CIENCIA HOY 38 - ARTICULOS - Estrellas Novas

Volumen 7 - Nº38 - 1997

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Revista de Divulgación Científica y Tecnológica de la
Asociación Ciencia Hoy

ENSAYO

Estrellas Novas

Pedro Saizar
Universidad Tecnológica Nacional - Río Grande - Tierra del Fuego

Después del pico de la explosión, la estrella se contrae y calienta, pero mantiene su luminosidad notablemente constante. Tal fenómeno, predicho por el modelo de Starrfield y sus colaboradores, se debe a que, pasado dicho pico, continúa la combustión del hidrógeno a un ritmo uniforme, hasta que se agota. El aumento de la temperatura, por su parte, hace que la mayor cantidad de la radiación emitida por la enana blanca se desplace a longitudes de onda ubicadas entre el ultravioleta y los rayos X. Estos fotones de alta energía incrementan el nivel de ionización del gas y generan la línea advertida en la nube.

Una observación independiente confirma este panorama. Astrónomos europeos usaron el satélite ROSAT para enfocar a Nava Cygni 1992 con rayos X y encontraron que, en el mismo período, la temperatura de la estrella aumentó hasta unos 300.000 C. Sin embargo, la de la enana blanca no es suficiente para explicar esta evolución. La identificación de los mecanismos que generan los cambios reflejados en las líneas espectrales permitiría estimar la composición química del gas y su masa total. Medir la composición de una nebulosa a partir de las líneas espectrales no es un proceso directo. Los resultados tienen con frecuencia errores importantes y, en ocasiones, sólo proporcionan aproximaciones imprecisas a los valores reales; sin embargo, dado el número pequeño de novas estudiadas en detalle, cada uno de ellos es valioso. La energía luminosa emitida por iones en la frecuencia correspondiente a determinada línea depende de la abundancia de estos, de la temperatura y de la densidad del gas. La geometría de la nube y su distancia también son factores influyentes. En principio, la densidad de iones de un elemento químico puede determinarse conociendo la intensidad de la línea y los factores mencionados, por un proceso algo largo de explicar aquí (remitimos al lector al excelente texto de Osterbrock). Por ese camino, se puede conocer la densidad de cada elemento químico relativa a la del hidrógeno. Estos cálculos representan una primera aproximación a poder de terminar la abundancia de elementos químicos presentes en la estrella. Para mejorarlos, se utilizan programas de computadora que resuelven simultáneamente ecuaciones que describen el estado termodinámico y radiactivo del gas. Para una situación dada (esto es, para determinados valores de tales abundancias, geometría de la nube, temperatura de la estrella, etc.), predicen la intensidad luminosa en las diferentes líneas espectrales. Si la predicción no concuerda con las observaciones, se cambian los valores en forma iterativa hasta encontrar una coincidencia razonable.

TABLA I - COMPOSICIÓN QUÍMICA DE NOVAS DE NEON
Elementos	Cyg 1992	Pup 1991	Qu vulpeculae
Q	4,4	1,7	5
C/H	-	3,5	1
N/H	282	130	44
O/H	110	38	10
Ne/H	250	120	60
Mg/h	-	-	6
Al/h	-	140?	92
Si/h	-	5?	1,3

* Los números, tomados de publicaciones técnicas, indican la cantidad de partículas por cm³ del respectivo elemento (comparada con la cantidad de partículas de hidrogeno) en términos de relativos al Sol. Por ejemplo: Ne/H = 120 significa que el cociente Ne/H de la nova es 120 veces mayor que el del Sol.

Nuestros estudios de las novas PW vulpeculae 1984, QU vulpeculae 1984 y Nava Puppis 1991 confirmaron, en esencia, las predicciones teóricas y contribuyeron a incrementar la pequeña base de datos sobre la composición química de las novas. PW vulpeculae es una nova del tipo C-O (carbono-oxígeno), con variaciones modestas con relación a una composición química normal. Las otras dos son de O-Ne-Mg (oxígeno-neón-magnesio) con incrementos mucho más importantes en elementos de peso intermedio: Nitrógeno, sodio, neón, aluminio y otros. En la tabla 1 presentamos las abundancias obtenidas para dichas novas. Los números representan un cuádruple cociente: la densidad de cada elemento en el gas (en partículas por cm³) se divide por la densidad del hidrógeno, y ese cociente se divide por el similar correspondiente al Sol. Por ejemplo, Ne/H = 120 significa que el cociente Ne/H en la nova es 120 veces mayor que en el Sol.

Otro problema es que la masa total eyectada, en algunos casos, resulta mayor que la esperada. En la mayoría de las novas, en la región donde se forman las líneas que se usan para medirla, la temperatura del gas nebular es del orden de los 1 0.000=C. La distinción es importante, ya que, hacia 1980, G. Grasdalen y R. Joyce sugirieron por primera vez que el cascarón gaseoso podría contener otro componente, con una temperatura mucho mayor, que se puede denominar coronal por su similitud con la de la corona solar. En 1986, Gary Ferland y sus colaboradores, en la universidad de Texas, realizaron observaciones que apoyaban lo anterior y llevaron a encontrar líneas coronales en los espectros óptico e infrarrojo de Novo Cygni 1975, otra nova espectacular. Como tales líneas eran significativamente más débiles, en las fotografías la región coronal de las novas no aparece tan claramente como la región más fría (que llamaremos nebular), y por ello su detección ha seguido un camino indirecto.

Una característica importante del gas coronal es que emite radiación con un espectro continuo muy particular: como está tan ionizado, hay una gran cantidad de electrones libres moviéndose a muy altas velocidades y chocando entre ellos. Las desaceleraciones producen fotones con un espectro continuo muy diferente al de un gas a baja temperatura. El espectro de un gas tibio tiene una estructura con saltos abruptos (Fig. 4), mientras que el gas caliente muestra un espectro prácticamente llano, que puede representarse con una recta horizontal. En otras palabras, si enfriamos el gas, el espectro continuo se modifica para reflejar las, combinaciones de los electrones libres con los iones.

FIG 4.
ESPECTRO ÓPTICO-ULTRAVIOLETA DE NOVA PUPPIS 1991, TOMADO A 370 DIAS DE LA EXPLOSIÓN. LA LINEA QUEBRADA REPRESENTA UNA PREDICION TEORICA DEL ESPECTRO EMITIDO POR UN GAS NEBULAR A 10.000 GRADOS CELSIUS.

En QU vulpeculae observamos un espectro continuo chato, sin estructura alguna, que se extiende desde ultravioleta hasta el extremo rojo del rango óptico (hay que mirar con cuidado que las líneas de emisión se s interponen sobre el espectro continuo).En Nova Puppis, en cambio, observamos un espectro continuo con estructura (Figura 4), de modo que interpretamos que en QU vulpeculae hay una región coronal y que no la hay en Novo Puppis. La energía que refleja este espectro continuo y las líneas de elementos altamente ionizados constituyeron datos para tratar de evaluar las condiciones físicas da la región coronal. A esos efectos, al que para la región nebular, construimos modelos numéricos teóricos basados en tales observaciones, con el propósito de determinar su temperatura y densidad. De esta manera, encontramos que el gas coronal en QU vulpeculae tiene temperaturas de entre 100.000 y 500.000 grados y densidades de entre 20.000 y 300.000 electrones por centímetro cúbico. A modo de comparación, digamos que, en las fechas consideradas, la temperatura del gas nebular era de 10.000 grados y su densidad superior al millón de electrones por centímetro cúbico.

Nuestro estudio del espectro infrarrojo de Novo Cygni 1992, realizado con Hayward y otros, reveló también la presencia de gas coronal. En un extenso estudio sobre la misma nova, Scott Austin y sus colaboradores, de la Arizona State University, observaron la presencia de un espectro contínuo sin estructura y líneas coronales, pero limitaron su análisis al gas nebular .Mencionan, sin embargo, que el gas coronal tendría una estructura similar al nebular. En el caso de QU vulpeculae, la masa total de la región coronal es, por lo menos, tres veces mayor que la de la mas tibia región nebular, pues se requiere esa cantidad de gas para producir los niveles de intensidad del espectro continuo observados en el espectro óptico-ultravioleta. Tales resultados tienen una consecuencia importante para otras ramas de la astronomía.

Resumiendo las conclusiones de nuestros estudios, podemos decir que:

(i) en concordancia con las predicciones teóricas, varios elementos químicos están presentes en las novas estudiadas en cantidades mayores que las correspondientes al Sol, y

(ii) existe una región coronal menos densa pero más masiva que la nebular, que presenta, además, una estructura filamentaría o de pequeños glóbulos nubosos. Se puede suponer que la composición de la región coronal es similar a la de la nebular, dado que todo el gas es producto de un único episodio explosivo y que se observan velocidades expansivas similares en ambas componentes. Un elemento que reveló ser muy abundante en QU vulpeculae es el aluminio. Dado que la nova expulsó tanto material, la cantidad total de aluminio expulsado es también significativa.

El material eyectado va a parar al medio interestelar de nuestra galaxia, la cual, si las novas expulsan mucho aluminio al espacio, con el correr de los eones irá enriqueciendo su contenido de ese elemento. Nos preguntamos, entonces, qué se sabe sobre el aluminio galáctico. En 1984, T. Mahoney y sus colaboradores publicaron un trabajo, basado en observaciones satelítales, en el que estimaron que la masa total del elemento en la galaxia es del orden de tres masas solares. Hasta nuestro estudio, no se conocía la fuente de tanto aluminio.

COMO SE GENERA EL ESPECTRO DE LINEAS

Se denomina espectro a la distribución de las intensidades luminosas según sus longitudes de onda. La luz emitida por un sólido muy caliente o un plasma estelar produce un espectro continuo, pero el de la que emite un gas difuso (como el de un tubo fluorescente) consiste en líneas brillantes (también llamadas líneas de emisión), cada una de una longitud de onda especifica. Si el gas queda ubicado delante del sólido o el plasma, las líneas brillantes se vuelven oscuras por simple contraste con el continuo subyacente. Tales líneas son producidas por los átomos del gas: el cambio en la energía orbital de los electrones cuando realizan una transición toma valores específicos que pueden calcularse valiéndose de la física cuántica. Inversamente, observando las líneas de emisión en el espectro de la luz de una estrella, es posible inferir qué substancia química las produjo y en qué condiciones físicas. Una línea, en realidad, es una imagen de la rendija por la que pasa la luz antes de entrar en el detector. Se suele hablar, algo impropiamente, de la intensidad de una línea, para indicar la energía de la luz que le dio origen: dicha energía se obtiene con rigor sumando (mejor dicho: integrando) las intensidades en el pequeño intervalo de longitudes de onda correspondiente a la línea. El espectro de radiación que queda después de remover las líneas se llama continuo espectral.

Hay una diferencia importante entre los mecanismos que producen los dos conjuntos de líneas de los espectros de las figuras 3 y 4. Tal diferencia es fundamental para entender cómo evolucionan posteriormente los espectros. La línea de hidrógeno se produce por captura de electrones por parte de protones y posterior decaimiento de estos, con emisión de fotones, hacia órbitas más próximas al núcleo. Por lo tanto, la temperatura del gas es el principal parámetro que determina la intensidad de la línea, ya que controla la población de los niveles orbitales. En otras palabras, ¿cuántos átomos están en condiciones de generar en un momento dado la línea observada?. Si la temperatura fuese demasiado alta, los electrones se mantendrían mucho más lejos del núcleo y no podrían formar dicha línea; Si fuese demasiado baja, tampoco. La densidad del gas influye, aunque en menor medida.

La línea de neón se genera por un complicado mecanismo (llamado excitación colisional), que implica la colisión entre un ion de dicho elemento y un electrón libre del gas, lo cual conduce a cambios en la órbita de electrones del propio ion. La intensidad de la línea (Concepto intuitivo que expresa la cantidad de energía) depende de la densidad de electrones en el gas, aunque esta debe ser lo suficientemente baja como para que las propias colisiones no contribuyan a desexcitar el ion de la misma manera que lo excitan. La temperatura también interviene ya que determina la energía de las colisiones.

Una vez entendidos estos y otros mecanismos similares, es posible estimar, a partir de las líneas observadas, la densidad, temperatura y composición de la nube gaseosa. La densidad tiene un papel fundamental en cómo evoluciona el espectro. Al principio, cuando es alta, las líneas generadas por excitación colísional son destruidas de la misma forma, de modo que no son muy conspicuas. A medida que la densidad baja, los electrones excitados en el neón tienen la posibilidad de decaer espontáneamente a niveles inferiores emitiendo fotones en determinada línea. De esa manera, la línea se va haciendo cada vez más intensa. Debido al balance energético global, la temperatura permanece relativamente constante durante una fracción importante de la evolución (típicamente, entre los 8000 y los 12.000 grados Celsius).