Las estrellas muy masivas, que tienen masas unas 100 veces superiores a la del Sol, son una parte importante a la hora de entender la formación de estructuras astronómicas tan importantes como los agujeros negros o las supernovas. Sin embargo, un estudio plantea que pierden más masa de lo que se pensaba…
Las estrellas muy masivas son muy particulares
Algunas de las características que se han observado en las estrellas muy masivas no encajan con el comportamiento que se esperaría que muestren, en base a los mejores modelos que se han desarrollado sobre sus características. En particular, suelen encontrarse en una franja de temperaturas bastante limitada. Algo que es difícil de replicar con los modelos de evolución estelar típicos. Ahora, un grupo de investigadores presenta una serie de nuevos modelos que se basa en observaciones actualizadas del viento estelar.
Es algo que encaja mejor con la observación de las estrellas muy masivas en su entorno natural y podría ayudar a la hora de entender el desarrollo de alguno de los objetos más intrigantes del universo. Encontrar estrellas muy masivas no es especialmente difícil. Por su tamaño, destacan sobre el fondo cósmico, pero hay una zona en particular que es muy fértil para encontrar estos objetos. Se trata de la nebulosa de la Tarántula. Allí, hay un cúmulo conocido como R136, que alberga algunas de las estrellas más masivas conocidas.
Concretamente, hay nueve estrellas con masas que son 100 veces superiores a la del Sol. La luz conjunta de esas estrellas supera en brillo a cualquier otra estrella en un factor de 30 millones. Pero, lo más importante, es que los datos que se han recogido muestran algunas discrepancias entre lo que dicen los modelos y lo que se ha observado. La diferencia más destacable, sin duda, es la temperatura. Los modelos estándar de evolución estelar esperaban grandes variaciones en las temperaturas de estas estrellas muy masivas.
Las observaciones de R136 son sorprendentes
Esos cambios se deben, simplemente, a su ciclo evolutivo, porque estas estrellas se expanden y contraen. Sin embargo, las observaciones de R136 muestran que las temperaturas se mantienen en una banda relativamente pequeña. Algo que los modelos no llegan a replicar, pero que se puede resolver con cierta facilidad. Al menos eso dicen los investigadores, al explicar que hacer que las temperaturas encajen es tan simple como cambiar algunos de los parámetros de esos modelos. Así que han implementado un mecanismo diferente.
Se trata de una nueva regla sobre el funcionamiento del viento estelar, que han incorporado en un modelo de evolución estelar llamado PARSEC v2.0. Estas normas aumentan la pérdida de masa estelar de las estrellas muy masivas que se encuentran cerca del límite de Eddington. Este límite es el punto en el que la presión de la radiación de la estrella se equilibra con la presión hidroestática que mantiene sus capas externas unidas al astro. Si este límite se supera, las capas exteriores de la estrella son expulsados por el potente viento estelar de la estrella.
En sus modelos de PARSEC V2.0, los autores han creado vientos estelares intencionadamente fuertes, incluso en luminosidades que están por debajo del límite de Eddington, creando algunas interacciones que son de lo más interesantes. Especialmente en el caso de estrellas en sistemas binarios. Aunque el potente viento estelar de las estrellas muy masivas puede hacer que una colisión sea menos probable, debido a la disminución del tamaño, el viento en sí mismo puede provocar que la estrella compañera crezca, creando una interacción de lo más interesante.
El papel del viento estelar en las estrellas muy masivas
Otro ejemplo de las implicaciones de estos modelos actualizados tiene que ver con la formación de agujeros negros. Estos modelos limitan de una manera muy significativa la formación de agujeros negros que están en el extremo inferior del hueco de masas de inestabilidad de pares. Se trata de una región de masas en la que los agujeros negros no deberían formarse debido a las supernovas por inestabilidad de pares. En ellas, una estrella produce suficientes parejas de electrones y positrones para provocar que colapse bajo sí misma.
Con el tiempo, por tanto, se produce una supernova, pero no se forma un agujero negro. Los agujeros negros más especiales no fueron los únicos objetos afectados por este nuevo modelo. La colisión (y fusión) de agujeros negros también sufre. En particular, los modelos crean más sistemas con dos agujeros negros de un tamaño similar (entre 30 y 40 masas estelares) que se orbitan mutuamente. Estos tipos de sistemas son mucho más raros en el modelo estándar, pero encaja con los datos recientes recogidos de los cálculos de las ondas gravitacionales.
En última instancia, el estudio demuestra la importancia de entender el impacto del viento estelar en algunas de las estrellas más masivas conocidas. En consecuencia, también resalta la importancia de entender la evolución y creación de algunos de los objetos más extremos que podemos estudiar. Lo mejor de todo es que, aunque los parámetros usados por los investigadores en sus modelos encajan mucho mejor con los datos, todavía hay mucho margen de mejora. Así que con el tiempo se podrá tener una imagen incluso más elaborada de este tipo de estrellas.
Estudio
El estudio es K. Shepherd, G. Costa, C. Ugolini et al.; «Enhanced Mass Loss of Very Massive Stars: Impact on the Evolution, Binary Processes, and Remnant Mass Spectrum«. Puede consultarse en arXiv, en este enlace.
Referencias: Universe Today
