Estrellas de formato exótico ayudan a entender la formación del Sistema Solar

Debido a su alto índice de rotación, las estrellas Be engordan y eyectan materia, que forma discos a su alrededor. La física que los describe puede emplearse para explicar la génesis de nuestro sistema planetario

Por José Tadeu Arantes

Agência FAPESP – Las estrellas del tipo Be son objetos tan extraños que hasta los astrofísicos profesionales se sorprenden con su descripción. Así y todo, son muy comunes en nuestra galaxia, y varias de ellas se ubican muy cerca del Sistema Solar, a distancias del orden de los 100 años luz, lo cual en escalas astronómicas significa casi nada.

Aparte de su importancia intrínseca, el estudio de las estrellas Be atiende a otro objetivo. Sucede que este tipo de astros poseen a su alrededor un disco de plasma (átomos, iones positivos y electrones) que, aunque sea incapaz de formar planetas, puede describirse de acuerdo con los mismos principios físicos que rigen para los discos protoplanetarios, como el que dio origen a nuestro Sistema Solar.

La investigación intitulada “Probing the physical characteristics of the disks surrounding Be stars” reunió a investigadores de la Universidad de São Paulo (USP), de Brasil, y de la University of Western Ontario (UWO), en Canadá, con el objetivo de modelar el disco de plasma de las estrellas Be. Y el proyecto recibió apoyo de la FAPESP.

El artículo que mejor ilustra los resultados alcanzados en dicha investigación recibió recientemente el aval para su publicación en la revista Astronomy & Astrophysics, y se lo dará a conocer públicamente con el título de “Multi-technique testing of the viscous decretion disk model. I. The stable and tenuous disk of the late-type Be star β CMi”.

“Como esas estrellas giran muy rápido, el material de la superficie del ecuador estelar queda amalgamado muy débilmente a la estrella en términos gravitacionales, y entonces termina siendo eyectado. Ese material se aglomera en el plano ecuatorial y forma el disco que estudiamos en colaboración con los colegas canadienses”, declaró a Agência FAPESP el astrónomo Alex Cavaliéri Carciofi, docente del Departamento de Astronomía del Instituto de Astronomía, Geofísica y Ciencias Atmosféricas de la USP.

Cavaliéri Carciofi fue el investigador responsable del proyecto y uno de los signatarios del artículo (la investigadora responsable en el exterior fue Carol Evelyn Jones, de la UWO).

Una estrella achatada

Antes de explorar las características del disco, es necesario que saber un poco sobre las estrellas Be y qué es lo que las torna tan peculiares. “Las estrellas del tipo Be son muy masivas. Algunas llegan a tener masas equivalentes a 15 ó 20 veces la del Sol. Asimismo, sus períodos de rotación son extremadamente rápidos. Debido a esa alta rotación, las Be pierden su forma esférica y se tornan romboidales. Su forma queda tan achatada que la distancia entre el ecuador estelar y el centro puede superar en un 50% la distancia desde cada uno de los polos estelares hasta el centro”, describió el investigador.

Una consecuencia de la alta rotación y de la consiguiente deformación de la estrella es la gran diferencia de temperatura existente entre los polos estelares y el ecuador. Mientras que la temperatura de los polos puede llegar a los 30 mil grados, la temperatura del ecuador es del orden de los 10 mil grados, o incluso menos. A efectos de comparación: se estima que la temperatura en la superficie del Sol es de 6 mil grados [en el núcleo del Sol, donde se produce el proceso de fusión nuclear que transforma hidrógeno en helio y genera la energía de nuestra estrella, la temperatura llega a los 15 millones de grados].

“Una posible explicación para esa significativa diferencia de temperatura indica que el transporte de energía desde el núcleo hacia los polos ocurre mediante radiación, en tanto que el transporte de energía hacia el ecuador sucede por medio de convección. Esto sería producto de la alteración de las características internas de la estrella debido a la alta rotación”, conjeturó Cavaliéri Carciofi. Por efecto de la diferencia de temperatura, los polos son mucho más brillantes que el ecuador.

De cualquier modo, la estrella en su conjunto es sumamente brillante, ya que, a causa de su alta masa, el proceso de fusión nuclear ocurre con gran intensidad en su interior. En función de ello, las Be tienen ciclos de vida muy cortos, del orden de los millones de años, en tanto que una estrella longeva como el Sol es capaz de llegar a la edad de 10 mil millones de años, mil veces más.

Los brazos en espiral de la Galaxia

El hecho de ser tan jóvenes explica por qué hay tantas Be cerca del Sol. Sucede que las estrellas nuevas se forman fundamentalmente en los brazos en espiral de la Galaxia, en uno de los cuales están inmersos el Sol y su sistema planetario.

Estrellas masivas como las llamadas Be evolucionan –como regla general– hacia eventos catastróficos, y explotan como supernovas, eyectando una formidable cantidad de materia hacia el espacio exterior y colapsando finalmente como agujeros negros.

Con todo, mucho antes de ese final espectacular, las Be forman sus discos de plasma, que pueden extenderse a distancias comparables a la de la órbita de la Tierra o incluso a la de la órbita de Marte.

Los discos, al estar formados por material eyectado por las estrellas, están compuestos por los mismos elementos que las constituyen: básicamente hidrógeno y helio, con cantidades mucho menores de carbono, nitrógeno, oxígeno y hierro. Debido a la irradiación de las estrellas Be, los discos llegan a temperaturas sumamente elevadas, de 10 mil a 20 mil grados, y también pasan a emitir luz.

“Sus densidades son altas en términos de parámetros astrofísicos. No obstante, son más bajas que el más extremo vacío que puede producirse en laboratorio en la Tierra. Sucede que nuestra atmosfera es ultra densa en términos astronómicos. Como sería de esperarse, la densidad de los discos decae ostensiblemente desde la región contigua a la estrella hasta el borde exterior”, informó Cavaliéri Carciofi.

La investigación que el científico coordina apuntó a comprender la formación, la estructura y la dinámica del disco, como así también su ciclo de vida. “Estudiamos el disco desde el punto de vista hidrodinámico, utilizando la teoría de los fluidos para saber cómo se forma y cómo se organiza alrededor de la estrella. También estudiamos de qué manera penetra en el disco la radiación de la estrella, transformando el gas en un plasma, que al calentarse sobremanera, pasa a emitir luz propia”, dijo.

Modelos numéricos complejos

El estudio involucró una física bastante sofisticada y modelos numéricos complejos. “Utilizamos intensamente el Laboratorio de Astroinformática (LAi), que forma parte de la lista de Equipos Multiusuarios (EMU) financiados por la FAPESP. Y recurrimos especialmente al principal equipo del LAi, el cluster computacional Alphacrucis, que posee 2.304 núcleos de procesamiento funcionando de manera integrada”, informó el investigador.

“Mediante técnicas de espectroscopia, interferometría y polarimetría, podemos detectar la presencia del disco en una determinada estrella, estudiar sus características y comparar las observaciones con las previsiones teóricas, verificando de esa manera si valen la pena o no las teorías vigentes”, prosiguió.

Un gran paso en la comprensión de los discos de las estrellas Be fue el que dio un equipo de investigadores japoneses a comienzos de los años 1990 [Lee, U., Osaki, Y., & Saio, H. (1991) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 250, p. 432]. De acuerdo con el modelo postulado en esa época, una vez excretado de la estrella, el material constituyente del disco sería empujado hacia fuera por fuerzas viscosas. La investigación brasileño-canadiense partió del punto en que los japoneses habían llegado.

“Entendemos que el modelo propuesto era lo suficientemente sencillo como para que pudiésemos hacer previsiones basándonos en él. Escogimos entonces estrellas Be de las cuales ya disponíamos de un gran número de observaciones. Y formulamos previsiones relacionadas con la hidrodinámica de los discos, como así también sobre la extensión del modelo, para probar si era capaz de explicar todo lo que decían las observaciones”, detalló Cavaliéri Carciofi.

Según el investigador, los resultados fueron alentadores. A partir del modelo original, se desarrolló uno nuevo, mucho más sofisticado: el “modelo de disco de decrecimiento viscoso” [viscous decretion disk model]. “Cuanto más fuimos avanzando en la comparación de las observaciones con ese modelo, más se mostró consistente para explicar la estructuración de los discos. Asimismo, la colaboración hizo posible que los modelos numéricos que desarrollamos en la USP quedasen disponibles para los colegas canadienses”, afirmó.

Los procesos viscosos se encuentran presentes en diversos sistemas astrofísicos. La formación de planetas, por ejemplo, ocurre en discos viscosos. Pero, en ese caso, los discos implicados son de acrecencia, pues en ellos la materia que forma la estrella y los planetas fluye de fuera hacia dentro [es decir, desde la periferia hacia un punto central]. En el caso de las estrellas Be, la materia fluye en sentido contrario: desde dentro hacia fuera [es decir, desde la superficie de la estrella hacia el borde exterior].

“Los discos protoplanetarios y los discos de estrellas Be son keplerianos [es decir, la materia se mueve en ellos de acuerdo con las leyes de Kepler (1571-1630)] y ambos son viscosos. Por eso el herramental físico desarrollado para los discos de estrellas Be también puede utilizarse en la descripción de los discos protoplanetarios. De allí la gran utilidad de investigar en profundidad los discos de estrellas Be. Los discos protoplanetarios son mucho más difíciles de estudiarse, porque en general se encuentran más distantes y oscurecidos por un material interestelar denso, aparte de que tienen una constitución química mucho más compleja. Como contrapartida, es mucho más fácil estudiar discos de estrellas Be, que se encuentran más próximos y son mucho más sencillos desde el punto de vista químico”, comentó Carciofi.