26 Oct 2017.

Un nuevo avance en la determinación del tiempo de vida de las estrellas masivas

estrellas

Las estrellas extraen su energía de las reacciones de fusión que tienen lugar en su núcleo, una región con una densidad y temperatura extremas. Y en los núcleos de las estrellas más masivas puede ocurrir un fenómeno, denominado «rebosamiento del núcleo», que modifica drásticamente su camino evolutivo, principalmente en lo que concierne a su tiempo de vida. Ahora, un estudio encabezado por el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) ha medido la intensidad de este efecto y ha establecido una clara dependencia con la masa de la estrella.

artistu2019s_impression_of_eclipsing_binaryPara determinar cuánto tiempo vive una estrella es necesario conocer el tipo de caldera nuclear estelar y el tipo de reacciones termonucleares que se producen en ella. Las estrellas producen energía a través de la fusión de hidrógeno en helio, pero las condiciones para que se produzca esta reacción solo se hallan presentes en el núcleo, de modo que el tamaño de este determinará cuánto combustible tiene disponible la estrella y, por extensión, cuánto vivirá. Y el tamaño del núcleo de las estrellas depende de cómo se transporta energía hacia las regiones externas.

En las estrellas con más de 1,3 veces la masa del Sol la energía que se produce en el núcleo se desplaza hacia el exterior por convección, similar al burbujeo del agua hirviendo. Son las células convectivas las que transportan la energía y, tradicionalmente, se ha recurrido a una estimación del tamaño del núcleo mediante un criterio que se basa en la aceleración de las mismas: cuando esta es nula, el movimiento cesa, lo que fijaría el límite del núcleo.

«Sin embargo, por inercia, dichas células todavía pueden recorrer un camino mayor que el dictado por este criterio, resultando en un núcleo mayor. Como consecuencia habrá más combustible disponible, alargando la vida de las estrellas, entre otros detalles”, apunta Antonio Claret, investigador del IAA-CSIC que ha conducido la investigación.

Podemos hallar una analogía de este fenómeno, denominado “rebosamiento del núcleo” (del inglés core overshooting), en una hoguera en el campo: en principio, la hoguera solo tendrá lugar donde se halla la leña pero, debido a los movimientos térmicos o al viento, el fuego puede alcanzar el follaje en las inmediaciones de la hoguera.

«Dado que el rebosamiento del núcleo altera tanto la evolución como el tiempo de vida de las estrellas masivas, la determinación de su intensidad y su posible dependencia con respecto a la masa de la estrella es uno de los desafíos de la astrofísica moderna -señala Claret (IAA-CSIC)-. Para ello debemos disponer de datos muy precisos que podamos comparar con los cálculos teóricos. En el pasado  se han realizado algunos intentos pero no se han obtenido resultados concluyentes debido principalmente a la escasez de datos observacionales fiables”.

Un estudio reciente de Claret & Torres (2017), publicado en The Astrophysical Journal, ha examinado la magnitud del core overshooting (rebosamiento del núcleo convectivo) y ha podido determinar cómo depende de la masa de la estrella. La investigación se centró en la aproximación difusiva. En dicho proceso los elementos convectivos se disuelven por un proceso de difusión y, por lo tanto, la región no se encuentra totalmente mezclada. El artículo completa el estudio anterior desarrollado por los mismos autores que examinaron la prescripción “step-function”. Este reciente análisis se basa en una muestra de veintinueve estrellas binarias eclipsantes ubicadas en la vecindad solar y en las Nubes de Magallanes. Los investigadores pudieron inferir el rebosamiento del núcleo  de las dos estrellas de cada sistema binario.

Claret y Torres encontraron que la magnitud de este efecto aumenta para las estrellas que tienen entre 1,2 y 2 veces la masa del Sol, y luego se mantiene aproximadamente constante para las estrellas más masivas hasta aproximadamente 4,5 masas solares, el límite superior de su muestra. El comportamiento más allá de 4,5 masas solares aún no se conoce. La tendencia general en función de la masa es cualitativamente similar a lo que encontraron en su estudio anterior usando la aproximación “step-function”. Esto les permitió establecer una conexión entre los dos mecanismos.

El estudio también examinó la influencia de dos mezclas diferentes de elementos químicos (opacidades) en la intensidad del rebosamiento del núcleo y su dependencia de la masa, y encontró que conducen a resultados esencialmente idénticos. Del mismo modo, Claret y Torres encontraron que la fracción de helio primordial y la ley de enriquecimiento galáctico, que describen cómo la abundancia de helio en estrellas depende del contenido de elementos pesados, tiene poco o ningún impacto. Junto a los resultados de su estudio anterior, estos nuevos hallazgos indican que la dependencia del fenómeno sobre la masa no parece hallarse afectada en gran medida por la física básica adoptada en los modelos teóricos de evolución estelar. Por otra parte, a través de un modelo analítico, también se ha logrado explicar el patrón de los cambios en el tamaño de los núcleos convectivos debido al “core overshooting” estableciendo una conexión con la masa estelar, con el tipo de reacciones nucleares, las opacidades y la ecuación de estado.

El estudio representa un avance importante en nuestra comprensión del rebosamiento del núcleo convectivo y proporciona una guía empírica muy necesaria para desarrollar futuros modelos de evolución estelar. Esto tiene implicaciones potenciales para las edades inferidas de las estrellas, y otras propiedades físicas que dependen de los modelos.

Más información

A. Claret, G. Torres. THE DEPENDENCE OF CONVECTIVE CORE OVERSHOOTING ON STELLAR MASS: A SEMI-EMPIRICAL DETERMINATION USING THE DIFFUSIVE APPROACH WITH TWO DIFFERENT ELEMENT MIXTURES, The Astrophysical Journal, October 2017
Contacto:

Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)
Unidad de Divulgación y Comunicación
Silbia López de Lacalle – sll[arroba]iaa.es
http://www.iaa.es
http://divulgacion.iaa.es

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