El Proceso del Nacimiento y Muerte de las Estrellas

Desde que una nube de hidrógeno empieza a contraerse por fuerzas gravitatorias hasta que es un cuerpo inerte, opaco, una estrella pasa por una serie de etapas, cada una de las cuales tiene un tamaño, luminosidad y proceso termonuclear distinto.

Nucleosíntesis estelar

En las regiones centrales de las estrellas, donde existe una alta presión y una elevada temperatura, se producen reacciones de fusión termonuclear, que originan la radiación que emite. La temperatura necesaria para que se produzcan estas reacciones tiene su origen en la contracción gravitatoria de las estrellas, y por tanto dependerá fundamentalmente de su masa. Esto implica que existirá un límite inferior de la masa de una estrella para que pueda radiar. Hay que resaltar que estas reacciones de fusión son el origen de todos los elementos más pesados que el hidrógeno que existen en el Universo.

En el centro de las estrellas de la secuencia principal (el 90% de las que existen) se dan unas condiciones de temperatura (107 K) y presión (103 atm) que hacen posible la fusión de los núcleos de hidrógeno para dar lugar a núcleos de helio. Estas reacciones se producen mediante diversos procesos, el más importante de los cuales es la cadena protón-protón o p-p, en la cual cuatro núcleos de 1H se fusionan para formar un núcleo de 4He.

En una etapa más evolucionada de la secuencia principal se produce la fusión del hidrógeno a través del denominado ciclo CNO, en el cual intervienen isótopos del carbono, del nitrógeno y del oxígeno, y donde el carbono tiene un papel de catalizador. Este ciclo produce más energía que la cadena p-p, sin embargo sólo se produce en los núcleos de las estrellas más calientes.

Una vez que se agota el hidrógeno central, la reacción de fusión se detiene, y roto el equilibrio entre la fuerza gravitacional y la fuerza hidrostática alimentada por el horno nuclear, se produce una contracción gravitatoria del núcleo. Como consecuencia de esta contracción se libera energía gravitacional y aumenta la temperatura, pudiendo iniciarse las reacciones de fusión de elementos más pesados.

En estrellas con masas superiores a 2 M, la implosión central hace que se alcancen en el centro temperaturas del orden de 100 millones de grados, lo que hace posible las reacciones de fusión del helio en carbono. El inicio de esta etapa puede ser muy rápido (en escala astronómica), que da lugar al denominado flash de helio.

En estrellas aún más masivas una nueva contracción al acabarse el helio supone un aumento adicional de la temperatura del núcleo, compuesto de las cenizas o productos de fusión del helio, generalmente carbono, nitrógeno y oxígeno. La temperatura alcanza valores de 500 millones de grados, produciéndose entonces la fusión del carbono para formar sodio.

En las estrellas supergigantes (10 M) se alcanza una etapa de fusión del oxígeno, para lo cual se requieren temperaturas del orden de mil millones de grados. El producto más abundante de esta reacción de fusión es el silicio. En estrellas supergigantes con masas mayores de 10 M se alcanzan temperaturas centrales de varios miles de millones de grados, produciéndose la fusión lenta del silicio para dar lugar principalmente al hierro. Al final de la evolución de estas estrellas se llega a una estructura en capas, en la que cada capa es rica en un tipo de isótopo en particular. El núcleo esta compuesto de 56Fe, que no puede experimentar sucesivas nucleosíntesis por ser a partir de este elemento reacciones endoenergéticas. Debido al fin de los procesos de producción de energía, la estrella colapsa por efecto de su gran densidad y explota en lo que se conoce como una explosión de supernova, donde se produce tal cantidad de energía que la estrella brilla tanto como una galaxia entera durante algunos días.

Para explicar la existencia de elementos más pesados que el hierro es necesario considerar reacciones nucleares de adicción de neutrones. Estas reacciones son más rápidas que las cadenas de fusión de la nucleosíntesis estelar, y se producen durante las explosiones de supernova.

El hidrógeno, combustible nuclear de las estrellas normales, y parte del helio, tiene su origen directamente en la Gran Explosión (Big Bang) que se supone el origen del Universo. Una prueba crucial de los modelos cosmológicos es predecir las abundancias correctas de hidrógeno y helio primigenio.

Fases de la evolución estelar.

Las fases evolutivas de una estrella de 1 M pueden resumirse en: protoestrella (duración 150 millones de años), etapa en la secuencia principal (10 000 millones de años), fase de gigante roja ( 1000 millones de años) y evolución hacia enana blanca ( 20 millones de años).

Para entender la evolución estelar hay que considerar el teorema de Russell-Vogt, que establece que la estructura física de una estrella está determinada únicamente por su masa y por su composición química. Estos dos parámetros serán, por tanto, los que fijen la posición de la estrella en el diagrama HR; la evolución de las estrellas va a estar determinada principalmente por la variación de la composición química, ya que la variación de la masa no es muy grande. A continuación se describen sucintamente las etapas más importantes.

Fase de secuencia principal.

Las estrellas inician su vida en la secuencia principal. En ella se produce la energía por medio de la fusión del hidrógeno en helio, y es la etapa más larga de la evolución estelar; es por ello que a estas estrellas se las distinga como normales (tal como es el Sol). La duración de esta fase corresponde al tiempo necesario para que una masa crítica del hidrógeno central se fusione en helio; la fracción que representa esta masa crítica respecto al total de la estrella es de 7-10%. Puede estimarse la vida en la secuencia principal de una estrella suponiendo que toda la masa crítica se transforma en energía según la relación E = m c2, y conociendo su luminosidad.

Considerando la relación empírica masa-luminosidad para las estrellas de la secuencia principal se observa que la duración de la fase de secuencia principal sea menor cuanto mayor es la masa de la estrella, pues las estrellas más masivas emiten más energía por unidad de tiempo que las menos masivas, y por tanto consumen antes su combustible nuclear.

La masa de las estrellas en la secuencia principal aumenta a medida que se sube hacia el extremo de altas temperaturas efectivas. Las estrellas con una masa inferior a 0.08 M tienen una temperatura central demasiado baja para producir reacciones nucleares de fusión de hidrógeno, y por tanto se denominan enanas marrones. Se cree que pueden contribuir significativamente a la masa oscura del Universo.

Etapa gigante roja

A medida que se va consumiendo el hidrógeno central, el helio va reemplazando al hidrógeno. Al agotarse el hidrógeno las reacciones nucleares cesan, y la temperatura y presión del núcleo de helio disminuyen. Esto produce un colapso gravitatorio del núcleo, y se libera energía en el proceso. Como consecuencia, las capas exteriores se calientan y se dilatan, con lo que aumenta el tamaño de la estrella y disminuye su temperatura efectiva. Por otro lado, el aumento de temperatura en la capa de hidrógeno que rodea al núcleo de helio inicia ahí las reacciones de fusión del hidrógeno, y aumenta por tanto la luminosidad de la estrella. En el diagrama HR, la estrella se desplaza hacia la zona de gigante roja, ya que aumenta su tamaño y su color se desplaza hacia el rojo (ley de Wien).

Por medio de sucesivas contracciones del núcleo se van iniciando las reacciones de fusión de elementos cada vez más pesados. Debido a esto, el tamaño de la estrella disminuye mientras su luminosidad se mantiene casi constante. La estrella evoluciona hacia su estado final moviéndose hacia la izquierda en el diagrama HR.

Etapas finales de la evolución

Para las estrellas de la secuencia principal, el equilibrio hidrostático está definido por la presión hidrostática o gaseosa. En las fases finales, con la materia del centro de la estrella nuclearmente inerte y sometida a elevadísimas presiones por efecto de su gran densidad, las fuerzas de compresión gravitatorias son compensadas por una presión de origen cuántico, la denominada presión de degeneración electrónica.

El equilibrio entre estas dos presiones se mantiene hasta una masa igual a 1.44 M (límite de Chandrasekar). Si la estrella final se encuentra por encima de este límite, se tiene una enana blanca; si por el contrario la masa es mayor que el límite, se produce el colapso gravitatorio, hasta que una nueva presión de degeneración neutrónica contrarresta las fuerzas gravitatorias.

Sin embargo, para masas superiores a 5 M, esta presión de degeneración no es suficientemente intensa y el colapso gravitatorio no se detiene hasta que toda la masa se concentra en un punto de densidad infinita, que constituyen los agujeros negros. La gravedad de estos objetos es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ellos, de ahí su nombre. El radio de un agujero negro, el denominado horizonte de sucesos, está definido por el radio de Schwarzschild.

El horizonte de sucesos es la superficie esférica dentro de la cual nada, ni siquiera la luz, puede escapar. Por lo tanto, el horizonte de sucesos separa causalmente al agujero negro del resto del Universo, y esconde en su interior la singularidad.

Descubren que la Vía Láctea le robó 11 estrellas a otras galaxias más pequeñas

ABC.es

• Las simulaciones de una investigación sugieren que algunas de las estrellas más lejanas son objetos que provienen de pequeñas galaxias satélite

Representación artística de la Vía Láctea – NASA/WIKIPEDIA

A pesar de su increíble brillo, la Vía Láctea tiene un pasado oscuro. Tal como ha concluido una investigación que recientemente ha sido aprobada para ser publicada en «Astrophysical Journal», todo apunta a que, entre sus 200.000 millones de estrellas, hay al menos 11 que no le pertenecen. En realidad, estas estrellas eran «propiedad» de algunas de las galaxias satélite que se mueven por las «cercanías» de la Vía Láctea.

Según Avi Loeb y Marion Dierickx, investigadores en el centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, al menos la mitad de ellas le fueron arrebatadas a la pequeña galaxia de Sagitario, tal como han explicado en un comunicado.

En concreto, estas estrellas «robadas» son las que parecen ser las once estrellas más lejanas de nuestra galaxia, situadas a una distancia de unos 300.000 años luz de la Tierra, y claramente fuera del disco de estrellas, polvo y gas de la Vía Láctea.

Los astrónomos usaron complejos modelos de ordenador para tratar de reconstruir el pasado y averiguar en qué punto la Vía Láctea se comportó como un vulgar ratero. Para ello, centraron sus pesquisas en Sagitario, una galaxia enana próxima a la Vía Láctea y que a lo largo de la vida del Universo ha girado varias veces en torno a ella.

Dierickx y Loeb simularon los movimientos de Sagitario durante 8.000 millones de años. Como si estuvieran jugando a predecir la órbita de un misil, introdujeron datos distintos sobre velocidades y trayectorias, y luego recogieron los resultados en forma de predicciones sobre el movimiento de las estrellas y de la materia oscura, esa porción invisible de la masa cuya naturaleza se desconoce pero que se cree que está ahí porque se observan los efectos de su gravedad.

Hemorragia galáctica

Los cálculos de Dierickx mostraron que al principio, Sagitario pesaba el uno por ciento de la Vía Láctea, pero que con el tiempo fue perdiendo la tercera parte de sus estrellas y el noventa por ciento de su materia oscura. Como si estuviera sufriendo una hemorragia, Sagitario iba perdiendo poco a poco la masa que le daba cohesión.

Según las simulaciones, esto puede producir tres posibles «rastros de sangre», es decir, largos brazos formados por estrellas en fuga de una galaxia a la otra. Si algo realmente grande y masivo estuviera tirando de una galaxia como Sagitario, la gravedad debería deshilacharla y crear brazos capaces de sumergirse en las profundidades del espacio.

Gracias a estas simulaciones, han hallado cinco estrellas cuya posición y velocidad coincide con lo predicho por estos modelos, en una situación en la que la Vía Láctea le robase estrellas a Sagitario. Otras seis, parecen ser haber sido robadas a otra pequeña galaxia.

A través del telescopio del «Sloan Digital Sky Survey» los astrónomos echaron un vistazo ahí arriba en busca de los brazos de estrellas predichos por sus modelos. Pero lo que vieron no coincidió con lo que esperaban encontrar.

«La corriente de estrellas que hemos mapeado hasta el momento es como un arroyo, en comparación con los ríos que esperábamos», ha dicho Marion Dierickx, primer autor del estudio. A pesar de ese escaso caudal, la longitud de esta corriente estelar es respetable. Si la Vía Láctea mide unos 100.000 años luz, esta «cola» alcanza una longitud diez veces mayor.

Estos investigadores esperan que gracias a los telescopios más potentes, como el «Large Synoptic Survey Telescope», podrán ver las estrellas que hay mucho más allá y entender cómo fue este robo galáctico.

Observan un enorme «tsunami cósmico» avanzando dentro de una galaxia

ABC.es

• La inmensa ola de gas y estrellas forma una estructura parecida a un párpado

Un tsunami de gas y estrellas en la galaxia IC2163 – M. Kaufman; B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); NASA/ESA Hubble Space Telescope

El Universo no deja de darnos sorpresas. Esta vez se trata de un descomunal «tunami» cósmico, una ola gigantesca de gas y estrellas avanzando a toda velocidad a través del disco de una galaxia espiral conocida como IC 2163. Esta formidable oleada de materiales, que se originó cuando, recientemente, la galaxia IC 2163 desplazó lateralmente a otra galaxia espiral denominada NGC 2207, produjo una serie de brillantes arcos de formación estelar, que en la imagen (en naranja) recuerdan a la forma de dos gigantescos párpados. El espectáculo cósmico fue captado por un equipo de científicos desde el Telescopio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), en Chile. El estudio acaba de publicarse en la revista Astrophysical Journal.

«A pesar de que las colisiones de esta clase no son algo raro -explica Michele Kaufman, astrónomo de la Universidad Estatal de Ohio en Columbus y autor principal del estudio- apenas se conocen unas pocas galaxias oculares, esto es, con estructuras parecidas a los ojos».

Kaufman y sus colegas creen que la escasez de esta clase de formaciones en el Universo observable se debe a que tienen una naturaleza efímera. «Los párpados galácticos -explica el investigador- duran apenas unas decenas de millones de años, que es un tiempo increiblemente breve en la vida de una galaxia. Encontrar unos párpados prácticamente recién formados nos brinda una oportunidad excepcional para estudiar lo que sucede cuando una galaxia roza a otra».

Esta pareja concreta de galaxias se encuentra a unos 114 millones de años luz de la Tierra, en la dirección de la constelación Canis Major. Ambas se rozaron, raspando los bordes de sus brazos espitales externos, en el que seguramente fue el primero de una serie de encuentros que tendrán lugar en el futuro. Al final, con toda probabilidad, ambas galaxias terminarán fusionándose en una sola, mucho mayor.

Gracias a la extraordinaria resolución y sensibilidad del telescopio ALMA, los astrónomos lograron tomar medidas extraordinariamente detalladas del movimiento del gas monóxido de carbono en el interior del gigantesco «tsunami» (los estrechos «párpados» de la galaxia). El monóxido de carbono es un gas traza del gas molecular que constituye el combustible principal para la formación de nuevas estrellas.

Los datos revelan que el gas en la parte exterior de los «párpados» de IC 2163 se mueve hacia dentro a velocidades de más de 100 km. por segundo. El gas, sin embargo, está decelerando rápidamente y sus movimientos se van haciendo más caóticos, a medida que cambia su trayectoria y se alinea con la rotación de la galaxia en vez de seguir precipitándose hacia su centro.

«Lo que observamos en esta galaxia -explica por su parte Bruce Elmegreen, científico del Centro de Investigación Watsonm de IBM, en Yorktown Heights, y coautor del artículo- es algo muy parecido a una enorme ola oceánica que se desplaza sin freno hacia la orilla hasta que se topa con aguas poco profundas, lo que hace que pierda el impulso y termine por vaciar toda su agua y arena en la playa».

Para Kaufman, «no solo hallamos una rápida deceleración del gas a medida que éste se mueve desde los bortes exteriores es a los bordes intérnos de los párpados, sino que nos hemos dado cuenta de que cuanto más rápidamente se desacelera, más denso resulta el gas molecular. Esta medición directa de su compresión muestra cómo el encuentro entre dos galaxias lleva al gas a amontonarse, a desovar nuevos cúmulos estelares y a formar las deslumbrantes características del párpado».

Los modelos de ordenador predicen que estas estructuras en forma de párpado logran formarse solo si las galaxias han interactuado de una forma muy específica. «Esta evidencia de una fuerte onda de choque resulta fenomenal -afirma Curtis Struck, otro de los autores de la investigación-. Está muy bien tener una teoría y simulaciones que sugieren que debe ser cierta, pero tener una evidencia observacional directa es mucho mejor».

«ALMA nos ha mostrado que las velocidades del gas molecular dentro de la ola concuerdan con las predicciones de los modelos informáticos -asegura Kaufman-. Nunca habíamos podido, hasta ahora, poner a prueba las simulaciones de encuentros galácticos de esta manera».

Los astrónomos piensan que esta clase de encuentros galácticos eran muy comunes en el Universo primitivo, cuando todas las galaxias estaban muy juntas unas de otras. En aquellos momentos, sin embargo, los discos galácticos solían ser grumosos e irregulares, por lo que alguna otra clase de procesos pudo llevar también al desarrollo de estructuras parecidas a las observadas.

Dos estrellas enanas ponen en duda el proceso de formación de los planetas

ABC.es

• Los discos de gas de muchas estrellas se desvanecen y permiten la formación de planetas en 5 o 10 millones de años, pero en dos enanas rojas detectadas, estos discos son aún más antiguos

nasa | Imagen de la formación de un sistema planetario en el centro de una galaxia en desarrollo captada por el telescopio Hubble

Un equipo de astrónomos de la Universidad Nacional Australiana (ANU) y de la de Nueva Gales del Sur (UNSW) han descubierto por casualidad los discos de gas y polvo cósmico de dos estrellas enanas rojas cercanas relativamente al Sistema Solar, a unos 380 millones de años luz de distancia, en la asociación estelar Escorpio- Centauro, y que podrían revelar pistas sobre la formación de los planetas. Este estudio ha sido publicado en la revista mensual «Notices of the Royal Astronomical Journal».

Estos cinturones se forman en torno a las estrellas jóvenes y se van desvaneciendo a medida que se forman los planetas. Hasta ahora, los científicos creían que estos discos estelares desaparecían aproximadamente a los cinco millones de años, dando paso a planetas que tardan varios millones de años más en solidificarse por completo.

El descubrimiento de los científicos australianos puede suponer que haya planetas que disponen de más tiempo para formarse, lo que arroja nuevas posibilidades de investigación.

Como ha explicado para EFE, el jefe de la investigación, el astrónomo Simon Murphy (Universidad Nacional Australiana, ANU) «todos los planetas nacen en las órbitas de los discos ‘circunestelares’ de gas y polvo, que tienen un tiempo de vida típico de menos de cinco millones de años».

Formación de planetas

Los planetas rocosos creados de la acumulación de pequeños cuerpos se forman en unos diez millones de años, a medida que los discos se disipan, aunque planetas gigantes de gas como Júpiter o Saturno se demoran unos millones de años más.

Según Murphy, el hallazgo de los discos alrededor de las estrellas enanas de 15 millones de años «supone una evidencia convincente de que los discos alrededor de las estrellas con masas menores que las del Sol pueden durar más de lo que se pensaba».

Este descubrimiento pone a prueba las actuales teorías sobre la formación de los planetas porque sugiere, en opinión del astrónomo que «se dispone de más tiempo para que se formen los planetas alrededor de esas estrellas y más tiempo para que los planetas migren alrededor del disco (de gas y polvo cósmico)».

Telescopio WISE

Los autores del estudio no observaron directamente los cinturones de gas y polvo cósmico, sino a través de una especie de destello inusual detectado por el potente telescopio WISE, de la NASA, en el espectro infrarrojo de las estrellas. Pero la relativa cercanía de las dos estrellas enanas rojas a las que circunvalan ha abierto la posibilidad de poder observar directamente los discos e incluso la formación de un planeta a través de telescopios especializados.

El coautor de este estudio, Warrick Lawson, de la Universidad de Nueva Gales del Sur, ha destacado en un comunicado que esas estrellas enanas, que también podrían albergar ya planetas, despertarán el interés de muchos astrónomos. En este sentido, ha agregado que «la mayoría de estos objetos están en el cielo meridional y por ello los telescopios del hemisferio sur son los mejores, incluyendo aquellos operados por la ANU y en toda Australia».

Escorpio – Centauro

La asociación estelar Escorpio-Centauro, que cubre un 10% del cielo meridional, se estudia profusamente desde Australia y Chile, que con el radiotelescopio ALMA consiguió las mejores imágenes conseguidas hasta ahora de la formación de un planeta en torno a una estrella infante.

Australia ha realizado varios trabajos de gran relevancia en el campo de las astronomía, como la recepción en julio pasado de las primeras imágenes de Plutónen el Complejo del Espacio Profundo Tidbinbilla, a las afueras de Camberra. Además, un equipo de investigadores internacionales, entre ellos australianos, midieron la energía generada por más de 200.000 galaxias y descubrieron que el Universo está muriéndose lentamente.

Astrónomos del país oceánico también tienen en su agenda la medición del movimiento de millones de galaxias para elaborar el mayor mapa de materia oscura del Universo.

Año excelente para las Perseidas

El Mundo

Una Perseida vista en el Observatorio de Paranal (Chile), agosto 2010 STÉPAHNE GUISARD/ ESO

El astrónomo Rafael Bachiller nos descubre en esta serie los fenómenos más espectaculares del Cosmos. Temas de palpitante investigación, aventuras astronómicas y novedades científicas sobre el Universo analizadas en profundidad.

Este es un año excelente para la observación de las Perseidas. El momento óptimo para observarlas es la madrugada del 12 al 13 de agosto, cuando la lluvia alcanza su máximo. La Luna no será un estorbo este año, pues el novilunio tiene lugar el día 14. Un lugar bien oscuro, un cielo despejado de nubes y un poco de paciencia, son los únicos requisitos para disfrutar de una buena observación. El número de estrellas fugaces por hora, desde un lugar oscuro y de cielos despejados, podrá alcanzar el centenar.

Cometas, escombros y lluvias de meteoros

Fragmentos del cometa 73P observados con el telescopio Hubble.| NASA/ESA/HST

En sus órbitas alrededor del Sol, los cometas dejan un reguero de gases, polvo y escombros (materiales rocosos) que permanecen en órbitas similares a la de sus cometas progenitores. Se forman así regiones anulares en torno al Sol en las que abundan esos fragmentos perdidos por los cometas que los astrónomos denominamos ‘meteoroides’.

Cuando, en su movimiento alrededor del Sol, la Tierra entra en uno de estos anillos, algunos de los meteoroides son atrapados por su campo gravitatorio y entran a gran velocidad en la atmósfera formando una lluvia de meteoros. La fricción con los gases atmosféricos calcinan y vaporizan los meteoros que aparecen brillantes durante una fracción de segundo formando lo que popularmente denominamos estrellas fugaces.

La altura en la que el meteoro se hace brillante suele encontrarse entre 85 y 115 km, pero esta altura depende de la velocidad de penetración en la atmósfera. Los meteoros que sobreviven hasta unos 20 km de altitud dan lugar a espectaculares bolas de fuego que pueden llegar a tener brillos aparentes mayores que el del planeta Venus.

La gran velocidad transversal de algunos de estos meteoros y su alto brillo causan la ilusión en el observador de que están muy próximos.

Una Perseida vista en Ontario en 2006.NASA

Los fragmentos cometarios (meteoroides) de masa menor al kilogramo se calcinan completamente en la atmósfera, pero los mayores y más densos (de consistencia rocosa o metálica), forman meteoritos: restos calcinados que caen sobre el suelo. Los meteoritos son de gran interés para los astrónomos, pues conservan informaciones importantes sobre la composición química de la nebulosa interestelar primitiva de la que nació nuestro Sistema Solar.

Lágrimas del Swift-Tuttle

Como cada año por estas fechas, la Tierra, en su camino de traslación alrededor del Sol, pasa por un lugar poblado por los fragmentos rocosos que arroja el cometa periódico 109P/Swift-Tuttle cuando visita esta zona cada 135 años. La correspondiente lluvia de meteoros parece tener un único centro de origen, un punto del que parecen surgir todas las estrellas fugaces. Ese punto se denomina radiante y su localización se utiliza para nombrar a la lluvia de estrellas. Así pues, las Perseidas tienen su radiante en la constelación de Perseo.

Una Perseida vista desde la Estación Espacial en 2011.NASA

Las Perseidas son visibles desde todo el Hemisferio Norte en pleno verano. Las velocidades de estos meteoros pueden superar los 50 km/h. Su momento de máxima actividad tiene lugar a mediados de Agosto, pero las Perseidas comienzan habitualmente a verse hacia el 23 de Julio y terminan hacia el 22 de Agosto. En estas fechas el cielo suele estar despejado en muchos lugares de Europa, Asia y Norteamérica. Su alta actividad, junto con las condiciones favorables para la observación, hace de las Perseidas la lluvia de meteoros más popular, y la más fácilmente observable, de las que tienen lugar a lo largo del año.

Las Perseidas reciben popularmente el nombre de Lágrimas de San Lorenzo por la proximidad del máximo de la lluvia de meteoros al 10 de agosto, día de la festividad del mártir español que, en el año 258, fue quemado en una parrilla en Roma.

Aparecen por cualquier lugar de la bóveda celeste

Desde el punto de vista astronómico, este año es particularmente favorable para la observación de las Perseidas. El máximo de actividad en número de meteoros está previsto para la madrugada del 12 al 13 de agosto. Como se da la circunstancia de que la Luna estará en fase de luna nueva el día 14, el cielo estará bien oscuro en los momentos próximos al máximo de actividad, posibilitando que los meteoros brillen con alto contraste durante la noche del 12 al 13 de agosto y las noches próximas.

El ‘radiante’ de las Perseidas.

Sin embargo, el número de meteoros observados por hora puede variar muy rápidamente según varía la densidad de fragmentos en la estela del cometa, por ello es siempre conveniente extender la observación un día antes y otro después del máximo nominal. Por lo tanto, si el cielo estuviese nublado en nuestro lugar de observación en la noche del 12 al 13 de agosto, podremos volver a intentarlo durante la noche del 13 al 14 durante la noche completamente oscura del novilunio y, aunque con menos actividad prevista, durante las noches siguientes en las que también podremos disfrutar del fino filo de la luna creciente.

Aunque su radiante se encuentre en la constelación de Perseo, no se necesita conocer esta constelación para ver muchas Perseidas. Las estrellas fugaces pueden aparecen por cualquier lugar de la bóveda celeste, pero siempre es recomendable no perder de vista la región de la gran W de Casiopea, el gran cuadrado de Pegaso y la Osa Mayor. Sin embargo, las condiciones locales de observación son determinantes y siempre es preferible vigilar la zona más despejada de nubes y más oscura (libre de contaminación lumínica).

El número de Perseidas observables por hora es muy variable. En un sitio bien oscuro, una vez acostada la Luna, y con el radiante alto sobre el horizonte puede llegar a alcanzar el centenar.

También interesante

Giovanni Schiaparelli.

• Giovanni Schiaparelli (1835-1910), famoso por sus observaciones de Marte y abuelo de la célebre modista de alta costura Elsa Schiaparelli, fue el primer astrónomo que relacionó las lluvias de meteoros con los cometas. Cuando observó el paso del cometa 109P/Swift-Tuttle, en 1862, demostró que éste ocasionaba las Perseidas. A partir de la observación del cometa 55P/Tempel-Tuttle, en 1866, demostró que éste generaba las Leónidas.
• Las Perseidas constituyen la tercera lluvia de meteoros por orden de actividad. Tanto las Cuadrántidas (visibles en Enero) como las Gemínidas (en Diciembre) generan más meteoros por hora. Aunque muestran un comportamiento más irregular, las Leónidas (a mediados de Noviembre) suelen resultar tan espectaculares como las Perseidas.
• El cometa Swift-Tuttle fue descubierto en 1862 por Lewis Swift y Horace P. Tuttle de manera independiente. Cuando regresó en 1992, las Perseidas fueron particularmente activas. La próxima aproximación del cometa al Sol (perihelio) tendrá lugar el 12 de julio del año 2126.Rafael Bachiller es director del Observatorio Astronómico Nacional (IGN) y académico de la Real Academia de Doctores de España.

  Twitter: @RafaelBachiller

Miden por vez primera la temperatura del núcleo de las estrellas

La Razon

• Investigadores de la Université libre de Bruxelles y de la Universidad de Montpellier (Francia) consiguen además calcular su edad

Constelación Orión AlphaGalileo

Investigadores de la Université libre de Bruxelles y de la Universidad de Montpellier (Francia) han logrado, por primera vez, medir la temperatura del centro de ciertas estrellas, así como calcular su edad. El estudio se ha publicado en la revista Nature.

En 1926, en su obra The internal constitution of the stars (La constitución interna de las estrellas), el astrofísico Sir Arthur Eddington afirmaba: «A primera vista, parece que el interior del sol y de las estrellas es menos accesible que el de cualquier otra region del Universo. ¿Qué instrumental podría atravesar las capas externas de las estrellas y analizar las condiciones de su interior?», informa Tendencias 21.

Casi 90 años después, esta pregunta ha obtenido un principio de respuesta gracias al trabajo de un equipo formado por seis astrofísicos del Instituto de Astronomía y Astrofísica, Facultad de Ciencias de la Université libre de Bruxelles y del Laboratorio Universo y Partículas de la Universidad de Montpellier, que han conseguido medir la temperatura del centro de ciertas estrellas, además de su edad, informa AlphaGalileo.

Mediciones realizadas con isótopos

Para estas mediciones se utilizan isótopos de elementos químicos específicos (como 99Tc -isótopo de tecnecio- y 93Nb -isótopo de niobio-), que actúan como termómetro y reloj.

Las temperaturas determinadas por este medio por los astrofísicos conciernen a las capas profundas de las estrellas, donde se sintetizan elementos más pesados que el hierro.

Estos elementos, una vez transportados hasta la superficie de la estrella mediante un proceso de mezcla, serán arrojados al medio interestelar cuando la vida de la estrella toque a su fin, reintegrándose en el medio interestelar y las grandes nubes que lo componen, de las cuales nacerán nuevas estrellas.

Nuestro Sol pasó por esta situación hace 4.500 millones de años. Los elementos más pesados que el hierro que actualmente utilizamos en la Tierra para numerosas aplicaciones tecnológicas (como el niobio de los imanes potentes o el cerio de los catalizadores) siguieron el mismo camino. Por tanto, el origen de todos estos elementos puede entenderse mejor gracias a este estudio.

Más información sobre ciencia en la web Tendencias 21

Dos estrellas a punto de fusionarse

El Mundo

• ASTROFÍSICA Están tan próximas que terminarán formando una sola supermasiva
• La investigación sobre el sistema binario MY Camelopardalis muestra que las estrellas más masivas se forman por fusión de otras más pequeñas.

Representación artística del sistema MY Cam.JAVIER LORENZO / UNIVERSIDAD DE ALICANTE

MY Camelopardalis (MY Cam) es la estrella más brillante del cúmulo abierto Alicante I, una ‘guardería estelar’ identificada por investigadores de la Universidad de Alicante. MY Cam es un sistema compuesto por dos estrellas, lo que se conoce como una estrella binaria. Hasta la fecha era la más masiva conocida, pues está compuesta por astros 38 y 32 veces mayores que la masa del Sol. Ahora también presenta el periodo orbital más corto detectado, según un estudio publicado en la revista Astronomy & Astrophysics por investigadores españoles.

MY Cam es reconocida como una binaria eclipsante, un sistema en el que una estrella pasa por delante de la otra cada vez que completa una órbita, dando lugar a cambios en el brillo del sistema. Esta propiedad permite a los astrofísicos conocer muchas de las características de las estrellas que componen el sistema.

«La curva de luz nos muestra que el periodo orbital del sistema es da tan sólo 1,2 días. Dado el tamaño de las estrellas, tienen que estar enormemente cerca para poder dar una vuelta completa en tan poco tiempo, pero, al estar tan cerca, las fuerzas de marea que se establecen entre ellas las fuerzan a rotar sobre sí mismas en el mismo periodo», explica Sergio Simón, investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y coautor del artículo.

Además, el gran tamaño de estas estrellas hace que no se acomoden fácilmente a una órbita tan pequeña, con lo cual los investigadores han concluido que los astros se están tocando y que el material de sus capas exteriores forma una envoltura común, lo que en astrofísica se conoce como una ‘binaria de contacto’.

Para Ignacio Negueruela, investigador de la Universidad de Alicante que participa en el estudio, el aspecto más interesante de MY Cam es que sus componentes son jóvenes y aún no han empezado a evolucionar. «Su futuro previsible permite confirmar algunas de las teorías actuales sobre formación de estrellas extremadamente masivas. Las propiedades de ambos astros hacen pensar que se trata de estrellas extremadamente jóvenes, formadas en los dos últimos millones de años, y esto permite sospechar que el sistema se formó tal y como es ahora, aunque quizá las dos estrellas no llegaran a tocarse inicialmente», aclara.

Así, los investigadores creen que la evolución del sistema dará lugar a la fusión de las dos estrellas en un único objeto, aunque los detalles del proceso de fusión se desconocen. Algunos modelos teóricos sugieren que el proceso de fusión será extremadamente rápido, liberando una enorme cantidad de energía en una especie de explosión. Otros trabajos favorecen un proceso menos violento, pero en cualquier caso espectacular.

«De todos modos, muchos astrofísicos creen que la fusión de las componentes de una binaria muy cercana es quizá la manera más efectiva de generar estrellas extremadamente masivas. MY Cam es el primer ejemplo de un sistema que puede dar lugar a uno de estos objetos», concluye Negueruela.

Las estrellas no explotan, se apagan

El Mundo

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La muerte de muchas estrellas no es violenta y destructiva, como se creía hasta ahora, sino que sino que un gran porcentaje de ellas podría acabar sus días en paz, lentamente, enfriándose hasta apagarse de forma definitiva. Esto es lo que ha descubierto un equipo internacional de astrónomos avalados por el Observatorio Austral Europeo, cuyo comunicado anunciando el descubrimiento supone una enmienda a la totalidad de la teoría estelar tal y como la conocíamos hasta ahora.

Un alto porcentaje de estrellas, hasta un 70% según las conclusiones de este estudio, no pasa por una fase final explosiva, sino que en un proceso gradual que dura miles de millones de años queman energía hasta agotarse y morir plácidamemte.

Hasta ahora se creía que, cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la estrella se contrae y entra en la etapa final del desarrollo, en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear consume el hidrógeno y la estrella se convierte entonces en una gigante roja.

La temperatura del núcleo sube entonces lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio y la estrella se hace mucho más pequeña y más densa. Una vez consumidas todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca, en una etapa final marcada por explosiones conocidas como «novas».

Las supernovas, sin embargo, serían una excepción. Según los resultados de este estudio, sólo las estrellas más viejas (de primera generación), que contienen un bajo nivel de sodio, terminan explotando y convirtiéndose en gigantes rojas.

«Parece que las estrellas necesitan tener una ‘dieta’ baja en sodio para alcanzar la fase de AGB en su edad anciana», bromea el director del equipo de astrónomos, Simon Campbell, que considera «demostrado empíricamente que la mayoría de las estrellas, digamos que un 70%, estrellas de segunda generación con alto nivel de sodio, jamás alcanza la fase explosiva AGB».

Los astrónomos denominan fase ‘AGB’, siglas en inglés de «rama asintótica de las gigantes», al periodo explosivo de la evolución que experimentan las estrellas de masa intermedia (entre 0,5 y unas 10 masas solares) al final de sus vidas.

Esta conclusión surge de la observación con el telescopio ESO situado en Chile de la luz de estrellas de un cúmulo globular denominado NGC 6752, en la constelación austral del Pavo, y los datos son contundentes: muchas estrellas no llegan a explotar, sino que se convierten en enanas blancas enfriándose paulatinamente. «Nuestros modelos estelares están incompletos y deben ser revisados», concluye Campbell.

Un telescopio mide la ‘niebla’ de luz de todas las estrellas que han brillado

El Pais

• Los cálculos de los astrónomos indican que la distancia media entre los astros en el universo es de 4.150 años luz

Localización de las 150 fuentes de rayos gamma utilizados como ‘faros’ en el estudio de la ‘niebla’ de luz estelar hecho por el telescopio ‘Fermi’, con el plano de la Vía Galaxia en el centro, en rojo y amarillo. / NASA / DOE / Fermi

 “La luz visible y ultravioleta de las estrellas sigue viajando por el universo incluso después de que hayan dejado de brillar, lo que crea un campo de radiación fósil que podemos explorar utilizando los rayos gamma de fuentes lejanas”, dice el científico Marco Ajello. Es una especie de niebla de luz estelar y un grupo de investigadores ha logrado medirla con la mayor precisión hasta la fecha gracias a un telescopio espacial, el Fermi, dedicado a las fuentes de rayos gamma. Así, han podido determinar que hay como media 1,4 estrellas en cielo por 100.000 millones de años luz cúbicos y que la distancia media entre una estrella y otra es de 4.150 años luz.

Los astrónomos denominan «fondo de luz extragaláctica» a la suma de toda la luz estelar en el cielo y para los rayos cósmicos ese fondo es como una niebla para la luz de un faro, explica la NASA. Ajello y sus colegas, liderados por M.Ackermann, han observado un tipo especial de faros cósmicos llamados blazar para explorar la niebla de luz estelar, y dan a conocer sus resultados en la revista Science.

Los blazar son galaxias que tienen en su centro agujeros negros supermasivos de los que parte de la materia que va cayendo en ellos sale disparada, acelerada casi a la velocidad de la luz en chorros con direcciones opuestas. Si uno de esos chorros está orientado hacia la Tierra, la galaxia resulta especialmente brillante cuando se observa desde aquí. Es decir, los blazar son en esta investigación los haces de la luz (en forma de rayos gamma) de los faros en la niebla (de la luz estelar).

El estudio, con 150 blazar, ha permitido calcular la atenuación de los rayos gamma (por los fotones de la luz de las estrellas que la emitieron antes) al recorrer diferentes distancias en el universo. Y han observado blazar en el cielo hasta distancias que corresponden al universo de hace 9.600 millones de años (el universo tiene ahora unos 13.700 millones de años). Así, con estos faros cósmicos han logrado estimar la densidad de la niebla y calcular la densidad media de estrellas, así como la distancia media entre ellas.

“Estos resultados del Fermi abren la posibilidad de acotar el primer período de formación estelar en el cosmos y, por tanto, despliegan el escenario para el futuro telescopio espacial James Webb: el Fermi nos está proporcionando una sombra de las primeras estrellas mientras que el James Webb las detectará directamente”, explica Volker Bromm, astrónomo de la Universidad de Texas, en el comunicado de la NASA.

Una corriente de estrellas se precipita sobre la Vía Láctea

ABC.es

Supone un «ligero aperitivo» para nuestra galaxia, según los astrónomos

ESO. Imagen de la Vía Láctea

Astrónomos de la Universidad de Yale han descubierto una corriente de estrellas, posiblemente los restos de un viejo cúmulo galáctico más grande, que lentamente está siendo ingerida por nuestra galaxia, la Vía Láctea.

«La Vía Láctea engulle constantemente pequeñas galaxias y cúmulos de estrellas», dice la astrónoma Ana Bonaca, autora principal de la investigación, que se publicará en breve en la revista Astrophysical Journal Letters. «La gravedad más poderosa de nuestra galaxia atrapa a sus objetos y sus estrellas pasan a formar parte de la propia Vía Láctea». Los investigadores ya habían encontrado antes pruebas de cómo la galaxia devora otras enanas. Bonaca argumenta que la corriente estelar recién descubierta es el remanente de un cúmulo de estrellas en vez de una galaxia más grande, porque la corriente estelar es muy estrecha.

«Nuestro descubrimiento es más un ligero aperitivo que una comida abundante para la Vía Láctea», dice Marla Geha, profesora de astronomía en la Universidad de Yale y coautora del estudio. «El estudio en detalle de este proceso de digestión es importante porque nos da una nueva visión de cómo las galaxias se forman y evolucionan».

La nueva banda de estrellas es la primera de su tipo que se encuentra en el cielo del hemisferio sur galáctico, una región que ha sido difícil de estudiar debido a la relativa falta de imágenes del cielo profundo en esa zona. Imágenes más profundas permiten a los astrónomos detectar estrellas más débiles.

Destrozadas

Nombrada como la corriente del Triángulo, el río estelar recién descubierto también podría ayudar a los astrónomos a reconstruir cómo se distribuye la masa de la Vía Láctea, además revelar su estructura dinámica.

Se cree que las galaxias se forman jerárquicamente a través de la fusión de galaxias más pequeñas y aún más pequeños cúmulos de estrellas. Las corrientes estelares se forman a medida que son destrozadas por la fuerza gravitacional de las galaxias. Este proceso puede ser la forma principal de que galaxias como la nuestra crezcan en masa, dicen los investigadores.

El Triángulo fue encontrado durante la búsqueda de una región recientemente inspeccionada por el Sloan Digital Sky Survey III (SDSS-III), un proyecto internacional que realiza un mapa del cielo a través de un campo amplio de fotometría.