Gaia (DR3) revela el pasado y el futuro del Sol

Todos deseamos poder ver en algún momento el futuro. Ahora, gracias a los datos más recientes de la misión Gaia de cartografía estelar de la ESA, los astrónomos pueden hacer precisamente eso por el Sol. Al identificar con precisión estrellas de masa y composición similares, pueden ver cómo evolucionará nuestro Sol en el futuro. Y este trabajo se extiende mucho más allá de un poco de clarividencia astrofísica.

El tercer lanzamiento importante de datos de Gaia (DR3) se hizo público el 13 de junio de 2022. Uno de los principales productos que surgieron de este lanzamiento fue una base de datos de las propiedades intrínsecas de cientos de millones de estrellas. Estos parámetros incluyen qué tan calientes están, qué tan grandes son y qué masas contienen.

Gaia toma lecturas excepcionalmente precisas del brillo aparente de una estrella, vista desde la Tierra, y su color. Convertir esas características básicas de observación en las propiedades intrínsecas de una estrella es un trabajo minucioso.

Orlagh Creevey, Observatoire de la Côte d’Azur, Francia, y colaboradores de la Unidad de Coordinación 8 de Gaia, son responsables de extraer dichos parámetros astrofísicos de las observaciones de Gaia. Al hacer esto, el equipo se basa en el trabajo pionero de los astrónomos que trabajaron en el Observatorio de la Universidad de Harvard, Massachusetts, a fines del siglo XIX y principios del XX.

En ese momento, los esfuerzos de los astrónomos se centraron en clasificar la apariencia de las ‘líneas espectrales’. Estas son líneas oscuras que aparecen en el arco iris de colores que se produce cuando la luz de una estrella se divide con un prisma. Annie Jump Cannon ideó una secuencia de clasificación espectral que ordenaba las estrellas según la fuerza de estas líneas espectrales. Posteriormente se descubrió que este orden estaba directamente relacionado con la temperatura de las estrellas. Antonia Maury hizo una clasificación separada basada en el ancho de ciertas líneas espectrales. Más tarde se descubrió que esto estaba relacionado con la luminosidad y la edad de una estrella.

La correlación de estas dos propiedades permite trazar cada estrella del Universo en un solo diagrama. Conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR), se ha convertido en una de las piedras angulares de la astrofísica. Diseñado de forma independiente en 1911 por Ejnar Hertzsprung y en 1913 por Henry Norris Russell, un diagrama HR traza la luminosidad intrínseca de una estrella frente a su temperatura superficial efectiva. Al hacerlo, revela cómo evolucionan las estrellas a lo largo de sus largos ciclos de vida.

Si bien la masa de la estrella cambia relativamente poco durante su vida, la temperatura y el tamaño de la estrella varían mucho a medida que envejece. Estos cambios son impulsados por el tipo de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar dentro de la estrella en ese momento.

Con una edad de alrededor de 4.570 millones de años, nuestro Sol se encuentra actualmente en su cómoda edad media, fusionando hidrógeno en helio y, en general, siendo bastante estable; incluso serio. Ese no será siempre el caso. A medida que el combustible de hidrógeno se agota en su núcleo y comienzan los cambios en el proceso de fusión, esperamos que se hinche hasta convertirse en una estrella gigante roja, bajando la temperatura de su superficie en el proceso. Exactamente cómo sucede esto depende de la cantidad de masa que contiene una estrella y su composición química. Aquí es donde entra DR3.

Orlagh y sus colegas analizaron los datos en busca de las observaciones estelares más precisas que la nave espacial pudiera ofrecer. “Queríamos tener una muestra realmente pura de estrellas con mediciones de alta precisión”, dice Orlagh.

Concentraron sus esfuerzos en estrellas que tienen temperaturas superficiales de entre 3000K y 10 000K porque son las estrellas más longevas de la Galaxia y, por lo tanto, pueden revelar la historia de la Vía Láctea. También son candidatos prometedores para encontrar exoplanetas porque son muy similares al Sol, que tiene una temperatura superficial de 6000K.

Luego, Orlagh y sus colegas filtraron la muestra para mostrar solo aquellas estrellas que tenían la misma masa y composición química que el Sol. Dado que permitieron que la edad fuera diferente, las estrellas que seleccionaron terminaron trazando una línea a través del diagrama H-R que representa la evolución de nuestro Sol desde su pasado hasta su futuro. Reveló la forma en que nuestra estrella variará su temperatura y luminosidad a medida que envejece.

Este diagrama de Hertzsprung-Russell, obtenido a partir de una selección de estrellas en el catálogo de la segunda versión de Gaia, es el más detallado hasta la fecha realizado mediante el mapeo de estrellas en todo el cielo, que contiene aproximadamente cien veces más estrellas que el obtenido con los datos de la misión Hipparcos de la ESA. , el predecesor de Gaia, en la década de 1990. Este nuevo diagrama contiene tanta información altamente precisa que los astrónomos han podido identificar detalles finos que nunca antes se habían visto.

El diagrama de Hertzsprung-Russell se puede imaginar como un retrato de familia estelar: las estrellas se trazan según su color (en el eje horizontal) y brillo (en el eje vertical) y se agrupan en diferentes regiones del diagrama dependiendo principalmente de sus masas, composición química, edades y etapas del ciclo de vida estelar. La información sobre las distancias estelares es fundamental para calcular el verdadero brillo, o magnitud absoluta, de las estrellas.

Las estrellas más brillantes se muestran en la parte superior del diagrama, mientras que las estrellas más débiles se muestran en la parte inferior. Las estrellas más azules, que tienen superficies más calientes, están a la izquierda y las estrellas más rojas, con superficies más frías, a la derecha. La escala de colores de esta imagen no representa el color de las estrellas, pero es una representación de cuántas estrellas se trazan en cada parte del diagrama: el negro representa un número menor de estrellas, mientras que el rojo, el naranja y el amarillo corresponden a un número cada vez mayor de estrellas. .

La franja diagonal grande que cruza el centro del gráfico se conoce como la secuencia principal. Aquí es donde se encuentran las estrellas de pleno derecho que generan energía fusionando hidrógeno en helio. Las estrellas masivas, que tienen colores más azules o más blancos, se encuentran en el extremo superior izquierdo de la secuencia principal, mientras que las estrellas de masa intermedia como nuestro Sol, caracterizadas por colores amarillos, se ubican en el medio. Las estrellas más rojas y de baja masa se encuentran hacia la parte inferior derecha.

A medida que las estrellas envejecen, se hinchan y se vuelven más brillantes y rojas. Las estrellas que experimentan esto se muestran en el diagrama como el brazo vertical que sale de la secuencia principal y gira hacia la derecha. Esto se conoce como la rama gigante roja.

Mientras que las estrellas más masivas se hinchan hasta convertirse en gigantes rojas y explotan como poderosas supernovas, estrellas como nuestro Sol terminan sus días de una manera menos espectacular, convirtiéndose finalmente en enanas blancas, los núcleos calientes de estrellas muertas. Estos se encuentran en la parte inferior izquierda del diagrama.

El gran salto adelante de Hipparcos a Gaia es especialmente visible en la región de la enana blanca del diagrama. Si bien Hipparcos había obtenido mediciones de distancia confiables a solo un puñado de enanas blancas, más de 35.000 de estos objetos se incluyen en este diagrama basado en datos de Gaia. Esto permite a los astrónomos ver la firma de diferentes tipos de enanas blancas, de modo que se puede hacer una diferenciación entre aquellas con núcleos ricos en hidrógeno y aquellas dominadas por helio.