Científicos brasileños avanzan en la comprensión de la física de las grandes explosiones estelares

Estos fenómenos provocan la liberación de enormes cantidades de energía y, de ocurrir en el Sol, podrían tener un fuerte impacto sobre la Tierra. Al estudiar dos estrellas del tipo espectral K, los investigadores arribaron a la conclusión de que las erupciones de este porte se deben a la complejidad magnética de los astros

Por José Tadeu Arantes  |  Agência FAPESP – La relación entre las manchas solares y las erupciones solares ha sido bastante investigada en los estudios sobre el Sol. Incluso porque esas erupciones asociadas a las eyecciones de masa coronal, en las cuales se liberan grandes cantidades de energía, impactan directamente sobre nuestro planeta y causan una mayor cantidad de auroras boreales, interrupciones en las comunicaciones de radio, un incremento del efecto de centelleo en las señales de GPS, y una mengua de las velocidades y una baja en las altitudes de los satélites artificiales (lea más en: agencia.fapesp.br/41402/). 

Para entender la física inherente a estos eventos estelares, una nueva investigación se enfocó un fenómeno más intenso aún denominado supererupción (superflare, en inglés), con una energía de 1.000 a 10.000 veces mayor que las mayores erupciones que se observan en el Sol. Y en ella se buscaron este tipo de eventos en dos estrellas tipo K: Kepler-411 y Kepler-210. Para asombro de los investigadores, se descubrió que más allá de que esas estrellas son similares en todos los aspectos, desde sus masas hasta sus períodos de rotación y sus sistemas planetarios, y de que ambas exhiben alrededor de 100 manchas, la primera produjo 65 supererupciones, mientras que la segunda no produjo ninguna. Un artículo en el que se alude a esto salió publicado en el periódico científico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters.

“El área de las manchas estelares parece no ser la principal responsable del desencadenamiento de las supererupciones. Es posible que haya que buscarle la explicación en la complejidad magnética de las regiones activas”, dice Alexandre Araújo, docente en el Centro Integrado de Jóvenes y Adultos (Cieja – Campo Limpo) de la Municipalidad de São Paulo (Brasil), posdoctorando en la Escuela de Ingeniería de la Universidade Presbiteriana Mackenzie y primer autor del artículo.

Con el apoyo de la FAPESP, el estudio estuvo a cargo de él y de su directora de tesis doctoral y actual supervisora de posdoctorado, Adriana Valio, investigadora del Centro de Radioastronomía y Astrofísica Mackenzie (CRAAM), de la referida universidad.

Las manchas de ambas las estrellas se caracterizaron aplicando la técnica de mapeo por tránsito planetario, que suministra la intensidad, la temperatura, la posición (latitud y longitud) y el radio. “De acuerdo con el conocimiento que se tenía de la literatura, las estrellas con manchas mayores tendrían más chances de producir superflares, pero no fue esto lo que observamos. Las manchas estelares de Kepler-411 son mucho menores que las de la Kepler-210. Teóricamente, esta última sería la que debería tener supererupciones, pero no es eso lo que sucede. Nuestra explicación para la inexistencia de superflares en Kepler-210, aun con las grandes manchas existentes en su superficie, reside en la complejidad magnética, en la evolución y en el tiempo de vida de esas manchas”, afirma Araújo.

Aparte de apuntar al avance del conocimiento de las actividades estelares, este estudio contó con una motivación extra. A partir del descubrimiento de las primeras supererupciones en estrellas del tipo solar, la comunidad científica empezó a observar con atención tales fenómenos, fundamentalmente para investigar cuáles serían las posibilidades de que se produjese en el Sol una explosión de esas proporciones. Si las erupciones de mucho menor intensidad impactan tan fuertemente sobre nuestra sociedad tecnológica, ¿qué cabría esperar de fenómenos energéticos de tamaña magnitud?

“Seguramente los planetas que orbitan estrellas con una frecuencia de superflares pueden llegar a perder su atmósfera y por ello pueden no desarrollar la vida, al menos no la vida tal como la conocemos”, responde Araújo.

La estructura de las estrellas de tipo solar

Para entender todo esto, se hace necesario abrir un vasto paréntesis y recapitular algunos conocimientos básicos sobre la estructura de las estrellas, obtenidos fundamentalmente con base en los estudios sobre el Sol. A efectos didácticos, esa estructura se encuentra dividida en capas.

“El núcleo es la fuente principal de la energía de las estrellas. En el Sol, esa región es una esfera cuyo radio corresponde a la quinta parte del radio solar, pero con una densidad extremadamente alta. En él, la conversión de hidrógeno en helio mediante reacciones termonucleares produce una temperatura del orden de los 13,6 millones de kélvines (K)”, informa Valio.

Alrededor del núcleo se encuentra la zona radiactiva, en donde se transporta la energía a través de los fotones en todas las direcciones. Como es sabido, los fotones son las partículas asociadas a la radiación electromagnética. Y su velocidad de propagación en el vacío es la mayor del universo material. Con todo, como la zona radiactiva está compuesta por partículas (protones, electrones, etc.), la absorción y la posterior emisión desde estos componentes obstaculizan enormemente el tránsito de los fotones. De esta manera, estos tardan alrededor de un millón de años para atravesar esa capa y llegar a la siguiente, la zona convectiva.

“En la zona convectiva, la energía es transportada a través de corrientes de convección. El material más caliente sube hacia la superficie de la estrella, en tanto que el material más frío y denso se hunde nuevamente hacia la capa convectiva. Este movimiento genera celdas gigantes que transportan energía y material a través de la estrella. En la superficie del Sol, se las conoce como gránulos solares”, explica Valio.

La superficie del Sol tiene el nombre de fotósfera. En ella aparecen las manchas solares, los gránulos y las erupciones, que se extienden por toda la atmósfera solar, compuesta por la cromósfera y por la corona. La temperatura media de la fotósfera se ubica algo arriba de los 5.700 K, lo que hace que sea relativamente fría en comparación con las capas internas del Sol o con las capas superiores de la atmósfera solar. Desde la fotósfera sale la mayor parte de la luz y del calor que emite la estrella.

“Las manchas que aparecen en la fotósfera son causadas por campos magnéticos intensos que pueden durar de algunos días a varias semanas antes de desaparecer. Su formación empieza con un campo magnético que se genera debido al movimiento de partículas cargadas eléctricamente en la tacoclina, la fina capa ubicada entre la región radiactiva y la región convectiva del interior solar. Al emerger en la superficie del Sol, los tubos de flujo magnético crean regiones de campo intenso, que bloquean la transferencia de calor desde el interior hacia la superficie. Las manchas son oscuras porque su temperatura es entre 1.000 y 1.500 grados menor que la temperatura del resto de la superficie”, describe Valio.

La científica añade que las manchas generalmente poseen formatos y tamaños diferentes, y su complejidad magnética constituye un factor crucial para la producción de las mayores erupciones solares. Estas pueden observarse en todo el espectro electromagnético: en radio, infrarrojo, luz visible, ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Dichos fenómenos transitorios suceden en la atmósfera solar, en las regiones de altas concentraciones de campo magnético, donde se liberan grandes cantidades de energía vía reconexión magnética. La potencia generada en las mayores explosiones solares es de entre 1.017 y 1.022 kilovatios.

El método de tránsitos planetarios

El gran reto para los investigadores de superflares consiste en develar los mecanismos que originan dichos fenómenos. Es un consenso que esas grandes erupciones están relacionadas con las manchas estelares. Pero, ¿de qué forma? “El método de tránsitos planetarios es excelente para investigar manchas en la superficie de estrellas de tipo solar. Este método es actualmente el más robusto para realizar este tipo de investigaciones. Pero su aplicación resulta bastante complicada, fundamentalmente debido a la dificultad para detectar estrellas que se encuadren en los criterios de investigación”, comenta Araújo.

El científico y Valio trabajaron con datos del telescopio Kepler en busca de estrellas que se encuadrasen en el perfil del estudio. El telescopio espacial Kepler fue proyectado por la Nasa, la agencia espacial estadounidense, con el objetivo de descubrir planetas de tipo terrestre fuera del Sistema Solar. Durante los cuatro años de su primera fase de operación, que se extendió entre 2009 y 2013, observó más de 150 mil estrellas. Para extraer información sobre esos objetos, se utilizó el método de tránsitos planetarios, que se basa en la diminuta alteración que se produce en el brillo de la estrella cuando un planeta pasa delante de él.

Pero hallar en esa gigantesca base de datos los objetos que se adecuasen a sus propósitos fue, tal como dijo Araújo, igual a buscar una aguja en un pajar. Y el investigador lo detalla: “En primer lugar, la estrella debería tener uno o más planetas. Para que esos exoplanetas pudiesen detectarse, su ángulo de inclinación con relación a la estrella debía estar en el ángulo de visión del telescopio. Asimismo, la estrella tenía que exhibir manchas en su superficie. Y el exoplaneta debía transitar por las regiones de las manchas. El período de orbital del exoplaneta tenía que ser de pocos días. Y su radio debía ser mucho mayor que el de la Tierra, para que la mengua de brillo causada en las curvas de luz de la estrella fuese bastante significativa. Para culminar, la estrella debía exhibir superflares”.

El científico afirma que afortunadamente fue posible detectar una estrella, Kepler-411, con una excelente calidad de observación. Y lo que es mejor: la misma poseía un sistema planetario con cuatro exoplanetas. Pero, para entender el papel de las manchas estelares, era necesario encontrar una segunda estrella análoga en todo excepto por un aspecto: no podía exhibir superflares. “De algún modo, fue una osadía nuestra creer que esa segunda estrella existía. Y nos sentimos recompensados cuando descubrimos a Kepler-210, con los parámetros estelares muy cercanos a los de Kepler-411”, dice.

Se cree que la detección de supererupciones está vinculada directamente a la cobertura temporal de las manchas en la superficie de las estrellas. Y que cuanto mayor es el área de las manchas estelares, mayor es el almacenamiento de energía magnética para producir la erupción. “Nuestros resultados aportaron una perspectiva un tanto distinta. Como ya se dijo, en Kepler-411 detectamos 65 superflares, con energías de hasta 1.035 ergios [1.035 × 10⁷ kilojulios]. En tanto, Kepler-210 no exhibió ninguna supererupción, aun con el doble de cobertura temporal, lo que nos suministró una mayor probabilidad de observación. Y lo que más nos sorprendió fue el hecho de los radios de las manchas estelares de Kepler-411 eran mucho menores que los de Kepler-210”, enfatiza Araújo.

La explicación de esto puede residir en el hecho de que, al margen de ser mayores en área, las manchas de Kepler-210 exhiben una configuración magnética más simple. “En el Sol, las manchas se clasifican de acuerdo con la conducta del campo magnético en el área. Y se clasifican como alfa (α), beta (β), gamma (γ) y delta (δ), o mediante una combinación de esas configuraciones. Las manchas deltas son las que presentan una intensa actividad de flares solares. Estimamos que las manchas de Kepler-210 exhiben una configuración magnética más sencilla, tipo alfa o beta. Desafortunadamente, la confirmación exacta de esta hipótesis solamente sería posible mediante el empleo de magnetogramas, que son imágenes capaces de detectar la ubicación y la intensidad de los campos magnéticos. Actualmente solo logramos observar eso en el Sol. Aún no contamos con la tecnología como para obtener magnetogramas de estrellas lejanas. De cualquier forma, nuestro estudio nos permite decir que, en lugar de cerrar el foco sobre el área de las manchas estelares, a lo mejor es más productivo considerar la complejidad magnética de las regiones activas”, culmina diciendo Valio.

Puede accederse a la lectura del artículo intitulado The connection between starspots and superflares: a case study of two stars en el siguiente enlace: academic.oup.com/mnrasl/article-abstract/522/1/L16/7079139?redirectedFrom=fulltext.