“Descubrimiento de agua en una estrella moribunda” es el título de la conferencia que el miércoles, 14 de octubre de 2009, impartirá el profesor Luis Felipe Miranda Palacios, científico titular del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) en el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), Granada, en el Salón de Grados de la Facultad de Ciencias de la UGR, a las 19.30 horas.
El acto forma parte del ciclo “Una Universidad, un Universo”, que organiza el Aula de Ciencia y Tecnología, que dirige el profesor Agatángelo Soler, del Vicerrectorado de Extensión Universitaria y Cooperación al Desarrollo de la UGR.
Las estrellas que tienen una masa igual o menor que unas 8 veces la masa del Sol se denominan estrellas de tipo solar. Todas ellas comparten el mismo camino evolutivo que las llevará a terminar su vida como enanas blancas después de pasar por una fase de gigante roja.
Los procesos de fusión nuclear marcan los cambios en la evolución estelar. Durante la mayor parte de su vida, la energía de una estrella proviene de la fusión del Hidrógeno en Helio en el núcleo estelar. Cuando el Hidrógeno se agota en el núcleo, comienza la fusión del Helio en Carbono y Oxígeno. En las fases avanzadas de las gigantes rojas, la energía proviene de la fusión del Hidrógeno y Helio en dos capas alrededor de un núcleo de Carbono/Oxígeno en contracción. Es, precisamente, este gran aporte de energía desde el interior el que hace que la estrella se expanda alcanzando dimensiones de cientos de radios solares en la fase de gigante.
Procesos de fusión posteriores no existen en estas estrellas, ya que su masa no es suficientemente grande para que la temperatura del núcleo alcance los 600 millones de grados que son necesarios para fusionar el Carbono.
Una de las características más notables de las gigantes rojas es que pierden masa copiosamente y eyectan toda su atmósfera que forma una envoltura esférica en expansión alrededor de la estrella. En el proceso de eyección, van quedando expuestas regiones internas de la estrella cada vez más calientes. Cuando la temperatura de estas regiones alcanza unos 30.000 K, la radiación estelar es suficientemente intensa para arrancar los electrones de los átomos en la envoltura (proceso denominado fotoionización) que emite luz intensamente. En este momento, la estrella entra en la fase de nebulosa planetaria y se encuentra ya al final de su vida. El nombre de nebulosa planetaria nada tiene que ver con planeta, sino que proviene del hecho de que, con los telescopios de finales del siglo XIX, estos objetos se veían como pequeños discos difusos similares a la apariencia que presentaban los planetas.
Las observaciones indican que los procesos de eyección de masa que dan lugar a las nebulosas planetarias son complejos. La mayoría de las nebulosas planetarias no son esféricas, en claro contraste con las envolturas de las gigantes rojas que sí lo son.
En algún momento de la evolución se debe romper la simetría esférica de la eyección en la fase de gigante. Esta ruptura se atribuye a la acción de flujos colimados de materia que se generan durante la transición de gigante roja a nebulosa planetaria y se observan en muchas nebulosas planetarias, aunque su origen es aún desconocido. Las moléculas, abundantes en las envolturas de las gigantes rojas, se destruyen poco a poco en la transición a nebulosa planetaria debido a la intensa radiación estelar y al cese de la eyección copiosa de materia al final de la fase de gigante. La molécula de agua es común en las envolturas de las gigantes rojas y se detecta fácilmente a través de su emisión máser (el equivalente a un láser pero en la región de microondas) que se origina en las regiones internas de la envoltura a unas 100 Unidades Astronómicas de la estrella [una Unidad Astronómica (UA) es la distancia media Tierra – Sol que equivale a unos 150 millones de kilómetros]. En las nebulosas planetarias no se espera la existencia de moléculas de agua y, por lo tanto, de emisión máser de agua.
La nebulosa planetaria K3-35
Según Felipe Miranda, el K3-35 fue descubierto por L. Kohoutek y es el objeto número 35 del tercer catálogo de nebulosas planetarias que este investigador publicó en 1965. “Aunque se clasificó originalmente como una nebulosa planetaria, su verdadera naturaleza fue controvertida durante muchos años dadas las peculiares características que presentaba el objeto. De hecho, la posibilidad de que fuese una estrella en el proceso de su formación, en vez de una estrella al final de su vida, no se podía descartar. En 1998 varios investigadores analizamos con detalle observaciones de K3-35 y concluimos que la emisión óptica de K3-35 no dejaba lugar a dudas de que era una nebulosa planetaria.
La clasificación definitiva de K3-35 como nebulosa planetaria presentó un grave problema puesto que, en la dirección del objeto, se detectaba emisión máser de agua. De acuerdo con las ideas existentes, la emisión máser de agua no se podía generar en K3-35 y se debía atribuir a otro objeto cercano en la línea de visión. De hecho, la resolución espacial de las observaciones publicadas en aquellas fechas no era lo suficientemente alta como para discernir de qué objeto provenía la emisión máser de agua”.
Actividad
Conferencia: “Descubrimiento de agua en una estrella moribunda”
Orador: Luis Felipe Miranda Palacios
Organiza: Aula de Ciencia y Tecnología, Vicerrectorado de Extensión Universitaria y Cooperación al Desarrollo de la UGR.
Día: Miércoles, 14 de octubre de 2009
Lugar: Salón de Grados de la Facultad de Ciencias
Hora: 19.30 horas.
Entrada: libre
Referencia: Profesor Agatángelo Soler. Director del Aula de Ciencia y Tecnología. Vicerrectorado de Extensión Universitaria y Cooperación al Desarrollo. Universidad de Granada. Tfns: 958 243521 y 958 242718. Correo electrónico: agasoler@ugr.es
