El gran vacío amarillo…

… y la pérdida de masa de la estrella hipergigante amarilla IRC+10420

Estrella hipergigante amarilla IRC+10420, rodeada del material eyectado. Crédito: Roberta M Humphreys.

¿Por qué hay una zona del diagrama de Hertzprung-Russell aparentemente vacía? ¿Y por qué se llama “vacío amarillo”? Y, ya puestos… ¿qué es el diagrama Hertzprung-Russell o H-R?

En primer lugar, bienvenidos a un reportaje que va a ser totalmente amarillo (que no amarillista, eso se lo dejamos a IRC+10216).

Voy a dar por hecho que no tienen ustedes ni idea de astronomía. (Si ya saben lo que es el diagrama H-R pueden pasar al siguiente epígrafe: “La zona del vacío amarillo”).

El diagrama de Hertzsprung-Russell (sí, ya sé que lo pueden buscar en Wikipedia, pero se lo voy a explicar de todas formas) es una manera de ilustrar visualmente un conjunto de datos relacionados con estrellas, de manera que podamos entender su distribución según determinados parámetros. Hay muchos tipos de diagramas, pero el que inventaron Hertzprung y Russell, de manera independiente, nos hace ver la distribución de las estrellas según su brillo y su temperatura. Es como si cogiéramos todas las estrellas de la Vía Láctea –imaginen un montón de canicas de colores- y las pusiéramos en una caja distribuidas según esos parámetros. Las veríamos clasificadas en una sola imagen, dándonos una idea de cuántas hay de cada clase.

Bueno, pues se supone que en una parte de esa cajita debería haber algo amarillo… y no lo hay.

La zona del “vacío amarillo”

En el diagrama H-R hay dos regiones que tiene muy pocas estrellas: la “laguna de Hertzsprung” y el “Vacío amarillo” (Yellow Void en inglés). En la primera, se cree que el problema es que aún no se han observado estrellas en esa fase debido a que es una etapa rápida en la vida de una estrella de tipo solar; en el caso del vacío amarillo, se cree que debería haber hipergigantes amarillas, pero no hay ninguna.

Las estrellas hipergigantes amarillas son un tipo de estrellas masivas evolucionadas que presentan masas iniciales extremas y luminosidades muy altas [1]. De hecho, se supone que acabarán explotando como supernovas tras atravesar varias fases en las que pierden gran cantidad de masa.

El caso es que estas estrellas son muy inestables. Cuando, por la evolución de sus características (concretamente, por los cambios de su temperatura efectiva), están a punto de entrar en la zona de “vacío amarillo” del diagrama, “rebotan” y vuelven hacia atrás, a una zona en la que aparecen como rojas… ¡Pero bueno! ¿Qué les pasa a las hipergigantes amarillas? ¿Por qué no dan el paso hacia esa zona vacía (con la de espacio que hay…)?

El vacío amarillo. Ilustración de la estrella hipergigante HR 8752 atravesando el vacío amarillo. El diagrama muestra la temperatura de la superficie de la estrella observada en los últimos 100 años. Aumentó de ~5000 a ~8000 grados entre 1985 y 2005, mientras que el radio disminuyó de 750 a 400 veces el radio del Sol. Crédito: A. Lobel ROB.

IRC+10420

Hay dos tipos de estrella hipergigantes amarillas. Las primeras son estrellas que están empezando a envejecer tras haber terminado su secuencia principal, pasando a la fase de supergigante roja (es decir, aún no tienen una envoltura creada por la materia que sueltan al entorno al empezar a “morir”).

Pero nuestras hipergigantes amarillas son del segundo tipo, estrellas evolucionadas con envoltura y gran pérdida de masa que pasan de la fase de supergigante amarilla a la fase de estrella WR (Wolf-Rayet). Después, pasarán a etapa de estrella variable luminosa azul, luego a estrella WR pobre en hidrógeno y, finalmente, estallarán como supernovas (para verlo con mucha claridad, ir a “Evolución estelar” de @molasaber).

Una estrella hipergigante amarilla prototípica es IRC+10420 (situada en la constelación del Águila) que ya ha pasado la fase de supergigante roja (en la que pueden llegar a perder hasta la mitad de su masa inicial), y ha evolucionado hacia temperaturas más altas del diagrama H-R [2].

La etapa de vacío amarillo se traduce en unos episodios de eyección de masa que se presenta en forma de estallidos. Como resultado, la estrella queda rodeada de polvo, por lo que, tal vez, lo que está pasando es que no podemos medir uno de los parámetros del diagrama H-R correctamente porque la temperatura efectiva de la estrella, es decir, la temperatura de su superficie detectable… ¡no se puede detectar!

Nuestra hipergigante amarilla se ha camuflado tras el polvo, de manera que la vemos como una estrella rojiza. Pero la temperatura efectiva real continúa aumentando y alrededor de las estrellas hipergigantes amarillas se forma una pseudofotosfera que las mantiene en los límites de baja temperatura del vacío amarillo en el diagrama HR. A medida que el material expulsado se diluye en la zona exterior, deducimos que al final aparecerán justo más allá del límite de alta temperatura del vacío amarillo. ¡Por eso parece que rebota dentro del diagrama!

Por lo tanto, la evolución de las hipergigantes amarillas permanece oculta hasta que se convierten en lo que se ha denominado estrellas slash [3] (rebautizadas por una servidora como estrellas viejóvenes) y entran finalmente en la fase de Wolf-Rayet.

La rica química de esta estrella hipergigante amarilla

Hay algo importante que debemos tener en cuenta: estas estrellas están envejeciendo, están perdiendo masa a un ritmo bestial, están eyectando materia al medio a una velocidad increíble… [4]. Y toda esa materia es la que retroalimenta el medio interestelar. Aquí llegamos al meollo del asunto: lo que nos interesa es saber más sobre las propiedades químicas de la materia circunestelar eyectada por las estrellas evolucionadas más masivas. Estudiar su comportamiento nos ayuda a conocer mejor los procesos que se dan antes de las explosiones de supernova y determinar en qué momentos se forman las diferentes especies de moléculas.

Utilizando el telescopio IRAM30m, un equipo de astrónomos, con Quintana-Lacaci a la cabeza (ICMM-CSIC), hizo un sondeo de IRC+10420 confirmando que la química de este objeto es especialmente rica: se detectaron 22 especies moleculares en la envoltura circunestelar de este objeto [5].

Pese a que se predice que las eyecciones de masa son enormes en estos objetos, sólo tres hipergigantes amarillas, IRC+10420 y AFGL 2343, y recientemente IRAS 17163-3907, han mostrado emisión molecular.

La expulsión de este material podría explicarse de una manera similar al de las eyecciones que tienen lugar en las estrellas de baja masa AGB, la contraparte pequeña de las estrellas masivas, que envejecen también eyectando materia pero que no acaban estallando como supernovas. En este caso, la eyección de masa es impulsada por la presión de radiación en los granos de polvo.

Pero es que, además, las eyecciones anteriores a la fase de hipergigante amarilla… ya no forman parte de la envoltura que las rodea. Para Quintana-Lacaci “Todo el material molecular observado actualmente debió ser expulsado solo durante la fase de hipergigante amarilla. Cualquier gas expulsado durante la fase anterior de estrella gigante roja se habría diluido rápidamente en el medio interestelar y habría sido fotodisociado por el campo de radiación ultravioleta del medio interestelar”.

Lo que viene a decir que es posible que no haya estrellas en el “vacío amarillo” del diagrama porque se esconden tras el polvo que han eyectado recientemente, mientras que el que eyectaron en episodios anteriores, ya ha pasado a formar parte de ese medio interestelar compuesto en un 1% por granos de polvo y en el restante 99% por gas.

He aquí que tenemos una posible respuesta a ese vacío amarillo. Por el camino, parece que hemos aprendido cosas sobre unas estrellas inmensas a las que les gusta jugar al escondite, ocultándose tras capas de polvo y dejando un “vacío” en nuestro conocimiento. Un vacío que nos empeñamos en rellenar.

Seguiremos informando. 😉

Notas:

[1] Esta en particular tiene una luminosidad de L ~ 5 × 105L⊙ y una masa inicial estimada de Minit ~ 50M⊙.

[2] En particular, el tipo espectral de IRC+10420 ha cambiado de F8Ia (con una temperatura efectiva de 6300K) a A5Ia (8300K) en tan solo 20 años.

[3] Las estrellas Slash son estrellas masivas y calientes que tienen características típicas tanto de estrellas viejas (en este caso, Wolf-Rayet) como de estrellas jóvenes (de tipo O). Slash es barra oblicua en inglés, y viene del símbolo “/” que se usa para separar las características de estrella joven de las características de estrella vieja (como pasa, por ejemplo, en las estrellas Ofpe/WN9). Es decir, son estrellas viejóvenes.

[4] En particular, para la hipergigante amarilla IRC+10420, detectaron una envoltura circunestelar independiente con una extensión de 5×1017cm expandiéndose a velocidades de ~37 km/s. Los responsables de la formación de esta envoltura circunestelar son dos episodios de fuerte eyección de masa, que se produjeron en un lapso de 1.200 años y alcanzaron una tasa de pérdida de masa de 3 ×10−4M⊙ yr−1.

[5] El equipo ha hecho un sondeo de IRC+10420 en longitudes de onda de 1 y 3 mm, identificando 106 líneas de emisión molecular de 22 especies moleculares: CO, 13CO, CN, H13CN, HCN, SiO, 29SiO, SO, SiS, HCO+, CN, HNC, HN13C y CS.

Más información:

Artículo científico “A λ 3 mm and 1 mm line survey toward the yellow hypergiant IRC +10420: N-rich chemistry and IR flux variations”, por G. Quintana-Lacaci (Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid, ICMM-CSIC); M. Agúndez (ICMM-CSIC); J. Cernicharo (ICMM-CSIC); V. Bujarrabal (Observatorio Astronómico Nacional, OAN-IGN); C. Sánchez Contreras (Centro de Astrobiología, CAB/INTA-CSIC);, A. Castro-Carrizo (Instituto de Radioastronomía Milimétrica, IRAM Francia); y J. Alcolea (OAN-IGN).

PIES DE IMAGEN Y ENLACES

IRC+10420. Estrella hipergigante amarilla IRC+10420, rodeada del material eyectado. Crédito: Roberta M Humphreys.

El vacío amarillo. Ilustración de la estrella hipergigante HR 8752 atravesando el vacío amarillo. El diagrama muestra la temperatura de la superficie de la estrella observada en los últimos 100 años. Aumentó de ~5000 a ~8000 grados entre 1985 y 2005, mientras que el radio disminuyó de 750 a 400 veces el radio del Sol. Crédito: A. Lobel ROB.


1 Comentario

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CristianCristian

Me ha parecido muy curioso el tema que has propuesto y me encanta cómo está redactado. Puesto que seguirás informando, esperaré con ansia la siguiente entrega. Un saludo.

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