapa embrionaria y la ZAMS puede ser significativo. Para las estrellas más masivas, el período previo es corto en relación al ciclo total. Pero en las estrellas menos masivas, el tiempo previo a la secuencia principal puede ser una cantidad significativa respecto de su ciclo.
A los astrónomos les interesa todo el proceso, desde la formación estelar hasta su colapso y remanente.
Edad en los cúmulos
En un cúmulo globular, cuando se estudia el conjunto de estrellas, se puede medir su magnitud y color (Diagramas Color-Magnitud) o, lo que es similar, su luminosidad y temperatura (Diagramas HR).
En un diagrama HR se puede visualizar las estrellas de secuencia principal y el punto de quiebre o giro (Turnoff point): a medida que el hidrógeno central de la estrella se agota, el núcleo comienza a contraerse debido a la gravedad y a la poca liberación de energía, la estrella se aparta de la secuencia principal, en el punto de turnoff, el hidrógeno central está agotado casi por completo.
Así, en las estrellas en cúmulos, los astrónomos pueden usar una técnica llamada Isochrone Fitting (Ajuste isócrono). Una isócrona es el conjunto de puntos correspondiente a modelos estelares de igual edad, pero distinta masa, en un diagrama HR. Iso=misma, crono= edad.
Nucleo Cosmo Chronometry: es un método para derivar la edad de estrellas individuales a partir del decaimiento de ciertos isótopos. Pero se aplica a estrellas con pocos elementos pesados, que no son muchas.
Girocronología: Los astrónomos notaron que las estrellas más jóvenes rotan más rápido que las más viejas, en los cúmulos. En 1972, Andrew Skumanich propuso una ecuación para calcular la edad a partir de la rotación: el valor promedio de la velocidad de rotación de varios cúmulos abiertos era inversamente proporcional a la raíz cuadrada de la edad del cúmulo. Sin embargo, hoy se sabe que muchas estrellas varían su rotación hasta cierto punto y luego la mantienen.
Seismología estelar: la variación en brillo es un indicador de lo que pasa debajo de la superficie estelar. Estas pulsaciones se pueden usar para calcular la edad estelar ya que permiten establecer la densidad de los elementos que componen al astro.
Límite de Litio: el límite de agotamiento de litio (lithium depletion boundary, LDB) es una técnica que permite una determinación de edad para asociaciones estelares. Se basa en la presencia o ausencia de litio en estrellas de baja masa. La abundancia del litio decrece con la edad y para las estrellas de baja masa, es rápido.
La edad del Sol: tiene 42 años, nació en Arequito, digo entre risas (mientras revoleo un poncho). Nuestra estrella tiene unos 4,5 mil millones de años. No se sabe por medir propiedades específicas de la estrella, sino por medir el decaimiento de elementos en material del sistema solar en un laboratorio, cuando llegan a la Tierra, producido de la misma nube molecular. Es algo que los astrónomos no pueden hacer con el resto de las estrellas.
QUIERO MI FÓRMULA
En los posts anteriores de esta serie dimos alguna fórmula para hacer un cálculo aproximado. Las que siguen son dos fórmulas que se pueden usar para determinar el tiempo de "vida" o ciclo estelar de equilibrio, en la secuencia principal. Como consecuencia, la mejor manera de obtener una "edad" con estas ecuaciones es a partir de datos de una estrella que sepamos que está por dejar la secuencia principal. Por ejemplo, Betelgeuse.
Las fórmulas son:
Fórmula 1
Fórmula 2
Estas dos fórmulas son equivalentes, una multiplica con un exponente negativo, la otra divide con un exponente positivo, pero difieren en el exponente, lo que puede arrojar diferencias apreciables.
Si sabemos la masa de Betelgeuse, digamos 16,5 Masas Solares (*), entonces según la fórmula 1:
el tiempo en secuencia principal (tms) de esta estrella será (16,5^-2,5)*10^10.
Según la fórmula 2: 10^10/16,5^3.
Dada la diferencia en los exponentes, el resultado variará entre 2 y 9 millones de años. Si usamos el exponente 2.5, obtendremos 9 millones, lo que coincide con los datos en la entrada de Wikipedia.
(*) En Wikipedia en inglés figura para Alfa Orionis una masa de 16,5 a 19 MS. En Wikipedia en español, 18-19 MS. Si rehacemos el cálculo con 18 MS, el resultado será algo más de 7x10^6 años.
Si hacemos esto con Alfa Centauri A, que es una estrella de secuencia principal, clase G, como nuestro Sol, dará por resultado algo similar a 10^11 o un poco más, ya que tiene un poco menos de masa que el Sol, pero esa no será la "edad", sino el tiempo teórico en secuencia principal. En estas dos fórmulas el tiempo en secuencia principal del Sol es 10 mil millones de años. Sin embargo, esa no es la "edad", ya que como dijimos antes, es de 42 años (¡Plop!). Lo que significa que va a seguir cantando hasta que las velas no ardan...
CONCLUSIÓN
No hay un único método para calcular la edad de las estrellas. Algunos métodos son mejores para estrellas viejas que para jóvenes. Otros requieren estudiar cúmulos y no astros solitarios.
El cálculo del tiempo teórico en secuencia principal, que es lo que hicimos con la ecuación, es solo una parte del tiempo de existencia del astro.
Los sistemas binarios son muy comunes y la posible interacción entre componentes hace las cosas más complejas.
La edad de las estrellas importa por varias razones. Aquí va una: de eso depende la edad de los planetas y su posterior desarrollo. Si en un exoplaneta hubiera algún signo de vida, ¿cuánto tiempo tendrá por delante para evolucionar? Dependerá de la edad de la estrella y su futura evolución.
De modo que la edad de las estrellas es difícil de determinar. Como diría Avril Lavigne, es... complicado.☉
Fuentes y enlaces relacionados
How do scientists calculate the age of a star?
The Ages of Stars
David R. Soderblom
Annual Review of Astronomy and Astrophysics 2010 48:1, 581-629
https://www.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev-astro-081309-130806
Zero Age Main Sequence
Why is the main sequence often called 'zero age' main sequence?
Calculo de Isocronas
Tesis de licenciatura UNLP de Facundo David Moyano
Director: Dr. Jorge Alejandro Panei
Girocronología: cuando el tiempo pasa rotando
Time Scales for Ca II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion
Lithium depletion boundary, stellar associations, and Gaia
F. J. Galindo-Guil, D. Barrado, H. Bouy, J. Olivares, A. Bayo, M. Morales-Calderón, N. Huélamo, L. M. Sarro, P. Rivière-Marichalar, H. Stoev, B. Montesinos, J. R. Stauffer
Main Sequence Lifetime (Fórmula 1)
Determining the Age, Distance & Relative Motion of Stars (Fórmula 2)
Cúmulo de estrellas NGC6405: N.A. SHARP, MARK HANNA, REU PROGRAM/NOIRLAB/NSF, AURA
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