Me he parado bajo Orión el Cazador en noches claras deseando que su estrella Betelgeuse explote. "¡Vamos, explota!" A fines de 2019, Betelgeuse experimentó un evento de atenuación sin precedentes que cayó 1,6 de magnitud a 1/3 de su brillo máximo. Los astrónomos se preguntaron: ¿era este oscurecimiento precursor de la supernova? Qué cósmicamente maravilloso sería presenciar el momento en que explota Betelgeuse. La estrella desgarrándose en un estallido de luz esparciendo las semillas de planetas, lunas y posiblemente vida por todo el Universo. Cataclismo creativo.
Solo unas diez supernovas se han visto a simple vista en toda la historia registrada. Ahora podemos revisar registros astronómicos antiguos con telescopios para descubrir remanentes de supernovas como la brillante SN 1006 (atestiguada en 1006AD) cuya explosión creó uno de los objetos más brillantes jamás vistos en el cielo. Desafortunadamente, las últimas investigaciones sugieren que todos podríamos estar esperando otros 100,000 años para que aparezca Betelgeuse. Sin embargo, el estudio de este reciente evento de atenuación obtuvo nueva información sobre Betelgeuse que puede ayudarnos a comprender mejor las estrellas en un estado previo a la supernova.
Esta imagen comparativa muestra a Betelgeuse, antes y después de su atenuación sin precedentes
ESO / M. Montargès et al.
Equilibrio sobre el hombro de un gigante
Betelgeuse, también conocida como Alpha Orionis, es una estrella supergigante roja. Su nombre se deriva de la palabra árabe "bat al-jawz'" que se traduce como "el hombro del gigante" ya que la estrella forma el hombro izquierdo de Orión (posiblemente mencionado por el Replicante "Roy" en sus "lágrimas bajo la lluvia" monólogo de la película Bladerunner). Durante toda su vida, las estrellas luchan por equilibrarse contra la fuerza aplastante interna de su propia gravedad utilizando la fuerza externa de su propia energía, un estado conocido como equilibrio hidrostático. Cualquier interrupción de este equilibrio provoca cambios en la estrella, algunos dramáticos, otros catastróficos.
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Constelación de Orión vista a través de un "halo lunar" causado por la luz de la luna que golpea cristales de hielo a gran altura. La estrella en un círculo es Betelgeuse. Puedes distinguir el tinte rojizo de la estrella. C. Mateo Cimon
La gravedad es tanto el principio como el final de una estrella. La gravedad atrae la materia prima para crear una estrella, gas hidrógeno del vacío interestelar, y la tritura. Comprimido y calentado, el hidrógeno enciende la fusión nuclear en el núcleo de la estrella (el núcleo de nuestro Sol comprende 1/4 de su radio) que irradia energía hacia las capas exteriores de la estrella. Mientras una estrella tenga un suministro de hidrógeno, puede soportar su propio peso y lograr una esfera equilibrada. Una vez sin combustible, la gravedad también pondrá fin a la vida de la estrella. Las estrellas en la fase de combustión del núcleo de hidrógeno de sus vidas se consideran en la "Secuencia principal", un término del Diagrama de Hertzsprung-Russel (HR) (abajo).
Adaptación del diagrama HR por el usuario de Wikpedia Rursus
El Diagrama HR nos ayuda a determinar la fase de la vida de una estrella en particular en función de su magnitud (brillo – Eje Y) y su color o tipo espectral (asignado por una categoría de letras – Eje X). Todas las estrellas que queman hidrógeno caerán en el " S en forma de Secuencia principal central en este diagrama. Piense en ello como los mejores años adultos de una estrella. Nuestro propio Sol cae en la Secuencia Principal como una estrella "Enana Amarilla" de clase G. Todavía está quemando hidrógeno y lo seguirá siendo durante unos miles de millones de años más (no dejes que nadie te venda un seguro solar). Sin embargo, una vez que se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo de una estrella, el equilibrio se desequilibra. El flujo de energía se ralentiza y la gravedad comienza a aplastar el núcleo de la estrella. Aquí es donde una estrella obtiene una segunda vida, aunque en una nueva forma.
La trituración del núcleo aumenta la temperatura del núcleo. El aumento de la temperatura se irradia hacia el exterior hacia los suministros de hidrógeno que permanecieron en capas fuera del núcleo que anteriormente estaban demasiado frías para lograr la fusión. Esta capa de hidrógeno fuera del núcleo ahora se enciende, pero al quemar esta capa exterior más superficial, la estrella se hincha. A medida que las capas externas se expanden hacia afuera, la superficie de la estrella ahora está más alejada del núcleo y se extiende sobre un área más grande, lo que hace que se enfríe y se vuelva de color rojo (las estrellas son más rojas cuando están más frías, más azules cuando están más calientes). La estrella evoluciona en una Gigante Roja (o SUPERgigante Roja para estrellas brillantes muy masivas). Si la estrella es lo suficientemente masiva, el aumento de las temperaturas en el núcleo también encenderá el helio que se acumuló como subproducto de la quema de hidrógeno. Una vez que la "ceniza", el helio ahora se convierte en un suministro secundario de combustible de "emergencia" en la batalla perdida contra la gravedad.
El remanente de la nebulosa de la estrella que produjo la Supernova 100 vista por el Observatorio de rayos X Chandra. La explosión ocurrió a 7.200 años luz de la Tierra. Observado a través de la planta en 1006 dC, creó uno de los objetos más brillantes jamás vistos en la historia humana.
C. Institución Smithsonian
Como Gigante Roja, la posición de la estrella en el Diagrama HR se mueve a una de las familias de gigantes que crecen a medida que se ramifican a partir de la S de la Secuencia Principal. Ahora es más brillante (más alto en el eje Y) y más rojo (más a la derecha en el eje X). Así es como podríamos distinguir, digamos, una enana roja de clase M de una gigante roja de clase M. Una enana roja y una gigante roja pueden ocupar la misma posición en el eje X en cuanto al color, pero la gigante será mucho más brillante y, por lo tanto, más alta en el eje Y en una de las ramas gigantes. Los Supergaints rojos como Betelgeuse se encuentran en las etapas finales de sus vidas. Eso no significa necesariamente que hayan vivido una vida larga, solo que están en las etapas finales de su propia vida. Betelgeuse ha vivido una fracción de la vida de nuestro Sol a pesar de ser mucho más masiva. Uno pensaría que una estrella más grande = más combustible para quemar, pero las estrellas más grandes están quemando la vela en ambos extremos. Para mantener el equilibrio frente a su enorme masa, queman hidrógeno mucho más rápido que sus contrapartes de menor masa.
Una estrella que respira
Pero Betelgeuse aún no ha logrado un nuevo equilibrio estable. La estrella tiene un brillo pulsante y, por lo tanto, se clasifica como una "estrella variable". Comprender la causa o el "modo" de la variabilidad permite a los investigadores determinar varias características físicas clave de Betelgeuse: el enfoque de la publicación más reciente de la Dra. Meredith Joyce de la Universidad Nacional de Australia, el Dr. Shing-Chi Leung de CalTech y el Dr. Chiaki Kobayashi profesor asociado en la Universidad de Hertfordshire.
¡Betelgeuse todavía se está atenuando! Universe Today Vídeo de Fraser Cain
La variabilidad de una estrella es extrínseca o intrínseca. La variabilidad extrínseca es un cambio en el brillo debido a una fuente externa. El eclipse de estrellas binarias es una variabilidad extrínseca común, ya que una estrella bloquea la luz de una estrella compañera. La variabilidad intrínseca es causada por algo dentro de la estrella misma. La investigación reciente sobre Betelgeuse, inspirada en el dramático oscurecimiento de la estrella a fines de 2019, buscó determinar si el evento fue de naturaleza intrínseca o extrínseca. Las observaciones actualizadas de los pulsos regulares de Betelgeuse permitieron a los investigadores confirmar que la causa principal de la variabilidad es algo llamado "Mecanismo Kappa" que desestabiliza el equilibrio de la estrella y hace que Betelgeuse "respire" a medida que se hincha y se encoge en tamaño y brillo.
Fig. 1 de Joyce et al 2020: Los "alientos" de Betelgeuse durante veinte años. Nótese la caída sin precedentes hacia 2019. C. ESO/M. Montarges et al. Descripción del autor
Entonces, ¿qué es el mecanismo Kappa? Las estrellas están hechas de gas ionizado. Cuando se sobrecalienta gas hidrógeno dentro de una estrella, los electrones se arrancan de los átomos de hidrógeno, el proceso de ionización, que convierte a la estrella en una sopa batida de electrones que vuelan libres llamada plasma. El plasma constituye el 99% del Universo visible (nosotros, el material de plasma no ionizado, somos en realidad la rareza del espacio).
Sin embargo, la ionización no es uniforme en toda la estrella y existe en varias capas de ionización parcial variable. Una característica clave del hidrógeno parcialmente ionizado es que cuando se comprime, el hidrógeno se vuelve más opaco en comparación con las capas circundantes. Estas capas de hidrógeno opaco parcialmente ionizado pueden aislar y atrapar energía a medida que la energía trata de moverse desde el núcleo hacia la superficie. En las estrellas de la Secuencia Principal, esa energía atrapada quiere empujar esas capas opacas hacia arriba, pero hay demasiada masa densa de la estrella arriba para moverse. Eventualmente, la energía atrapada encuentra otras rutas hacia la superficie, o la ionización desigual se equilibra en la agitación de la estrella.
Por qué se expanden las gigantes rojas Universe Today Video de Fraser Cain
Sin embargo, cuando una estrella se expande hasta convertirse en una gigante roja, estas capas opacas de ionización parcial se elevan más cerca de la superficie de la estrella, donde pueden moverse más libremente. Con más libertad de movimiento, cuando queda suficiente energía atrapada debajo del gas aislante opaco, la capa es forzada hacia arriba y empuja contra la superficie de la estrella, lo que hace que la estrella se hinche aún más. A medida que la capa se expande, se vuelve menos comprimida, menos opaca y más transparente a la energía, lo que permite que la energía atrapada escape a través de la superficie hacia el espacio. Habiendo perdido energía, la capa pierde impulso y vuelve a caer hacia la estrella donde una vez más se vuelve opaca y comprimida bajo la superficie de la estrella. Piense en ello como la válvula de vapor en una tetera. Se acumula suficiente vapor, la válvula se empuja hacia arriba para abrirla, se libera el vapor, luego la válvula cae y se cierra. Con cada pulso, la estrella cambia de radio y brillo. La función de este gas opaco parcialmente ionizado al causar la pulsación es el Mecanismo Kappa. Así es como funciona el ciclo:
A) La evolución a Red Giant activa el mecanismo Kappa
- La estrella se expande en un Gigante Rojo a medida que el núcleo se quema a través de su combustible de hidrógeno.
- La expansión hace que las capas de ionización parcial se eleven a profundidades menores dentro de la estrella.
- A medida que la superficie de la estrella se expande hacia afuera, el impulso la lleva más allá del equilibrio de gravedad de la estrella, donde se desacelera y vuelve a caer hacia adentro.
B) Ciclo del mecanismo Kappa
- La estrella que cae comprime capas de hidrógeno parcialmente ionizado cerca de la superficie de la estrella. La compresión vuelve estas capas más opacas atrapando la energía debajo
- La estrella continúa contrayéndose hasta que la opacidad de las capas parcialmente ionizadas alcanza un máximo. Eventualmente, suficiente energía queda atrapada debajo de las capas opacas para superar el impulso del colapso.
Aquí es donde la estrella tiene el radio más compacto y se convierte en la más caliente y brillante del ciclo. - La capa opaca comprimida ahora deja de caer y comienza a invertir la dirección hacia la superficie empujada hacia afuera contra la gravedad por la energía atrapada debajo.
- La capa opaca en expansión empuja contra la superficie de la estrella causando que la estrella se hinche. Las capas opacas en expansión se vuelven menos comprimidas y más transparentes, liberando energía atrapada. Cuando esté más expandida, la estrella será la más fría y tenue del ciclo.
- Las capas externas de la estrella eventualmente pierden impulso y vuelven a caer hacia adentro, comenzando el ciclo nuevamente en el Paso 4)
Imagínese flotando cerca de la superficie de una supergigante roja millones de veces el volumen del Sol y observando cómo se expanden y contraen sus capas exteriores. ¡La superficie de la estrella puede moverse hasta un kilómetro por segundo! Un gigante que toma una respiración gigante cada año.
Los investigadores utilizaron modelos informáticos para confirmar que el mecanismo Kappa es responsable de un ciclo o período de 416 días en el brillo de Betelguese. Sin embargo, el modelo virtual no pudo reproducir un segundo período de 185 días y un período más largo de 2365 días que el equipo de investigación observó físicamente en la estrella misma. Es posible que el Mecanismo Kappa esté interactuando con otras características intrínsecas de la estrella para producir otro modo en la variabilidad de la estrella. Por lo tanto, los investigadores concluyen que Betelgeuse es una "estrella variable de doble modo".
El período más corto de 185 días se clasifica como un "sobretono" en las pulsaciones de la estrella. La palabra "tono" es adecuada porque las ondas a través de la estrella son esencialmente ondas de sonido en el plasma agitado. El período de 2365 días se conoce como LSP o período secundario largo. El origen de estos otros dos períodos no está del todo claro. Los investigadores alientan a que se desarrollen modelos informáticos más sofisticados en el futuro para investigar más a fondo los otros períodos de la estrella.
Yo tratando de demostrar el mecanismo Kappa con una lámpara de lava de la NASA c. Mateo Cimon
Hay una región muy estrecha en el Diagrama HR donde existen estrellas variables conocida como la "franja de inestabilidad". Es posible que a medida que algunas estrellas envejecen, evolucionan a través de esta franja hasta llegar a un nuevo punto de equilibrio en el otro lado donde el modo de pulsaciones disminuye o los pulsos se amplifican hasta que la estrella se deshace de sus capas externas por completo.
Como Betelgeuse sigue pulsando, los investigadores determinan que es probable que la estrella se encuentre en las primeras etapas de la fase de combustión de helio de su transición a una supergigante roja y probablemente podría seguir ardiendo durante otros 100.000 años hasta que la gravedad gane por completo y la estrella se colapse en una supernova.
La estrecha franja de Inestabilidad donde se encuentran las estrellas variables. C. Usuario de Wikipedia Rursus
Un rastro de dominó estelar
Los pulsos de Betelgeuse permiten a los investigadores obtener otra información sobre las características generales de la estrella, como el radio de la estrella. Sabemos que los pulsos viajan a través de la estrella, lo que lleva una cierta cantidad de tiempo indicada por el período del pulso. Los investigadores pueden calcular en general a qué velocidad viajan los pulsos (la velocidad del "sonido" dada la densidad de Betelgeuse) y usar el tiempo del período para determinar qué distancia se han movido a través de la estrella. Usando estos cálculos, Betelgeuse se actualizó a 764 radios solares (764 veces el radio del Sol), aproximadamente el 66% de las estimaciones anteriores.
El radio de Betelgeuse ha sido notoriamente difícil de calcular porque, a diferencia de nuestro propio Sol, uno de los objetos esféricos más perfectos del sistema solar, la fotosfera o superficie de Betelgeuse es bastante "borrosa". Las gigantes rojas son más como nubes de estrellas que como esferas. La superficie de Betelgeuse también presenta protuberancias que se extienden cientos de millones de kilómetros mientras ondea en su Red Giantyness. Si bien el nuevo radio de la estrella es más pequeño de lo que se pensaba originalmente, su superficie aún pasaría más allá de Marte y entraría en el cinturón de asteroides si se colocara en el centro de nuestro sistema solar.
Betelgeuse es tan grande y tan cercana que es una de las pocas estrellas que podemos resolver en una forma esférica además de la nuestra. Esta es una de las imágenes de mayor resolución de Betelgeuse jamás tomada. Note cómo la estrella es menos esférica y más "nebulosa/manchada" característica de las Gigantes Rojas. (Crédito de la imagen: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/E. O'Gorman/P. Kervella)
Al igual que las fichas de dominó astronómicas, cada estadística que actualizamos sobre Betelgeuse proporciona información clave a los demás. Con un radio actualizado, podemos volver a calcular nuestra distancia a Betelgeuse en función de la "anchura" que aparece en nuestro cielo. Con un radio más pequeño, Betelgeuse debe estar más cerca de lo que se pensaba, poniendo a la Supergigante Roja a unos 530 años luz. Aunque está un 25 % más cerca que los cálculos anteriores, la estrella sigue estando demasiado lejos para matarnos si estalla. Bueno saber.
Finalmente, los investigadores sopesaron a nuestro gigante vecino. Tenemos una idea general de la velocidad a la que Betelgeuse pierde masa en el espacio, actualmente alrededor de una masa solar cada millón de años más o menos, expulsada hacia el Cosmos. Experimentando simulando con diferentes "progenitores" o masas iniciales cuando Betelgeuse era una estrella joven de secuencia principal, la simulación avanza en el tiempo hasta que la estrella exhibe pulsaciones del mecanismo Kappa. Betelgeuse inclina la balanza a 16,5-19 masas solares (la masa de nuestro Sol) con una masa progenitora de 18-21. Estas simulaciones también proporcionan evidencia de que Betelgeuse probablemente tenga entre 7 y 11 millones de años. Imagínese eso: Betelgeuse tiene una milésima parte de la edad de nuestra propia estrella y está a punto de explotar. Estrellas como Betelgeuse son una chispa fugaz en el tiempo cósmico.
Una luz a través de la oscuridad
Con toda la nueva información sobre Betelgeuse, todavía tenemos un misterio. ¿Qué causó el evento de atenuación a fines de 2019? Si Betelgeuse aún tiene milenios antes de su magnífica muerte ¿qué pasó? Dos posibles respuestas: La combinación de múltiples modos de variabilidad en Betelgeuse alineados para mejorar la atenuación de la variabilidad habitual. Al igual que dejar caer varias piedras en un estanque, a veces las olas pueden fusionarse para crear olas más grandes o incluso cancelarse entre sí. Es posible que hayamos sido testigos de ese tipo de evento. O, otra causa probable, una enorme nube de polvo se movió entre nosotros y Betelgeuse bloqueando temporalmente parte de la luz de la estrella, un evento de oscurecimiento extrínseco en lugar de intrínseco.
Si bien es probable que nuestro Sol haya visto muchas explosiones estelares durante su viaje de eones alrededor de la Vía Láctea, una supernova es asombrosa para nuestra propia vida humana limitada. La explosión de Betelgeuse sería lo suficientemente brillante como para proyectar sombras por la noche. Incluso sería visible durante el día. La explosión se desvanecería lentamente en los próximos meses. Después de un año, el Hombro de Orión desaparecería a simple vista. Probablemente no estaré presente para eso, pero alguien lo hará. Podemos pensar que somos bastante impermanentes, pero también lo es el cielo mismo: las estrellas se desvanecen en la niebla del espacio y el tiempo como "lágrimas en la lluvia".
Imagen de la supernova 1994D en la galaxia NGC 4526. Las supernovas son tan brillantes que incluso pueden verse explotando en galaxias distantes, esta a 55 millones de años luz de distancia. Es posible que una supernova eclipse a toda la galaxia anfitriona: un último resplandor de gloria. C. NASA/Hubble/ESA 
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Imagen destacada: simulación por computadora de Betelgeuse en Space Engine Pro por el autor
Más para explorar:
De pie sobre los hombros de gigantes: Nuevas estimaciones de masa y distancia para Betelgeuse a través de simulaciones evolutivas, astrosísmicas e hidrodinámicas combinadas con MESA (arxiv.org) (Documento de investigación original – Acceso abierto)
Estudio de la estrella supergigante Betelgeuse revela la causa de sus pulsaciones; recalibrado su masa, radio y distancia | Kavli IPMU- ?????????????
Estrellas pulsantes: estrellas que respiran – Presentación de la Universidad de Swinburne
Pulsaciones estelares radiales Astro Princeton
Pulsación estelar y estrellas variables – Universidad de Iowa
Estrellas variables pulsantes (csiro.au) – Instalación nacional del telescopio de Australia
Cuando Betelgeuse se convierta en supernova, ¿cómo se verá desde la Tierra? | astronomia.com
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¿Será Betelgeuse una supernova en 2022?
No, como no hemos visto la explosión. Desde el marco de referencia de la Tierra no la hemos visto explotar (todavía). No importa que en el marco de Betelgeuse ya haya explotado. Cuando la gente discute lo que le sucede a cualquier objeto en el Universo, siempre estamos hablando de lo que hemos visto en la Tierra.
¿Ocurrirá una supernova en 2022?
En 2022, dentro de unos pocos años, un tipo extraño de estrella en explosión llamada nova roja aparecerá en nuestros cielos en 2022. Esta será la primera nova a simple vista en décadas. Y el mecanismo detrás de esto también es fascinante.
¿Estallará Betelgeuse en mi vida?
Como Betelgeuse sigue pulsando, los investigadores determinan que es probable que la estrella se encuentre en las primeras etapas de la fase de combustión de helio de su transición a una supergigante roja y probablemente podría seguir ardiendo durante otros 100.000 años hasta que la gravedad gane por completo y la estrella colapse en una supernova.
¿Cuánto tardaremos en ver explotar a Betelgeuse?
¿En qué año alguien en la tierra vería esta explosión? Respuesta: Betelgeuse está a 650 años luz de la Tierra, por lo que la luz tarda 650 años en llegar hasta nosotros. Si la explosión ocurrió en el año 3000 d.C., entonces veremos llegar la luz en el año 3650 d.C., 650 años DESPUÉS de que ocurriera el evento.