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26 de abril de 2018
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Misteriosa Eta Carinae
Foto: Digital Astro Challenge

Misteriosa Eta Carinae

Nidia Morrell

Es una de las estrellas más masivas de nuestra galaxia y también una de las más extrañas. Hace 160 años era la segunda estrella más brillante del cielo, superada sólo por Sirio. Y en tiempos recientes su brillo nuevamente ha empezado a aumentar. Es posible que vaya camino de una gigantesca explosión que quizá afecte a nuestro planeta, o bien nos ofrezca un maravilloso espectáculo y sea el germen de nuevos mundos.

Si buscamos a Eta Carinae en la base de datos SIMBAD, una de las más usadas en astronomía, nos enteraremos de que es una estrella de sexta magnitud, que tiene un espectro"peculiar" y que en el catálogo de estrellas brillantes, que los astrónomos conocemos como HR (por Harvard Revised Photometry Catalogue), figura con el número 4210. La base de datos SIMBAD también nos informa que Eta Carinae es una estrella variable.

La magnitud es una medida del brillo aparente de las estrellas. La escala de magnitudes fue originalmente ideada por el astrónomo griego Hiparco, en el siglo II a.C. Hiparco repartió las estrellas que veía en seis clases o magnitudes. Las estrellas más brillantes tenían magnitud 1, las que apenas se distinguían a simple vista, magnitud 6. Así, el número de la magnitud disminuye cuanto más brillante es la estrella. Con el advenimiento de los telescopios y de técnicas de medición más precisas, fue necesario extender la escala tanto hacia el cero y los números negativos (estrellas más brillantes que magnitud 0), como a números mayores de 6, que corresponden a estrellas que no se perciben a simple vista.

El espectro de una estrella es la división de su luz en los colores que la componen, tal como el arco iris es la descomposición de la luz del Sol. Estudiando el espectro de una estrella se pueden averiguar muchas cosas, como la temperatura de su superficie y los elementos químicos que están presentes en su atmósfera. También se puede medir la velocidad con que la estrella se acerca o aleja de nosotros (que se llama velocidad radial, porque representa la componente de la velocidad a lo largo de la línea visual, o radio). Las estrellas también se pueden clasificar según su espectro. Cuando un espectro es insólito y no se puede encuadrar bien dentro de ninguna clase, se dice que es peculiar.

Tratándose de estrellas, hay varios tipos de variabilidad, pero la más común, por ser la más fácil de detectar, es la variabilidad en brillo. Decimos que una estrella es variable cuando cambia de brillo con el tiempo. Esas variaciones obedecen a distintas causas y pueden ser periódicas o no. Las variaciones de Eta Carinae no son periódicas.

La explosión

Nuestra historia podría comenzar así: había una vez una estrella cuyo brillo comenzó a aumentar. Se la distinguía de todas sus vecinas, aun cuando el cielo no estuviera muy oscuro...

Por el año 1847, cuando el astrónomo inglés John Herschel la observaba desde Sudáfrica, Eta Carinae se había convertido en la segunda estrella más brillante del cielo, superada solamente por Sirio. Según los registros de la época, que no eran tan precisos como los de hoy, este abrillanta­miento duró de 1835 a 1855, y alcanzó el máximo en 1843. Por esa época, Herschel describió y dibujó cuidadosamente la complicada estructura nebular que se destaca en la región de la Gran Nebulosa de Carina, formidable complejo de gas, polvo y estrellas, que constituye una de las bellezas más notables del cielo del sur.

Ya se sabía que Eta Carinae cambiaba de brillo —se habían registrado varios altibajos en su magnitud—, pero el aumento que observó Herschel fue todo un récord. En esos tiempos aún no se utilizaba la fotografía, de manera que los registros de John Herschel consisten en anotaciones, dibujos y esquemas. Entre ellos hay un dibujo detallado de la región de la Nebulosa de Carina, y particularmente de la región conocida como Nebulosa de la Cerradura por la forma que evoca. Hoy sabemos que la forma se debe a la luz que recibe de Eta Carinae. Comparando los dibujos de Herschel con observaciones más recientes, se nota que el aspecto de la nebulosa ha cambiado. Esto se debe a que la estrella se ha debilitado desde entonces. Sabemos que Eta Carinae está dentro de la nebulosa misma porque sus cambios de brillo producen variaciones en la apariencia del material nebular.

Cuando Herschel la dibujó, la nebulosa estaba iluminada por la explosión reciente de Eta Carinae. Hoy sabemos que hace unos 160 años la estrella arrojó al espacio una buena porción del material de su superficie, pero sobrevivió. Desde entonces el brillo de Eta Carinae ha aumentado y disminuido varias veces de manera irregular.
La Nebulosa de Carina se encuentra a unos 8 000 años luz de nosotros y tiene unos 200 años luz de diámetro. Un año luz es la distancia que la luz recorre en un año: unos 9.5 billones de kilómetros, un número inmenso. Por eso las distancias en astronomía no se miden en kilómetros. Los astrónomos usan otras unidades, la mayoría de las cuales son más grandes aún que el año luz.

Erupciones estelares

La Nebulosa de Carina alberga un gran número de estrellas agrupadas en conjuntos que se llaman cúmulos. Los cúmulos de Carina han resultado ser un sitio ideal para el estudio de la evolución estelar, pues allí se están formando estrellas nuevas. La radiación de las estrellas jóvenes y calientes va“tallando” la nube de gas y polvo en la que se formaron (disociando moléculas, ionizando átomos) e imprimiéndole esas formas extrañas y fascinantes que hacen volar la imaginación.

En muchas de estas regiones donde se forman estrellas aparecen estructuras como los discos protoplanetarios (material que gira en torno a una estrella incipiente, del cual probablemente después se formarán planetas) y chorros (jets) de material arrojado al espacio como parte del proceso de formación es­telar. Puedes ver algunos ejemplos de estas estructuras en las imágenes obtenidas por el Telescopio Espacial Hubble de la Nebulosa de Orión, otra región de formación estelar más cercana a nosotros que la Nebulosa de Carina.

Lo que produjo el aumento de brillo de Eta Carinae en el siglo XIX fue una erupción. Hoy se habla en astronomía de erupciones de tipo LBV (por luminous blue variable: variable luminosa azul), de las cuales Eta Carinae es el prototipo. Estas erupciones se producen cuando la estrella arroja material al medio que la rodea en forma explosiva. La inestabilidad de estas estrellas puede tener varias causas. Los casos de erupciones más espectaculares son las explosiones de supernova, pero no vamos a entrar en detalle sobre las supernovas; no es nuestro caso, ya que Eta Carinae sobrevivió a la explosión. No se convirtió en supernova, y hay buenas razones para pensar que no era la primera vez que le ocurría algo así, como veremos.

El motivo de la gran erupción de Eta Carinae es un enigma que aún hoy no está totalmente resuelto. Con todo, van apareciendo algunas pistas.

Servirá de señal cada huella de las horas felices
Se sabrá tanto de las estrellas como de cicatrices.
Silvio Rodríguez, Rosana

El hombrecito

En 1952, Enrique Gaviola, desde el Observatorio de Córdoba, Argentina, descubrió la pequeña nebulosa bipolar (consta de doslóbulos, y un adelgazamiento entre ambos, como un reloj de arena) que rodea a Eta Carinae. La nebulosa bipolar es producto de la erupción del siglo XIX. Gaviola la bautizó con el nombre de Homúnculo, que significa “hombrecito”, porque eso le sugería la forma de esta estructura. Hoy podemos admirar el Homúnculo en la hermosa imagen obtenida por el Telescopio Espacial.

Además de fotos, se han realizado, también con el Telescopio Espacial, observaciones de espectros para estudiar los movimientos del material expulsado dentro del Homúnculo, así como su composición química.

Se ha detectado material en expansión fuera del Homúnculo, lo cual indica que antes de la erupción del siglo XIX ya habían ocurrido cataclismos como éste en Eta Carinae.
Un descubrimiento reciente, que nos puede servir para entender los insólitos cambios de brillo de Eta Carinae, es que se trata de una estrella binaria: tiene una compañera, aparentemente muy caliente y más pequeña, que gira en torno a ella en una órbita muy alargada. Cada cinco años y medio, la pequeña compañera pasa por el punto de su trayectoria más cercano a Eta Carinae, que se llama periastro.

Durante mucho tiempo se discutió la posibilidad de que Eta Carinae fuera un sistema binario. No fue hasta el año 2001 cuando se reunieron suficientes pruebas como para que queden pocas dudas al respecto. La duda se ha disipado gracias a los trabajos de varios astrónomos, entre los que se destaca Augusto Damineli, del Instituto Astronómico y Geofísico de San Pablo (Brasil), y algunos de sus colaboradores en distintos lugares del mundo.

Al ser excéntrica la órbita de la estrella más pequeña del sistema Eta Carinae (véase recuadro), la distancia entre las dos estrellas cambia mucho a través del recorrido. Cuando la compañera se acerca, se producen en el espectro alteraciones que ya se conocían, pero que no se habían podido explicar: líneas espectrales que cambian de intensidad, algunas que casi desaparecen y luego vuelven a ser como antes... También los rayos X provenientes de la estrella dan noticia de esto. Por tratarse de dos estrellas muy calientes, poseen vientos estelares muy intensos. El viento de una estrella está compuesto por partículas que se desprenden de su atmósfera (tal como ocurre con el viento solar). En los sistemas binarios, los vientos estelares de las dos estrellas chocan y producen emisiones de rayos X. Cuando la compañera alcanza el periastro y la zona de choque de los vientos se sumerge dentro del viento más denso de Eta Carinae, se produce un “eclipse” de rayos X, durante el cual la emisión X disminuye. Estos eclipses de rayos X también se habían observado anteriormente. Hoy los podemos explicar. Determinar el periodo de revolución del sistema binario permitió por primera vez predecir un eclipse de rayos X para julio de 2003 y organizar una campaña internacional de observación de este acontecimiento.

El evento de 2003 ocurrió cuando se lo esperaba, pero tuvo sus peculiaridades, lo cual hace pensar que la estrella está sufriendo nuevos cambios, como afirma un grupo encabezado por Kris Davidson, de la Universidad de Minnesota, EUA, en una publicación reciente. Estaremos atentos, pues seguramente se avecinan nuevas maravillas.

Frías y calientes

Las estrellas se agrupan en clases designadas por las letras O, B, A, F, G, K y M, según las caracte- rísticas de su espectro. La secuencia espectral es, en esencia, una secuencia de temperaturas: las estrellas de clase O son las más calientes y las M las más frías. El Sol es una estrella de clase G.

Cada clase se divide en subclases. Las estre- llas O4 estaban en el extremo de la secuencia espectral, hasta que Nolan Walborn, quien actualmente trabaja en el Instituto Científico del Telescopio Espacial, en Baltimore, Estados Unidos, definió el tipo O3 para algunas estrellas de la región de Carina (Nolan y sus colaboradores definieron recientemente el tipo O2).

Hay también clases especiales para estrellas insólitas, como las Wolf-Rayet (WR), llamadas así en honor a los astrónomos que por primera vez describieron su espectro. Se trata de estrellas muy calientes, con fuertísimos vientos e intensas emisiones en sus espectros.

Estrellas binarias

Las binarias son pares de estrellas vinculadas por la gravedad, como los cuerpos de nuestro Sistema Solar. Las estrellas binarias orbitan una en torno a la otra. Su movimiento se describe por medio de las mismas leyes que el de los planetas en torno al Sol. Decimos que se mueven una en torno a la otra —en general se habla de que la de menor masa se mueve alrededor de la más masiva—, pero en realidad ambas lo hacen en torno al centro de masa del sistema, que es un punto situado entre ambas estrellas, más cercano a la de masa mayor (si son iguales, el centro de masa estará en el punto medio entre las dos).

Cuando las órbitas son excéntricas, la distancia entre ambos cuerpos no es constante. Tampoco la velocidad con que se mueven. El punto de la órbita donde los cuerpos están más cerca se llama periastro y el opuesto, donde la separación es mayor, apoastro (en el Sistema Solar hablamos de perihelio y afelio). Cuanto mayor es la excentricidad de la trayectoria, más grande es la diferencia entre las distancias en el periastro y el apoastro. La velocidad del movimiento orbital es máxima en el periastro y mínima en el apoastro. Así, para Eta Carinae, el paso por el periastro ocurre en un breve intervalo dentro de los cinco años y medio que le lleva cada revolución orbital.

Futuro de un gigante

Ahora que sabemos que forma parte de un sistema binario y que tenemos algunos datos acerca de la órbita, podemos hacer- nos una idea de las masas de Eta Carinae y su compañera. Al parecer son muy, muy masivas: alrededor de 100 veces la masa del Sol. Los cálculos teóricos nos dicen que las estrellas tan masivas no pueden ser estables, que deben ser proclives a sufrir violentas erupciones y que sus vidas serán muy cortas (para los estándares estelares) ya que, cuanto mayor es la masa de una estrella, más rápida es su evolución. Y parece que eso es lo que pasa con Eta Carinae: su masa es tan grande que estamos asistiendo a su evolución en tiempo real, algo que es muy raro cuando se trata de estrellas. Fijémonos, por ejemplo, en nuestro Sol, una estrella de masa mediana que ha permanecido tal cual por espacio de 4 500 millones de años. Se predice que seguirá así, sin mayores cambios, por otros 4,500 millones de años. Las estrellas más masivas evolucionan mucho más rápido, en unos cuantos millones de años, y éste debe ser el caso de Eta Carinae.

Quizá una noche de éstas veamos a Eta Carinae transformada en supernova: brillante, magnífica y resplandeciente... Aunque sea por última vez.

En los últimos años su brillo ha comenzado a aumentar nuevamente. Ya no es una estrella de sexta magnitud, como dicen los catálogos, sino al menos dos magnitudes más brillante; esto es, de cuarta magnitud. Eta Carinae no había estado tan brillante desde que la observó John Herschel.

El aumento puede deberse a que hay menos polvo alrededor de la estrella, lo que es indicio de cambios en el viento estelar. Éstos a su vez indican cambios en la estructura de la estrella.

El futuro, como siempre, no se puede predecir. Eta Carinae debe haber sido la estrella más masiva del cúmulo conocido como Trumpler 16. Las estrellas más masivas son las que estallan como supernovas al morir. Algunos investigadores opinan que si esto le ocurre a Eta Carinae, el cataclismo podría originar una descarga de energía tan grande que podría afectar a nuestro pequeño planeta, el cual, en la escala de distancias galácticas, se encuentra a la vuelta de la esquina de esa estrella. Pero la teoría dice que las erupciones descargan rayos gamma sólo en algunas direcciones, de modo que podría ser que quedemos fuera del haz de radiación y podamos contemplar el espectáculo sin correr la misma suerte que la estrella. Eta Carinae podría tener otro final. Su condición de sistema binario puede influir en su evolución. Lo que yo creo es que, una noche de éstas, veremos a Eta Carinae transformada en supernova, más brillante que cuando la observaba Herschel, magnífica y resplandeciente, aunque sea por última vez.

Durante estas explosiones, la estrella devuelve al medio interestelar grandes cantidades de material procesado en su interior. En ese medio enriquecido se formarán nuevas estrellas, y es posible que la onda de choque generada por la explosión ponga en marcha un nuevo episodio de formación estelar en el material adyacente. Alrededor de las nuevas estrellas orbitarán otros planetas, y quién sabe, en alguno de ellos podría producirse esa sucesión de inestabilidades que llamamos vida, algo tan misterioso como las propias estrellas. ¿Servirá la muerte de Eta Carinae para iniciar la vida en otros lugares?

Nidia Morrell es doctora en astronomía. Durante muchos años se dedicó a la investigacion y la docencia en el Observatorio de La Plata, Argentina. Desde octubre de 2002 forma parte del personal científico del Observatorio Las Campanas, Carnegie Observatories, Chile.

 
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