jueves, 22 de julio de 2010

Descubren estrella gigante de 300 masas solares


Usando una combinación de instrumentos del Very Large Telescope del ESO, astrónomos descubrieron las estrellas más masivas encontradas hasta ahora, una de ellas con un peso de nacimiento de más de 300 veces la masa del Sol, el doble del límite aceptado actualmente de 150 masas solares. La existencia de tales monstruos –millones de veces más luminosos que el Sol, que pierden peso a través de vientos muy poderosos- podría proporcionar una respuesta a la incógnita de “¿cuán masivas pueden ser las estrellas?”.

Un equipo de astrónomos dirigido por Paul Crowther, profesor de astrofísica de la Universidad de Sheffield, utilizó el Very Large Telescope (VLT) de ESO, así como información de archivo del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA para estudiar en detalle dos cúmulos jóvenes de estrellas: NGC 3603 y RMC 136a. NGC 3603 es una fábrica estelar donde las estrellas se forman intensamente en las extensas nubes de gas y polvo de la nebulosa, ubicada a 22.000 años-luz de distancia del Sol . RMC 136a (más conocido como R136) es otro cúmulo de estrellas calientes jóvenes y masivas, ubicado dentro de la Nebulosa de la Tarántula en una de nuestras galaxias vecinas, la Gran Nube de Magallanes, a 165.000 años-luz de distancia.
El equipo encontró varias estrellas con temperaturas superficiales sobre los 40.000 grados: unas siete veces más calientes que nuestro Sol, algunas decenas de veces más grandes y varios millones de veces más brillantes que éste. Comparaciones con modelos indican que varias de estas estrellas nacieron con masas superiores a 150 masas solares. La estrella R136a1, encontrada en el cúmulo R136, es la estrella más masiva que se haya descubierto, con una masa actual de 265 masas solares y un peso al nacer de unas 320 veces la masa del Sol.


En NGC 3603 los astrónomos pudieron también medir directamente las masas de dos estrellas que pertenecen a un sistema estelar doble, como una validación de los modelos utilizados. Las estrellas A1, B y C en este cúmulo poseen al nacer masas estimadas superiores o cercanas a 150 masas solares.
Las estrellas muy masivas producen flujos muy poderosos. “A diferencia de los humanos, estas estrellas nacen pesadas y pierden peso con la edad”, señala Paul Crowther. “Al tener un poco más de un millón de años, la estrella más extrema R136a1 está en una ‘edad mediana’ y ha sufrido una intensa pérdida de peso, despojándose en ese lapso de tiempo de una quinta parte de su masa inicial o más de 50 masas solares”.
Si R136a1 reemplazara al Sol en nuestro Sistema Solar, sobrepasaría al Sol tanto como el Sol sobrepasa actualmente a la Luna llena. “Su alta masa reduciría el largo del año de la Tierra a tres semanas y bañaría a la Tierra con una radiación ultravioleta increíblemente intensa, haciendo imposible la vida en nuestro planeta”, dice Raphael Hirschi, de la Universidad Keele y parte del equipo.
Estas estrellas de gran peso son extremadamente raras y se forman únicamente dentro de los cúmulos estelares más densos. Distinguir estrellas individuales, como se ha logrado ahora por primera vez, requiere del especial poder de resolución de los instrumentos de infrarrojo del VLT.
El equipo también estimó la masa máxima posible de las estrellas dentro de estos cúmulos y el número relativo de estas estrellas más masivas. “Las estrellas más pequeñas tienen un límite de más de unas 80 veces más que Júpiter, bajo el cual son ‘estrellas fallidas’ o enanas marrones”, dice el miembro del equipo Olivier Schnurr del Astrophysikalisches Institut Potsdam. “Nuestro nuevo descubrimiento apoya la visión previa de que también hay un límite superior que determina cuán grande pueden llegar a ser las estrellas, si bien ese límite se incrementó por un factor de dos, hasta unas 300 masas solares”.
Dentro de R136, sólo cuatro estrellas pesaron al nacer más de 150 masas solares, sin embargo son responsables de casi la mitad del viento y del poder de radiación de todo el cúmulo, que comprende aproximadamente unas 100.000 estrellas en total. R136a1 por sí sola energiza sus alrededores en un factor de más de 50 comparado con el cúmulo de la Nebulosa de Orión, la zona de formación de estrellas masivas más cercana a la Tierra.
Comprender cómo se forman las estrellas muy masivas es bastante difícil debido a sus cortas vidas y fuertes vientos, por lo tanto, identificar casos tan extremos como el de R136a1 aumenta aún más el desafío para los teóricos. “O bien nacieron tan grandes o estrellas más pequeñas se fusionaron para producirlas”, explica Crowther.
Estrellas entre unas 8 y 150 masas solares explotan al fin de sus cortas vidas como supernovas, dejando atrás exóticos remanentes, como estrellas de neutrones o agujeros negros. Una vez establecida la existencia de estrellas que pesan entre 150 y 300 masas solares, los descubrimientos realizados por los astrónomos aumentan las posibilidades de que existan “pares de supernovas inestables” excepcionalmente brillantes, que se aniquilan completamente sin dejar rastros, esparciendo hasta diez masas solares de hierro en sus alrededores. Unos pocos candidatos a tales explosiones ya han sido propuestos en años recientes.
R136a1 no es sólo la estrella más masiva que se haya encontrado, sino que también es la más luminosa, unas 10 millones de veces más que el Sol. “Debido a la rareza de estos monstruos, creo que es improbable que este nuevo récord sea superado dentro de poco”, concluye Crowther.

10 comentarios:

  1. 300 masas solares!!! ¿Os imaginais poder ver una estrella así de cerca?
    Aig!!! he nacido dos o trescientos años demasiado pronto!!!!

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  2. En realidad preferiría no tener un monstruo cósmico así muy cerca.^_^
    Lo que tiene que ser impresionante es contemplar los efectos que produce su potente viento estelar en sus alrededores.
    Un saludo!

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  3. Me ha surgido alguna duda.

    ¿A qué se refiere con pares de supernovas inestables?

    ¿Y cómo que no dejan restos? (supongo que se refiere a un remanente como las estrellas de neutrones o lo agujeros negros)

    Grácias de antemano por la ayuda!

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  4. Trataré de explicártelo:

    En las estrellas con una masa entre 90 y 130 veces la masa solar,al llegar al final de su vida, la temperatura en su núcleo es tan alta, que parte de la energía de la radiación gamma se convierte en pares de electrones, y en su contraparte de antimateria, positrones. El resultado es un fenómeno llamado "par inestable", en el que la conversión de radiación en pares de electrones-positrones causan la caída de la presión de la radiación, y la estrella empieza a contraerse rápidamente.
    Al contraerse el núcleo va rápidamente hacia la inestabilidad hasta colapsar y quemar combustible explosivamente. Luego la estrella se expande violentamente, pero no lo suficiente como para destrozar la estrella. Para estrellas entre 90 y 130 masas solares, se obtienen pulsos. Luego se expande violentamente, irradia energía y se contrae hasta que se vuelve más caliente, volviendo a golpear la inestabilidad de nuevo. Y así hasta que pierde suficiente masa.Usualmente pensamos en una supernova como la muerte de una estrella, pero en este caso la misma estrella puede explotar media docena de veces coincidiendo con cada pulso.
    Las estrellas en este rango de tamaño son raras, especialmente en nuestra galaxia, pero habrían sido más comunes en el Universo primitivo.
    Por ello, algunos investigadores han sugerido la inestabilidad del par como un posible mecanismo para algunas supernovas.

    Saludos!

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  5. Una duda Veronica. ¿ En esas estrellas supermasivas es posible que se llegue más lejos que el Hierro, o el hecho que sea el nucleo más estable sigue impidiendolo?

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  6. Por lo que se conoce hasta ahora, sólo podrían llegar hasta la producción del hierro, elemento final a partir del cual la fusión nuclear deja de ser una reacción rentable y exotérmica, por lo que la estrella pierde estabilidad y ya no puede sostenerse así misma. Esto es debido a que la fusión de dos núcleos de menor masa que el hierro (que, junto con el níquel, tiene la mayor energía de enlace por nucleón) libera energía en general, mientras que la fusión de núcleos más pesados que el hierro absorbe energía.

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  7. Determinación aproximada de la masa límite superior de una estrella:
    Cuando la energía potencial de la estrella sea superior a la energía liberada por la fusión de H en He.
    La energía potencial de una estrella es G*M^2/R
    R=radio M=masa G=constante de la gravitación.
    Para una estrella de x masas solares y de k radio solares y suponiendo que en las estrellas muy masivas 75% es H , como en el Sol; tendremos que 0,5 % de energía Mc^2 se desprende por fusión de H en He.
    (G*x^2*M^2/k*R>0.005*M*c^2–>
    x^2/k>0.005*c^2*R/G*M
    =0.005*9*10^20*7*10^10/6,67*10^-8*2*10^33–>
    x^2/k>2360
    No conozco cuales son los radios típicos de las estrellas supermasivas, pero tomando k=x/8, obtenemos x=295, es decir que para estrellas de masa superior a 295 masas solares y de radio 295/8=37 masas solares, la energía producida por la fusión no sería suficiente para equilibrar el exceso de energía potencial de la estrella y la estrella para formarse y encenderse tendría que perder masa si tuviera con ese radio más de 295 masas solares.
    En el caso de R136a1 la masa actual es de 35,4 con una masa inicial de 320 y actual de 265.
    Ri^3/Ra^3=320/265-->Ri=1,065*Ra=1,065*35,4=37,7
    (i=inicial,a=actual) .Esto nos da que su masa no debiera haber superardo 298 masas solares.

    Otros valores:

    k=x/100 x>24 masas solares R=0,24 radios solares
    k=x/10 x>236 R=24
    k=x/5 x>472 R=94
    k=x/2 x>1180 R=590
    k=x x>2360 R=2360
    k=2x x>4720 R=9440

    Para k=x, la densidad media de la estrella es:
    (2360)^2=5,6 millones de veces menor que la densidad media del Sol y para k=2x es 178 millones de veces más débil.
    Cuanto más baja es la densidad media de la estrella, más masiva esta puede ser.
    La cuestión es saber si existe un límite inferior de la densidad media de las estrella por debajo del cual la fusión no tiene lugar.
    Este sería el límite superior para la masividad de las estrellas supermasivas.

    Nota: No soy físico y por tanto tampoco astrofísico. Debo mis escasos conocimientos de astronomía amateur al excelente libro divulgativo de Eduardo Battaner: "Física de las noches estrelladas" y a alguna lectura divulgativa más. Agradecería que se me corrigiera en el caso, más que probable, de que estos cálculos fueran equivocados.

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  8. Hola:

    Yo tampoco soy astrofísica ^_^(todavía). Precisamente esta noticia es muy importante por los argumentos que presentas. Según las teorías que aceptamos en la actualidad, esta estrella no debería existir. Sin embargo está ahí, luego algo falla en nuestra ciencia estelar. Ahora es trabajo de los físicos profesionales descubrir en qué estábamos equivocados. Espero que pronto den con la clave del error y pueda ofrecérosla aquí.

    Un saludo y muchas gracias por tu valiosa argumentación.

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  9. Corrección:
    "En el caso de R136a1 el radio actual es de 35,4 con una masa inicial de 320 y actual de 265:
    Ri^3/Ra^3=320/265-->Ri=1,065*Ra=1,065*35,4=37,7
    (i=inicial,a=actual) .Esto nos da que su masa no debira haber superardo 298 masas solares."

    En vez de "En el caso de R136a1 la masa actual es de 35,4"

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