Entender a las estrellas siempre ha sido un gran desafío para la Astronomía. Esas enormes esferas de gas que irradian ingentes cantidades de energía luminosa durante millones de años, son todas muy diferentes entre sí. Para hacer una analogía, imaginemos una gran familia en la que podemos encontrar abuelos, tíos, hijos adolescentes, bebés, madres y padres... es decir, una pintoresca variedad de personas con distinta edad y aspecto. Resulta fácil distinguir quién es quién apenas las vemos. Pero cuando se trata de estrellas... ¡notar las diferencias se torna más complicado!
Las razones son varias. Primero, las personas están cerca nuestro y podemos interactuar con ellas. Pero, imaginensé ahora que los integrantes de la familia estuvieran a cientos de metros de distancia, ¿cómo podríamos identificar a cada uno y, más aún, notar sus características? Este es el problema que tenemos con las estrellas. Como están muy lejos, para la vasta mayoría de los casos, sólo las vemos como diminutos puntos luminosos, aún con los mejores y más grandes telescopios del mundo. Segundo, de las estrellas sólo nos llega su luz. Entonces, para entender a las estrellas en su estado actual, pasado o futuro, en Astronomía, tenemos que especializarnos en analizar la luz. Felizmente, la luz de las estrellas contiene una enorme cantidad de información. Es casi un carnet de identificación completo, si sabemos interpretarlo. Y ese es, precisamente, el desafío.
Una de las características de la luz de las estrellas que podemos medir es el brillo, es decir, cuánta energía luminosa recibimos. Para esto, se usa la "magnitud", un número que representa cuán brillante es cada estrella con el fin de compararlas unas con otras. Medir la magnitud e interpretarla tiene sus dificultades. El brillo de dos estrellas iguales ubicadas a distinta distancia resultará ser diferente. ¡La distancia nos engaña! Es que el brillo de las estrellas se atenúa fuertemente con la distancia. Por otro lado, si dos estrellas similares están a igual distancia, pero una se encuentra detrás de una nube tenue de polvo interestelar, entonces las veremos con diferente brillo. ¡La absorción de la luz por parte de la nube también nos hace confundir! Por esta razón, a este brillo que medimos a partir de las imágenes tomadas con telescopios la denominamos “magnitud aparente”. Justamente se la llama "aparente" porque, en principio, no conocemos ni la distancia a las estrellas, ni la cantidad de material interestelar, ni cómo está distribuida dicha materia en el Universo. Afortunadamente, con el avance de la Astronomía, se han desarrollado muchas técnicas para resolver estas dificultades (distancia y absorción interestelar) aunque, en muchos casos, lograrlo se hace realmente muy difícil.
La luz que nos llega de las estrellas es "luz blanca", es decir que contiene todos los colores del arco iris. Si la hacemos pasar por un prisma de vidrio, los colores se separan (como en la tapa del sublime disco de Pink Floyd). En ciencia, llamamos "espectro" al arco iris. El espectro brinda mucha información. Por ejemplo, podemos ver en cuál de los colores estamos recibiendo más energía. Curiosamente, eso tiene que ver con la temperatura de la estrella. Así, si una estrella es "muy caliente", predominará en su espectro el color azul. En las estrellas "más frías", será el color rojo el más intenso. Por otro lado, también hay muchas gamas de colores del espectro que nuestros ojos no pueden ver, como los que podemos encontrar en el rango "infrarrojo" (para medirlos usamos detectores electrónicos). Y algunas estrellas emiten mucha luz en los diferentes colores del infrarrojo.
Para extraer la información que contiene la magnitud aparente, en Astronomía, se toman imágenes con distintos filtros. Un filtro es un dispositivo que sólo deja pasar la luz de un color determinando, bloqueando al resto de los colores. De este modo, adquirimos una magnitud aparente para cada filtro, es decir que podemos medir cuán brillante es la estrella en cada uno de los colores (del arco iris o del infrarrojo). Luego, combinando estas magnitudes de manera adecuada es posible calcular relaciones llamadas "índices" que se relacionan muy estrechamente con ciertas características propias de cada estrella, como veremos más adelante.
Toda esta larga introducción es necesaria para ponernos en contexto y explicar los resultados de un notorio trabajo publicado recientemente por las Dras. Yael Aidelman y Lydia Cidale, ambas investigadoras del IALP (UNLP-CONICET) y docentes de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (FCAG, UNLP). Ambas autoras pertenecen al proyecto POEMS. El artículo fue publicado por la revista "Galaxies", una reconocida publicación científica de acceso abierto al público ("open access", no hay que pagar una suscripción para leer su contenido).
Cidale (derecha), autoras del artículo científico. En el fondo, la cúpula del
Telescopio Reflector “Virpi Niemelä”, de la Facultad de Ciencias
Astronómicas y Geofísicas de la UNLP.
Justamente, ambas expertas astrofísicas han evaluado criterios para clasificar una "familia peculiar" de estrellas de tipo B a partir de sus magnitudes aparentes. En Astronomía, las estrellas se clasifican según su temperatura usando algunas letras (por ejemplo: O, B, A, ...). Las estrellas B están entre las más calientes (entre dos a cuatro veces la temperatura de nuestro Sol, que ronda los 5500°C).
En el artículo se enumera la increíble variedad de estrellas B. Las más comunes son las "estrellas enanas B" que podríamos llamar "normales" y que, a semejanza de nuestro Sol, brillan durante millones de años de manera estable. Retomando la analogía de la “familia”, el estado evolutivo de estas estrellas normales se correspondería con la adultez (las madres o padres). Lo curioso es que, dentro de la familia de estrellas de tipo B, podemos encontrar “estrellas peculiares”. Por ejemplo, algunas estrellas presentan un disco alrededor (salvando las diferencias, podríamos pensar en una configuración semejante a la del planeta Saturno). Estos discos básicamente están conformados por gas y, en algunos casos, también pueden tener polvo en sus regiones externas. En particular, entre las estrellas B con disco se encuentran las llamadas "Herbig Ae/Be" que son estrellas en fase de formación (¡los bebés de la familia B!), las "estrellas Be" que rotan muy rápidamente y tienen un disco de gas en sus ecuadores (serían los tíos), las "supergigantes B" las cuales son enormes estrellas con mucha masa y un brillo enceguecedor (las abuelas y abuelos insignes), las estrellas supergigantes B[e] que están rodeadas de discos polvorientos a muy baja densidad (los tíos abuelos descuidados), y las estrellas LBV que eyectan enormes cantidades de materia en erupciones ocasionales (¡los tíos abuelos fumadores!). La gran mayoría de las estrellas B (peculiares y normales) terminan su evolución con una colosal explosión de supernova.
Aunque cada grupo corresponde a estrellas en etapas evolutivas muy diferentes, a menudo presentan, en su luz, características comunes que las hacen indistinguibles. Esto se debe a que sus discos también emiten luz, “opacando” la luz que proviene del objeto central. Por esa razón, esas estrellas no pueden ser clasificadas adecuadamente. Precisamente de este problema se ocupa el artículo de Aidelman y Cidale: el de encontrar algunos índices (relaciones entre las magnitudes en el infrarrojo, por ejemplo) que puedan ser medidos y que distingan a esas estrellas y sus grupos. La clasificación de estas estrellas peculiares, es un tema relevante ya que nos ayuda a entender el origen de los discos, por ejemplo.
Las autoras plantean distintos criterios o la combinación de ellos para la clasificación, utilizando principalmente el llamado "índice Q". Este parámetro es un número que se calcula a partir de la combinación de cuatro magnitudes aparentes adquiridas con cuatro filtros diferentes, respectivamente. Para estimar su valor, las investigadoras usaron magnitudes provistas por el satélite Gaia (satélite de la Agencia Espacial Europea que mide con mucha precisión el brillo y la posición de millones de estrellas) y por 2MASS, un enorme relevamiento de magnitudes infrarrojas de los astros.
Lo notable es que, para las estrellas normales, el índice Q sólo depende de la temperatura, eliminando el problema de la distancia y de la absorción interestelar. ¡Esto es realmente fantástico! Porque significa que, el índice Q funciona como un “acceso directo” entre las magnitudes aparentes en diferentes filtros y la temperatura de las estrellas B, pudiendo así, clasificarlas.
En el trabajo se muestra que el valor del índice Q se modifica apreciablemente cuando las estrellas presentan un disco de gas y polvo. Esto se debe a que las estrellas que tienen discos son más brillantes en el infrarrojo que las estrellas normales. De este modo, resulta posible separar las estrellas B normales de las que tienen estos discos de manera bastante sencilla. Mediante diagramas en los cuales se contrastan los distintos colores infrarrojos de las estrellas con el índice Q y otros parámetros semejantes, las investigadoras pudieron establecer nuevos criterios para distinguir varios grupos de estrellas que, hasta el momento, no podían separarse e incluso distinguir estrellas en distintas etapas evolutivas pero cuyos discos tienen características similares.
Un diagrama cartesiano adaptado del artículo, mostrando que la confrontación de dos índices Q puede separar tres grupos de estrellas B con líneas en emisión (Herbig Ae/Be, LBV y SGB[e]).
De este modo, este trabajo abre nuevos caminos para reconocer a algunos de los grupos de la gran familia de las estrellas B con discos. Al distinguir estos grupos, resultará más fácil ubicarlos en una secuencia temporal para trazar la evolución natural de estas estrellas (por ejemplo, un criterio permite distinguir una estrella LBV de las enanas comunes B, confirmando que las LBV están en una etapa más avanzada en su evolución). También, el uso de estos nuevos criterios permitirá programar en computadoras, una clasificación automática de estos astros. Esto podrá aplicarse a las enormes bases de datos existentes (y futuras) usando técnicas sofisticadas de diagnóstico automático como el machine-learning (aprendizaje automatizado) y la inteligencia artifical.
Título del artículo: "Reddening-Free Q Parameters to Classify B-Type Stars with Emission Lines"
Autores: Yael Aidelman y Lydia S. Cidale (IALP, UNLP-CONICET, FCAG, UNLP).
Enlace al artículo: https://www.mdpi.com/2075-4434/11/1/31
Redacción de la nota: Dr. Roberto O. J. Venero