Variación de brillo en las estrellas
12 Nov 2020Cuando logras apartarte de la contaminación lumínica, las estrellas que habitan el cielo son abrumadoras. Muchos, incontables puntos brillantes que ostentan tenues y centellantes colores se posicionan dispersas en el centro galáctico y a lo largo del disco de nuestra Vía Láctea. Luego de algunos días ya será posible reconocer estructuras y constelaciones (la gente dice que hasta escorpiones es posible ver). Hasta que de pronto un puntito particular del cielo cambia su brillo, aumentando o disminuyendo de forma dramática: ¿Qué ha pasado?
Sea lo que sea que haya pasado, la explicación menos probable siempre será que fue un alien, un OVNI o vida extraterrestre. Resulta que el universo esta lleno de luces extrañas que cambian su brillo a lo largo del tiempo, y lo más probable es que nos hayamos topado con una estrella variable, una fuente estelar que cambia su brillo superficial mientras el tiempo pasa. La verdad que son muy comunes, existen de muchos tipos y hoy explicaré cómo podemos llegar a saber tantas cosas sobre estos puntitos luminosos.
| Figura 1: Animación que muestra el evidente brillo variable de la candidata a estrella Nova Del2013 (PNVJ20233073+2046041). La imagen muestra dos fotos del mismo campo estelar, antes y después del misterioso episodio. |
Bolas de gas en equilibrio quemándose a millones de kilómetros de aquí
Una estrella es una gigantezca esfera de gas, la cual ha alcanzado las condiciones físicas necesarias para que en su centro se desencadenen una serie de reacciones nucleares a través de la fusión nuclear, las cuales liberan y transmiten energía hacia el exterior en forma de radiación electromagnética (luz y calor). Las estrellas poseen su característica forma esférica dado que existe un balance entre dos fuerzas fundamentales: Primero está la gravedad, la cual es generada por la masa de la estrella y actua atrayendo y comprimiendo el gas hacia el centro. Y luego está la presión provocada por el mismo gas, que al estar a una temperatura elevada se expande y genera presión sobre su entorno, como en un globo de aire caliente (asumiendo que han visto uno, personalmente yo no). Cuando una estrella cumple esta condición de equilibrio, se dice que está en equilibrio hidrostático y la estrella adoptará una forma esférica estable. Usando flechas de colores, la figura 2 muestra que la presión se genera del centro hacia afuera, y la gravedad desde la superficie hacia el centro. Ambas llegarán a un punto donde se contrarrestarán hasta alcanzar su LOGICA geometría.
| Figura 2: Esquema del balance de la presión con la gravedad. La gravedad tratará de comprimir todo el material hacia el centro del sistema, y la presión tratará de expandirlo, generando esta esfera de gas incandescente. |
La estrella del sistema solar
El Sol es nuestra estrella, y es la fuente de energía que sostiene la vida en la tierra. Es el objeto que contiene más masa y produce mayor cantidad de radiación en estas vecindades galácticas. Pero no es sólo por su luz que es reconocido, sino que también por su gravedad, haciendo que polvo, piedras y bolas de gas cercanas giren a su alrededor e interactuen entre ellas para la formación de diferentes estructuras, como planetas o asteroides.
La raza humana tempranamente entendió que el sol jugaba un papel principal en su día a día, siendo elevado a la categoría de dios en gran parte de las culturas originarias, llegando al punto de provocar pánico colectivo cuando su brillo disminuía sin previo aviso, como en un eclipse de luna. Que lata ser un maya y de repente pum, eclipse.
La observación prolongada de la posición relativa del sol en el cielo, y ver cómo afectaba a la naturaleza permitió distinguir las estaciones, y con ello a los cultivos selectivos, los pueblos sedentarios, las grandes ciudades y de un momento a otro la explosión demográfica. Pasando por toda clase de invenciones relevantes y avances científicos para desvanecer la incomodidad de no saber qué era lo que realmente pasaba en el cielo, buscando explicación a ese conjunto de fenómenos regulares que se apreciaban en el movimiento de los planetas, y qué tenían que ver todos esos otros puntos que no parecían para nada soles.
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| Video 1: Pumba le pregunta a Timón qué son las estrellas. Como Timón no sabe, pero le incomoda la ignorancia, decide inventar una historia antes que asumir la verdad. |
¿Todas las estrellas son como el sol? (spoilert alert: nope)
Toda la cultura y las aventuras de la humanidad están confinadas en nuestro sistema solar y aún así, siento ser yo el que te lo diga, pero el sol es una estrella promedio, una más del montón de estrellas del grupo de baja masa. Nuestra estrella tiene un radio de 697.000 [Km], a una distancia de 149.597.870.700 [metros] = 1,49$\times$10$^{8}$ [Km], y una masa de 1,99$\times$10$^{30}$ [Kg] (un uno seguido de 30 ceros), casi el 99,8% de la masa de todo nuestro sistema planetario, y aún así, es un cuerpo de baja masa D:
Esta afirmación es el resultado del gran número de estrellas que se han observado a lo largo de los años, tanto dentro de nuestra galaxia como en galaxias vecinas. Hemos comparado todas estas estrellas con el sol y nos hemos dado cuenta que en el universo hay estructuras casi inimaginablemente más grandes. Aún así, la humanidad valora al Sol, y lo usaremos como referencia. Has demostrado ser una estrella tranquila y calurosa, así que te usaremos como una regla cósmica y usaremos como unidad básica:
- la Masa Solar $M_{\odot} := 1,99\times10^{30}\ [Kg]$
- El Radio Solar $R_{\odot} := 697.000\ [Km]$
- la Luminosidad Solar $L_{\odot} := 3,82\times10^{26}\ [Watts]$
- La unidad astronómica $[UA]:= 1,49\times10^{8}\ [Km]$
Sabiendo esto, ahora podremos hablar de otras estrellas usando como referencia las proporciones del sol ${M_{\odot}, R_{\odot}, L_{\odot}}$.
Entonces, en esta búsqueda de estudiar y comparar estrellas, se han encontrado toda una gama de diferentes escenarios, y se han definido distintas formas de clasificación, siendo la más importante la clasificación por tipo espectral, donde las estrellas se arreglan en base a sus temperaturas superficiales (o efectivas), y se les asigna una clase de tipo espectral ('O', 'B', 'A', 'F', 'G', 'K', 'M'). Diferentes clases poseerán diferentes temperaturas efectivas, las cuales también tiene relación con el color superficial. Si se preguntan por qué se eligieron esas letras, es porque este tipo de clasificación estelar está basado en la llamada clasificación de Harvard.
La siguiente tabla compara las propiedades de estrellas clasificadas en distintas clases espectrales, usando como base las unidades solares:
| Clase | Temperatura | Color | Masa | Radio | Luminosidad bolométrica |
|---|---|---|---|---|---|
| O | ≥ 33.000 K | azul | ≥ 16 M☉ | ≥ 6,6 R☉ | ≥ 30.000 L☉ |
| B | 10.000–33.000 K | azul a blanco azulado | 2,1–16 M☉ | 1,8–6,6 R☉ | 25–30.000 L☉ |
| A | 7.500–10.000 K | blanco | 1,4–2,1M☉ | 1,4–1,8 R☉ | 5–25 L☉ |
| F | 6,000–7,500 K | blanco amarillento | 1,04–1,4 M☉ | 1,15–1,4 R☉ | 1,5–5 L☉ |
| G | 5.200–6,000 K | amarillo | 0,8–1,04 M☉ | 0,96–1,15 R☉ | 0,6–1,5 L☉ |
| K | 3.700–5.200 K | naranja | 0,45–0,8 M☉ | 0,7–0,96 R☉ | 0,08–0,6 L☉ |
| M | ≤ 3.700 K | rojo | ≤ 0,45 M☉ | ≤ 0,7 R☉ | ≤ 0,08 L☉ |
Además, a modo de comparación visual, la figura 3 muestra estrellas clasificadas en diferentes tipos espectrales. De forma visual es posible relacionar sus propiedades, como el tamaño, la masa y su color superficial, este último es muy importante para definir la temperatura superficial de la estrella, que se mide en Kelvins, por eso la letra [K] que la acompaña.
| Figura 3: Relación entre el color y el tamaño de estrellas de diferentes tipos espectrales. El sol pertenece al tipo G, o también llamada Enana Amarilla. |
¿Cuál sería el tipo espectral del sol? ¿Y dónde estaría posicionado aproximadamente en la figura 3?
Lo interesante de esta clasificación es que si construimos una representación visual (aka, un gráfico) donde ordenamos las estrellas con respecto a su color (de azules a rojas) y luminosidad (más brillantes a menos brillantes), podemos ver que existe una coherencia, la cual nos habla del estado evolutivo de estas estrellas. El siguiente video toma un campo estelar muestra este orden de una manera magistral:
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| Video 2: Un campo estelar muestra muchas estrellas aparentemente no relacionadas entre si, pero cuando las estrellas se ordenan, primero por color y luego por lo brillante, nos damos de cara con el diagrama HR. |
El diagrama antes mostrado, se conoce popularmente como el Diagrama de Hertzsprung-Russell o diagrama HR para no gastar tanto lápiz. Hay diferentes versiones del diagrama HR, pero todos apuntan a la caracterización del estado evolutivo de las estrellas en estudio. Dependiendo de las características de las estrellas (principalmente la masa), éstas recorrerán diferentes lugares del diagrama HR.
La figura 4 es muestra un diagrama HR, el cual ilustra en qué posición del diagrama se localizan estrellas con diferentes colores, luminosidades, masas, tipo espectral, y también se estima el tiempo aproximado de vida que poseen cada uno de esos puntitos luminosos. Es posible ver que la mayor parte de las estrellas están distribuidas a lo largo de la llamada Secuencia principal. Esta secuencia se caracteriza por contener estrellas que, en ese momento de sus vidas, están fusionando hidrógeno (el elemento más abundante en las estrellas) para convertirlo en Helio a través de la fusión nuclear, particularmente usando la cadena protón-protón. Justamente aquí, en esta secuencia es donde vive nuestro Sol, por lo que se puede deducir que hay muchas, muchísimias estrellas similares a nuestra querida bola nuclear.
| Figura 4: Diagrama Hertzsprung-Russell comparando los parámetros físicos de estrellas. Las estrellas han sido ordenadas en Temperatura en el eje horizonral, y por su brillo en el eje vertical. |
Las estrellas cambian a través del tiempo
Conforme pasa el tiempo, las estrellas van evolucionando y moviéndose por el diagrama HR. Esto implica que sufrirán diferentes procesos físicos que provocarán cambios en sus propiedades (cambios de temperatura, tamaño, luminosidad, pérdida de masa, etc) mientras se aproxima su muerte. Cuando una estrella particular sufre estos cambios, es donde se puede romper la condición de equilibrio hidrostático, haciendo que las estrellas puedan hacer visibles sus inestabilidades a través del cámbio de su brillo. Una de las grandes misiones de la astronomía del siglo XXI es caracterizar los cambios de brillo que pueden sufrir mientras las estrellas se mueven por el diagrama HR, para así poder entender qué le pasa.
Supongamos que cada uno tiene a disposición un telescopio para explorar el cielo. Si en vez de observar directamente con él, montamos una cámara fotográfica, podríamos tomar susesivas fotos a lo largo del cielo y unirlas para construir un mapa nocturno, o también se podrían tomar muchas fotos de una misma región celeste y ver cómo las fuentes luminosas se comportan a través del tiempo. Al comparar esas imágenes, es posible que veamos fuentes que cambien su luminosidad, de manera regular, irregular o que sencillamente que aparezcan y desaparezcan.
A modo de ejemplo, en la figura 5 se muestra un campo estelar que ha sido observado en 4 oportunidades diferentes. Dentro del círculo rojo se señala una estrella que cambia su brillo.
| Figura 5: Ejemplo de un mismo campo estelar observado en diferentes fechas (épocas). En el círculo rojo del centro se muestra una fuente que cambia su brillo a lo largo del tiempo. Las imágenes fueron tomadas con el telescopio VISTA, ubicado en Paranal. Archivo personal (siempre quise escribir esto). |
¿Qué le pasa a esta estrella? Imposible saberlo sin información adicional. Pero partamos simplificando el problema con una pregunta fundamental: ¿Es normal que la luminosidad de las fuentes astronómicas cambie a lo largo del tiempo? Para tener una pista, podemos examinar nuestra estrella más cercana, y ver si sufre de algún tipo de cambio de luminosidad, que no sea provocado por un eclipse.
De nuevo el sol: ¿una estrella variable?
El sol no es una bola de gas tan estable como nosotros la percibimos. Está muy bien documentado que en la superficie del sol aparecen manchas oscuras o manchas solares con regularidad, que obecede el llamado ciclo solar. Este ciclo se caracteriza por tener una duración de alrededor de 11 años, donde las manchas solares aparecen progresivamente, alcanzando un número máximo en la superficie y luego desaparecen, comenzando nuevamente el ciclo. Esta aparición/desaparición de manchas está asociado a la variación del campo magnético de nuestra estrella.
Contraintuitivamente, se conoce que el máximo de brillo del sol aparece cuando el número de manchas es máximo. Y es mínimo cuando desaparecen casi por completo. Esa variación de intensidad, medida en energía emitida por superficie ([Watts/metro cuadrado]) sin embargo, es de tan sólo un 0.1% (1365,5-1367 $[W / m^2]$, en relación a la constante solar $K=1366\ [W / m^2]$) por lo que la variación producida por las manchas es casi despreciable. La figura 6 muestra la evolución de la superficie de nuestro sol a lo largo de 11 años.
| Figura 6: El ciclo solar muestra la evolución de las manchas solares a lo largo de los años. |
Además, nuestra querida bola de gas incandescente es la protagonista de diferentes eventos eruptivos y explosiones que emanan grandes cantidades de materia al espacio circundante. Gran parte de estos eventos suceden en las regiones activas asociadas a manchas solares, donde emergen intensos campos magnéticos de la superficie del Sol, eyectando masa coronal. Estas fulguraciones solares tiene una escala de tiempo muy cortas (astronómicamente hablando) de tan solo minutos. En el siguiente video, es posible ver un evento eruptivo en nuestro sol.
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| Video 3: Un timelapse del sol muestra la magnitud que éstas repentinas erupciones pueden tener. |
Las escala de distancias y la detección de la variabilidad
Todas esas manchas solares sólo modificaron la luminosidad del sol en un 0.1%. Y la mala noticia es que este mísero porcentaje sólo es detectable porque nosotros estamos cerca del sol. Recordemos que nosotros sólo a 149.597.870.700 metros = 1,49$\times$10$^{8}$Kilometros = 1 UA. Alfa Centauri, el sistema estelar más cercano, está sólo a unos pasos más allá, a 276.363,5 [UA], y así las distancias van aumentando exponencialmente hasta convertirse en números astronómicos. Ni siquiera es conveniente hablar ya de estas distancias en [UA], para eso se usa los años luz (lys) y el parsec (pc).
Aquí debemos hacer una pausa y pensar qué implica estar lejos de las fuentes. Destaco dos ideas principales:
La variabilidad de una fuente puede deberse a un proceso físico que ocurre en la fuente. ¿Verdad? Algo pasó dentro del sol, y gatilló esos poderosos campos magnéticos. Esta fue la causa del cambio de su brillo.
Por el hecho de estar muy lejos de las fuentes, es muy difícil poder medir con exactitud todos los procesos físicos involucrados.
Consideremos una Galaxia, como por ejemplo las galáxias de los ratones, las cuales se encuentran a una respetable distancia de 89 Megaparsecs $= 2,746\times10^{21} [Km]$ $= 1,83\times10^{13} [UA]$. A esa distancia, nos perderemos gran parte de los procesos estelares, sólo por mencionar algo.
Considerando todos estos aspectos, nuestra premisa será que todas las fuentes estelares son variables, pero si observamos lo suficiente. Es decir, si contamos con equipamiento con resolución y el tiempo necesario para registrar dicha fuente, se podrá caracterizar algún tipo de variación de luminosidad, dejándonos así inferir resultados a partir de dicha medición.
Ya bueno: ¿y cuántas fuentes luminosas variables existen?
A lo largo de la historia, muchos astrónomos, astrónomas e instituciones han observado toda clase de estrellas variables catalogado demasiados tipos como para ser nombrados aquí. Hay unas, por ejemplo, que se llaman estrellas RR Lyrae, las cuales sufren variaciones de brillo extremadamente regulares, y se estima que son estrellas relativamente viejas (). La siguiente imagen muestra cuántas de ellas conviven y centellean en un cúmulo globular.
| Figura 7: Estrellas variables tipo RR Lyrae pulsando y cambiando su brillo mientras viven tranquilamente en el cúmulo globular Messier 3. Linda imagen tomada del blog sky&telescope |
Cada sub-tipo de estrella variable es un potencial tema de estudio, y donde el dilucidar sus misterios, el mecanismo por el cual sufre estas variaciones y el momento evolutivo que se encuentra son preguntas que aún se discuten y esperamos que pronto se resuelvan dada la ola de datos que se están observando y que se obtendrán con la apertura de la nueva generación de telescopios, como el GMT (Observatorio Las Campanas, región de Atacama) y el ELT (Observatorio Paranal, region de Antofagasta).
Así que mejor consultaremos el arbol de la variabilidad y toda su complejidad :D, de aquí en adelante, usaré árbol para ir hablando de diferentes fuentes que cambian su brillo.
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| Figura 8: Árbol de la variabilidad", el cual fue sacado de L. Eyer & N. Mowlavi. |
¡Gracias por visitar, y hasta entonces!