La masa con la que nace una estrella determina su historia y, sobre todo, la duración de su vida. Llamamos estrellas masivas a todas aquellas estrellas aisladas que explotan como supernovas al final de su existencia debido al colapso gravitatorio. Para que exploten como supernovas deben tener un mínimo de alrededor de ocho masas solares. Estrellas con menos masa pueden explotar, pero no por sí mismas (deben darse otras condiciones). Y hay parámetros secundarios que pueden introducir cambios, pero la masa es determinante.

En cuanto al máximo, el límite está en lo que la naturaleza sea capaz de producir. Hasta hace poco se creía que este límite estaba en torno a monstruos de 150 masas solares, aunque recientes trabajos lo elevan hasta 300. No obstante, no es un dato seguro ya que, cuanto más masiva es una estrella, menos vive, con lo cual estrellas más grandes serían difíciles de observar.

El problema principal para aquellos que estudian este tipo de estrellas es la dificultad a la hora de determinar la masa de una estrella aislada, ya que esto debe hacerse a través del espectro. Inicialmente, la utilización de distintos métodos daba resultados diferentes que podían llegar a un factor 2 de diferencia (dependiendo de si se usan modelos de atmósfera estelar o modelos de estructura y evolución estelar, por lo que surgían múltiples dudas). Esto se descubrió en el 92, año en que se publicó un artículo que hacía referencia a este asunto (Herrero et al. 1992, A&A 261, 209). Desde entonces se ha avanzado bastante en la física de los modelos y se han limitado las discrepancias, pero han surgido otros problemas, por lo que el rango de incertidumbre en la masa de las estrellas masivas sigue siendo, en muchos casos, más grande de lo que podemos explicar.

Otros de los problemas que presentan las estrellas masivas vienen dados por el fuerte potencial gravitatorio, el corto tiempo de vida, y porque, aunque son muy pocas, presentan una gran variedad de posibilidades (y eso es lo que las hace tan interesantes para su estudio). Al tener una muy alta luminosidad y un campo de radiación muy fuerte, la atmósfera tiende a expandirse, lo que genera vientos estelares que “pelan” la estrella y exponen parte del material interno a la superficie. La estrella va perdiendo masa y eso influye en su evolución y en la duración de su vida.

La principal causa de la expansión de la atmósfera de la estrella es la alta luminosidad que empuja los átomos hacia fuera y provoca que se pierdan en el espacio. Más aún, conforme evoluciona la estrella, su núcleo se contrae, lo que favorece la expansión de la atmósfera. Además parece que, en algunas ocasiones, ese campo de luminosidad tan fuerte provoca inestabilidades en la atmósfera de la estrella, probablemente combinadas con fenómenos internos (como puede ser la pulsación). Todas estas inestabilidades pueden producir violentos cambios en el aspecto de la estrella que, de pronto, podría aumentar su brillo o vivir fuertes episodios de pérdida de masa.

Siempre fue difícil determinar cómo evolucionan las estrellas masivas a lo largo de su vida, pero en la actualidad se van produciendo resultados que revelan que el paradigma tradicional que se ha mantenido en pie durante, aproximadamente, los últimos veinte años, se tambalea. No está claro que sea exactamente como se había pensado hasta ahora y, sobre todo, no está claro que siempre ocurra del modo en que se creía. Parámetros secundarios como la rotación, el momento angular, las pulsaciones o el campo magnético pueden tener una alta influencia en la evolución de la estrella. Por tanto, aún no somos capaces de colocar bien la secuencia de evolución en este tipo de estrella, ya que varía mucho con la masa: las condiciones cambian tanto que aún no ha sido posible establecer una línea que defina claramente su evolución.

Estas estrellas tienen una gran importancia en la evolución de la galaxia que las aloja: no sólo pueden verse a distancias relativamente grandes sino que, además, al explotar como supernovas, crean una onda de choque que también comprime el medio que las rodea, induciendo al nacimiento de nuevas estrellas en un proceso que se retroalimenta.

El interés de todo esto, aparte de intentar explicar por qué la naturaleza funciona de una manera u otra, es que esas estrellas muy luminosas se pueden ver a grandes distancias, por lo que se pueden estudiar estrellas individuales en otras galaxias lejanas (cosa que no puede hacerse con estrellas de menor masa porque son objetos cuya luz no nos llega y, por lo tanto, muy débiles). Se trata de estrellas muy potentes que alimentan el medio que hay alrededor, lo hacen brillar, lo comprimen… Las estrellas masivas, como sistemas en sí mismas, son entes físicos que generan interrogantes de sumo interés.

CONSOLIDER-GTC Y EL GRUPO ESTRELLAS MASIVAS: UN POCO DE HISTORIA

Antes de entrar a formar parte del programa Consolider-GTC, el grupo de Estrellas Masivas ya tenía una amplia historia a sus espaldas. De hecho, este grupo se sustenta en Consolider-GTC, en el Plan Nacional y en otros muchos pequeños apoyos que todos los miembros del grupo van aportando. Se integran en él tres subgrupos: el compuesto por los miembros del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), cuyo Investigador Principal (IP) es Artemio Herrero; el de la Universidad de Alicante, con Ignacio Negueruela como IP; y el de Madrid, liderado por Francisco Najarro, del Centro de Astrobiología (CAB/INTA-CSIC). Este último grupo está incluido en el grupo IAC (dentro del programa Consolider-GTC) por cuestiones administrativas de última hora, pero históricamente el grupo siempre ha estado dividido en estos tres equipos.

El interés de quienes trabajan en este equipo es llegar a comprender la física de las estrellas masivas individuales, tanto en nuestra galaxia como en galaxias externas, entendiendo cuáles son sus interacciones con su entorno inmediato, hasta el punto de poder utilizarlas como herramientas con el fin de explorar otros problemas de la Astrofísica. Pero, ¿por qué estudiar esos sistemas y no otros? La razón es que pueden tener un importante impacto sobre nuestra comprensión del Universo.

Actualmente, el grupo dedica un gran esfuerzo por aunar líneas de trabajo y el equipo de “Estrellas Masivas” trabaja en dos líneas principales para comprender las estrellas masivas y su entorno.

Por un lado, se trabaja en el rango óptico y ultravioleta, observando estrellas masivas en la Vía Láctea otras galaxias, con otras condiciones de metalicidad, de entorno galáctico, etc., lo que ofrece la posibilidad de encontrar estrellas muy peculiares. En el óptico, en cuanto nos alejamos del Sol, el polvo y el gas nos ocultan buena parte de lo que hay alrededor, por lo que al observar otras galaxias es mucho más probable ver objetos extremos, estrellas muy luminosas que nos hablan de las condiciones en que la evolución estelar tiene lugar, cuando la naturaleza se acerca a sus límites. Observar en la Vía Láctea, sin embargo, nos da la posibilidad de estudiar los fenómenos físicos presentes en estas estrellas con un enorme detalle. Por esta razón se trabaja también en los modelos de atmósfera de estas estrellas, mejorando su física, haciéndolos más realistas. La interpretación de las observaciones depende de manera crítica de la calidad de los modelos, por lo que es necesario trabajar sobre ellos de manera continua, reduciendo las áreas de incertidumbre.

Por otro lado, se estudia la zona infrarroja, especialmente en nuestra galaxia, cuyas nubes de gas y polvo oscurecen gran parte del disco. Al observar en el infrarrojo, pueden descubrirse nuevos cúmulos o aprender nuevas cosas sobre regiones ya conocidas. Sin embargo, aunque proporciona mucha información, el espectro infrarrojo es muy sensible a los procesos físicos presentes en la estrella, especialmente en el viento estelar, y por ello es necesario aprender a interpretar la física de estas estrellas en el rango infrarrojo, para así poder atribuirles sus características: masa, temperatura, composición química, radio, luminosidad, etc.

TRABAJO EN EQUIPO

El grupo del IAC, se ha especializado en la observación y análisis mediante modelos de atmósfera de estrellas galácticas y extragalácticas. Algunas de las que se han observado constituyen un reto para la teoría, al superar la máxima luminosidad que teóricamente pueden alcanzar (como 110A en M33) o al constituir sus propiedades un puzle de difícil explicación (V39 en ICI613). En la vía Láctea dedican actualmente un gran esfuerzo a la investigación de fenómenos físicos como la posible existencia de pulsaciones en estrellas masivas. El grupo está involucrado en diferentes desarrollos para GTC, como los instrumentos MEGARA y MIRADAS, y satélites como el WSO.

El grupo de Madrid está especializado en el cálculo de modelos de atmósfera altamente sofisticados, que permiten el análisis de estrellas con propiedades extremas. Sus contribuciones han permitido analizar algunas de las estrellas más enigmáticas de la Vía Láctea, como la estrella de la Pistola, quizá la más masiva de la galaxia, o el cúmulo de estrellas jóvenes en el centro de la Vía Láctea. En la actualidad, gran parte de su esfuerzo va dirigido a satélites infrarrojos, como Herschel y SPICA.

Los miembros del grupo de Alicante llevan una línea de trabajo centrada en la observación de estrellas en el infrarrojo (complementaria a la línea de trabajo de Tenerife y Madrid y, en ese sentido, se están convergiendo esfuerzos). El grupo ha encontrado nuevos cúmulos en el interior de la Vía Láctea, especialmente en la base del brazo del Escudo. Ignacio Negueruela, que lidera este grupo, ha tenido un papel destacado en la identificación como tal de uno de los cúmulos más masivos de la galaxia, Westerlund 1, (que lleva el nombre de su descubridor, conocido desde los años 60 gracias a sus exploraciones).

Ha sido un hallazgo muy importante: se ha identificado que estos datos corresponden a una enorme concentración de estrellas masivas que llega a las 50.000 masas solares (para hacernos una idea, un cúmulo como el de la nebulosa de Orión puede tener entre 1.000 y 3.000 masas solares), por lo que este cúmulo es inmenso, uno de los mayores de la galaxia.

Ignacio Negueruela jugó un papel muy importante también en el descubrimiento del tercer cúmulo de estrellas supergigantes rojas en el cruce de la barra con el brazo espiral. Los miembros de Madrid y del IAC participaron en el descubrimiento de los dos primeros, realizado por el grupo de Rochester y dirigido por Don Figer. En esta línea, investigando en el rango infrarrojo, se está descubriendo que nuestra galaxia se comporta como una máquina bastante eficiente formando estrellas (más de lo que pensábamos hace unos años).

Los grupos colaboran estrechamente, no limitándose a un solo tipo de trabajo. Así, los grupos de Madrid y el IAC realizan sus propias búsquedas de cúmulos infrarrojos y el grupo de Alicante realiza observaciones en el óptico de estrellas o sistemas estelares particularmente interesantes, y participa también en proyectos como el WSO.

Trabajar tanto en el rango óptico como en el infrarrojo (así como en otros rangos como los rayos X) y compartir la información es fundamental para avanzar en el conocimiento de estas estrellas y uno de los objetivos básicos del programa Consolider-GTC.