Frances Physics: R136a1: La estrella supermasiva más luminosa que se conoce hasta ahora

A todos nos fascinan los extremos: lo más grande, rápido, masivo, antiguo… Las estrellas no son una excepción. El Sol, la estrella que mejor conocemos, tiene un tamaño más bien modesto y aún así nos luce colosal. Cuánto más asombroso es entonces saber que existen estrellas con miles de veces el tamaño del Sol, y también que exceden muchísimo su masa. Y su volumen.

A las demás estrellas del universo las caracterizamos pensando siempre en el Sol. Así hablamos de radios solares y masas solares, cuando nos referimos a las dimensiones de otras estrellas. De esta manera nos hacemos más fácilmente la idea del tamaño de esos otros soles.

La estrella más grande hasta ahora conocida es UY Scuti, cuyo tamaño se extiende hasta más allá de la órbita de Saturno. UY Scuti tiene casi casi 2000 radios solares, según las últimas estimaciones, aunque la estrella está rodeada de una espesa capa de material cósmico, lo que dificulta precisar su verdadero tamaño.

Pero UY Scuti no es la más masiva de todas las estrellas conocidas. Este sitial le corresponde a otra estrella con el poco llamativo nombre de R136a1 y que además no está en la Vía Láctea, sino en la gran Nube de Magallanes, la pequeña galaxia vecina a 170.000 años luz de distancia.

Figura 1. La colosal estrella R136a1 en la Gran Nube de Magallanes, la estrella con mayor masa que se conoce hasta ahora. Fuente: Joannie Dennis a través de Flickr.

Se estima que la masa de R136a1 es unas 265 a 300 veces la del Sol, y también es muchísimo más luminosa que este. Naturalmente la descubrió el telescopio espacial Hubble, pero R136a1 no está sola, ya que está en un cúmulo con docenas de estrellas casi tan monstruosas como ella, incluyendo a 5 que superan las 100 masas solares.

La masa, al igual que el volumen, puede cambiar a lo largo de la vida de la estrella debido a que no son entes estáticos, sino que evolucionan continuamente a lo largo de los millones de años de su existencia.

Una estrella nace con determinada masa, y esta es limitada por la naturaleza de los procesos físicos que se llevan a cabo en su interior. Y justamente es su masa el parámetro principal que determina cómo será la vida de la estrella, cuán larga o corta y cómo puede acabar sus días.

Las estrellas muy masivas son una rareza, pero nos asombran no solamente por su masa colosal. Y es que, aunque disponen de una gran cantidad de materia que transformar, no vivirán tanto como otras con masas más modestas: para mantener ese tamaño se requiere mucha energía.

Y su final será apocalíptico, pues estas gigantes de brillo descomunal, terminan sus días como supernovas en fantásticas explosiones de inimaginable magnitud.

Figura 2. Tamaño comparativo entre varias clases de estrellas, comenzando por la enana roja a la izquierda, después nuestro Sol, una estrella azul 8 veces mayor que el Sol y por último R136a1. Fuente: Wikimedia Commons.

Límites para la masa inicial de una estrella

¿Hay tamaños predeterminados para las estrellas? Según los modelos teóricos desarrollados por los astrofísicos, los límites de los tamaños estelares al nacer son:

-Hasta 150-325 masas solares como máximo, de lo contrario la gravedad y la presión interna de la estrella no llegan al equilibrio necesario para mantener su estructura. Una masa superior genera tal cantidad de energía que la estrella se rompe en mil pedazos.

Antes del descubrimiento de R136a1 por parte del Hubble, se creía que las estrellas no podían exceder al nacer las 200 masas solares aproximadamente, so pena de colapsar.

Ahora se sabe que sí pueden, porque nuestra protagonista R136a1 tenía unas 320 masas solares al nacer, solo que se ha ido desprendiendo poco a poco del exceso. Como siempre, los modelos en la ciencia están sujetos a cambios continuamente.

¿Nació R136a1 con esta masa o es el producto de la fusión de varias estrellas? Los científicos aún no lo saben.

-Como mínimo una estrella debe tener 0.08 veces la masa del Sol, para que en su interior se inicie el reactor nuclear que la mantiene como tal. Esa es la masa que se precisa para poder alcanzar los 10 millones de kelvin necesarios para la ignición del reactor.

¿Qué pasa si no se alcanza esta cota? Los astrónomos tienen una categoría para estos objetos, las llaman enanas marrones, algo así como un estadio intermedio entre planetas y estrellas.

Aunque siguen desprendiendo una ingente cantidad de calor, las enanas marrones irradian en infrarrojo, lo cual dificulta su detección. Aún así los astrónomos creen que son objetos muchísimo más comunes de lo que se cree, más que las estrellas y los planetas.

Relación entre la masa, la luminosidad y la temperatura de las estrellas

El brillo de una estrella es lo primero que advertimos en el cielo. Sin embargo una estrella puede parecer más o menos brillante, ya sea por su propio brillo intrínseco o porque se encuentre más o menos cerca de nosotros.

Casi siempre, cuando una estrella luce muy luminosa en el cielo nocturno, es porque en realidad lo es. Pero hay excepciones, por ejemplo Sirio, la magnífica estrella blanca de la constelación del Can Mayor, es la estrella más brillante del cielo nocturno.

Pero Sirio no es ni la más grande ni la más luminosa de todas las estrellas. Lo que sucede es que se encuentra lo bastante cerca de nosotros, apenas 8.6 años luz, como para que sea el objeto nocturno más brillante, después de la Luna, Venus y Júpiter, que están mucho más cerca y carecen de luz propia.

Así pues, la luminosidad o brillo intrínseco de una estrella está relacionada con dos factores:

-Temperatura

-Área superficial

Si una estrella es muy caliente, tendrá mayor luminosidad que otra. Sin embargo, una estrella fría será muy luminosa si dispone de mucha superficie para irradiar luz.

Una vez que nacen, es decir, que se ha iniciado el proceso de fusión del hidrógeno en helio en el núcleo (sí, las estrellas “viven” de fusionar elementos químicos, de los más livianos a los pesados), las estrellas pasan a la llamada secuencia principal, determinada por la relación existente entre la luminosidad y la temperatura de la estrella.

La secuencia principal es parte del diagrama H-R o diagrama Hertzsprung –Russel, un gráfico de luminosidad versus temperatura. Las estrellas muy masivas también son más calientes y su color va del azul al blanco, pasando por el blanco azulado intermedio.

Figura 3. El diagrama H-R mostrando la ubicación de nuestras estrellas favoritas y la secuencia principal. Cuando están en la secuencia, las más masivas están arriba y a la izquierda, en color azul. Fuente: Wikimedia Commons.

Bien, esta relación entre luminosidad y temperatura no se mantiene siempre igual, sino que cambia a medida que la estrella evoluciona. Sin embargo, una estrella pasará la mayor parte de su vida en la secuencia principal. Lo que sucede después depende de su masa inicial.

Nuestro Sol por ejemplo, se encuentra allí actualmente y estará por bastante tiempo aún, por suerte para nosotros.

Figura 4. Evolución estelar de acuerdo a la masa inicial. Este patrón es el que sigue la mayor parte de las estrellas conocidas. Fuente: Physics HSC Course.

"Pesando" una estrella

Podemos “pesar” a las estrellas que se encuentran en la secuencia principal, al menos de manera aproximada, gracias a que su luminosidad está relacionada con la masa mediante:

L_R = M_R^3.5

Donde L_R es la luminosidad de la estrella relativa a la del Sol y M_Res la masa relativa al Sol, es decir, masas solares. Las cantidades relativas son adimensionales, ya que son cocientes entre cantidades con iguales dimensiones.

Por ejemplo Vega, la estrella blanco-azulada más brillante de la constelación de Lira, está en la secuencia principal, como podemos ver en la figura 3 y su luminosidad relativa es 37, lo cual significa que es 37 veces más luminosa que el Sol. ¿Cuál será su masa estimada en masas solares?

M_R = (37) ^1/3.5 = 2.8 masas solares

De acuerdo a los datos de Wikipedia, la masa de Vega equivale a 2.135 masas solares, pero como hemos dicho, se trata de una aproximación. En todo caso, la luminosidad de Vega es mayor que la de Sirio, que es 25 veces la del Sol.

¿Y cuál será la luminosidad de la fantástica R136a1? Necesitamos notación científica para escribirla, así de grande es: 8.7x10⁶la del Sol. Pero aunque los astrónomos la ubican en la esquina superior izquierda del diagrama H-R, ya que es una estrella jove, recién incorporada a la secuencia, no hay que apresurarse a aplicar este modelo tan simple a R136a1.

Hay que tomar en cuenta que muchos de los datos acerca de esta estrella no se conocen con total exactitud y ella genera tal cantidad de energía que los modelos necesarios para describirla, al menos en términos de lo que sabemos hasta ahora, son extremadamente complejos.

Lo que sí es seguro es que las estrellas muy masivas, evidentemente son muy luminosas, pero a cambio de ello consumen su combustible nuclear mucho más rápido que las estrellas con menos masa.

Hay otras formas de medir la masa de una estrella. Modelos como el descrito se aplican a estrellas individuales, pero las estrellas solitarias no parecen ser el común de los casos. Los sistemas binarios son abundantes, y la ley de gravitación universal nos brinda una manera de estimar la masa a través de sus órbitas.

R136a1 es tan masiva, que su presencia es capaz de curvar la luz, algo que se conoce como lente gravitacional, un telescopio natural que además nos permite ver hacia el pasado.

Figura 5. Eta Carinae, una de las estrellas más luminosas que se conocen. Fuente: Wikimedia Commons.

La ley de Stefan-Boltzmann

La luminosidad de una estrella se mide en watts, como las bombillas, y de acuerdo a la ley de Stefan-Boltzmann es:

L = AσeT⁴

Las magnitudes presentes en esta ley, además de la luminosidad L y la temperatura T (en kelvin) son:

-Luminosidad en términos de la energía térmica (todas las longitudes de onda) por unidad de tiempo, o potencia en W.

-Área superficial del objeto emisor. Las estrellas se consideran esféricas, por lo tanto A = 4πR², donde R es el radio.

-La constante de Stefan – Boltzmann es σ = 5.66963 x10^-8 W/m² K⁴,

-La emisividad de la estrella, denotada por e es un parámetro adimensional entre 0 y 1. Para las estrellas se suele tomar e=1.

Los watts o vatios (W) son unidades muy pequeñas para semejantes emisores, por eso la luminosidad de las estrellas se expresa, al igual que la masa y el radio, en términos de nuestro propio Sol. La luminosidad solar es de 4 x10²⁶ W.

Las estrellas más luminosas son las estrellas variables azules. Mientras están en la secuencia principal, la masa va aparejada con el tamaño, es decir, mientras más masiva es la estrella, más grande es. Pero esto no siempre es cierto para las estrellas fuera de la secuencia principal, ya que como vimos al comienzo, la estrella más masiva no es la estrella más grande que se conoce.

La estrella más luminosa que se conoce es R136a1, pero no está en la Vía Láctea, sino en la Gran Nube de Magallanes. En nuestra propia Vía Láctea están:

-Eta-Carinae y Cygnus OB2 12, las más luminosas de todas después de R136a1. Pese a ello, Eta-Carinae apenas logra verse a simple vista, ya que la cubre la nebulosa del Homúnculo, mientras que Cygnus OB2 12 solo es visible con telescopio.

-La Estrella Pistola en la constelación de Sagitario, cercana al núcleo de la Vía Láctea pero no visible desde la superficie de la Tierra. Fue detectada por el telescopio espacial Hubble mediante espectroscopía de infrarrojos.

Cabe destacar que en esta cuestión de la luminosidad, los valores dependen de los modelos que se usen para calcularla.

Por F. Zapata