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A principios de mayo de 2007, anunciamos que científicos de la prospección Hamburgo/ESO habían descubierto en nuestra galaxia una estrella de 13 200 millones de años de edad, y entre nuestros lectores surgieron muchas preguntas.

Por Heber Rizzo Baladán
Montevideo, Mayo 19, 2007

Entre los científicos principales del estudio [1] se encontraba el Dr. Norbert Christlieb, y a él nos dirigimos para que nos ayudara a despejar nuestras dudas.

El Dr. Norbert Christlieb nació en Hamburgo el 18/08/1966.

Muy amablemente, el Dr.Christlieb respondió a nuestras preguntas, de modo que basados en ellas y haciendo un poco de investigación propia, intentaremos hoy poner las cosas un poco más en claro para las consultas que aparecieron en los mensajes de la noticia originaly en los diferentes foros que integramos.

¿Si HE 1523-0901 [2] es tan vieja y se formó en los primeros tiempos de nuestro universo, de dónde provienen sus elementos pesados? ¿No debería estar compuesta únicamente de hidrógeno y helio? [3]

Dr. Christlieb: ¡Muy buena pregunta! La respuesta es que los elementos pesados que vemos en HE 1523 han sido producidos, muy probablemente, en una supernova Tipo II [4], y HE 1523 se formó a partir de una nube de gas que había sido “contaminada” con esos elementos. La figura que aparece en el comunicado de prensa de ESO puede ser un poco equívoca al respecto.

¿Qué clase de estrella es HE 1523-0901?

Dr. Christlieb: Es una gigante roja, y tiene una masa aproximada a las 0,8 masas solares.

Supongo, entonces, que probablemente HE 1523-0901 comenzó con una masa apenas un poco menor que la de nuestro Sol, o quizás casi igual.

Dr. Christlieb: No. comenzó con una masa muy cercana a las 0,8 masas solares. En su etapa evolutiva actual, la pérdida de masa provocada por los vientos estelares no debería haber alterado todavía su masa original en forma significativa.

Pienso, por lo tanto, que comenzó a entrar en su fase de gigante roja hace tal vez unos mil millones de años. Y de paso, ¿hay alguna forma de estar seguros?

Dr. Christlieb: Solamente se puede calcular a partir de modelos de evolución estelar. Pero esos modelos pueden ser verificados de varias formas; por ejemplo, comparándolas con observaciones realizadas en las estrellas de los cúmulos globulares, que tienen todas la misma edad para cualquier cúmulo dado.

Es posible, por lo tanto, que quizás en algunos cientos de millones de años se convierta en una enana blanca.

Dr. Christlieb: Así, sin realizar cálculos muy finos, me parece que ese es un tiempo demasiado corto, pero habría que verificar ese número, así como el tiempo que la estrella ya ha permanecido en la rama de las gigantes rojas [5].

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por Heber Rizzo

[1].- La prospección Hamburgo/ESO (HES) es una inspección que cubre el total del cielo extragaláctico austral. Se basa en placas tomadas con el telescopio Schmidt de ESO de un metro. Investiga diferentes tipos de estrellas, tales como las T-Tauri, las estrellas del halo galáctico pobres en metales, nebulosas planetarias, estrellas variables cataclísmicas, enanas blancas magnéticas, etc.

[2].- HE 1523-0901 es una estrella de magnitud 11,1, que se encuentra a unos 7 500 años luz de distancia en la dirección de la constelación de Libra. Pertenece a la llamada Población II, es decir, estrellas antiguas y pobres en metales que generalmente se encuentran en los cúmulos globulares, en el halo galáctico y en el abultamiento central de las galaxias. En el caso de las galaxias elípticas las estrellas de la Población II conforman una abrumadora mayoría.

[3].- Las estrellas de la Población II son de segunda generación, es decir, debió existir una generación previa de estrellas que crearon los pocos metales (es decir, los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio) que observamos en ellas. Estas estrellas, propuestas teóricamente pero que no han podido ser identificadas hasta la fecha, conforman la Población III.
Las estrellas de la Población III se formaron a partir del material prístino, original, creado en el Big Bang. Las teorías más actuales consideran que probablemente eran objetos muy masivos, de entre 60 a 300 masas solares.

[4].- Las estrellas muy masivas consumen rápidamente su combustible estelar. A medida que envejecen, van formando por fusión del hidrógeno “capas de cebolla” de elementos más pesados, con las capas más pesadas en la posición interior.. Estas capas también comienzan procesos de fusión que a su vez crean elementos más pesados y más capas a la cebolla. Finalmente, en el núcleo se llega al hierro, que ya no puede sostener por sí mismo la fusión nuclear. Entonces, el núcleo colapsa y suceden dos cosas importantes:

a) Los electrones y los protones son unidos fuertemente unos con otros para formar neutrones y neutrinos. Aunque estos últimos no interactúan fácilmente con la materia, como las densidades allí existentes son tan altas pueden ejercer una presión tremenda hacia fuera de la estrella.
b) Las capas exteriores caen “hacia dentro”. Cuando el núcleo detiene su colapso al quedar los neutrones demasiado unidos como para que haya más lugar hacia donde caer, las capas más exteriores rebotan, enviando ondas de choque hacia fuera.
Estos dos efectos (el estallido de neutrinos y la onda de choque de rebote) hacen que toda la porción de estrella que rodea al núcleo estalle en una explosión supernova de tipo II.

La liberación de energía es tremenda, y algo de ella es utilizada para crear, por fusión, elementos más pesados que el hierro. El material eyectado pasa a formar parte del medio interestelar, el que eventualmente será re-utilizado para crear una nueva generación de estrellas.

Este proceso es especialmente importante en el rango de estrellas de entre 140 a 300 masas solares, ya que el estallido es tan grande que ni siquiera queda un remanente del núcleo en forma de agujero negro o de estrella neutrónica. Eso explicaría, al menos parcialmente, la falta de detección de estrellas de Población III, mientras que a la vez bastaría para justificar toda la metalicidad de las estrellas de la Población II, tal como HE 1523-0901.

Por otro lado, una estrella de, digamos, 60 masas solares, tardará apenas 3 millones de años en consumir su combustible nuclear, y una de 100 o más masas solares lo consumirá quizás en 1 millón de años o incluso menos, por lo cual habrá tiempo suficiente como para que vivan y mueran muchas de ellas desde el inicio mismo de nuestro universo, hace 13 700 millones de años, hasta el momento del nacimiento de HE 1523-0901 y sus otras hermanas de la Población II.

[5].- Una estrella como nuestro Sol permanecerá en la secuencia principal (del diagrama Herzstprung-Russell) unos diez mil millones de años, antes de convertirse en gigante roja y en enana blanca después. Una estrella con una masa de 0,85 masas solares permanecerá en la secuencia principal unos doce mil a catorce mil millones de años.

NOTA: Para más información sobre tipos y características de las estrellas, visite en Astroseti la serie “Clasificación estelar”.

Diagrama Hertzsprung-Russell.© Antoni Salva (pulsar sobre la imagen para ampliarla)