Su interés por el transporte radiativo surgió a raíz de un congreso sobre atmósferas estelares al que asistió cuando aún cursaba sus estudios en Física. Interesado en principio en la Física de Partículas, le gustó el enfoque de la espectroscopia cuantitativa que conecta la teoría y las observaciones y escribió una tesis sobre transporte radiativo en atmósferas en expansión. Ahora, Jo(achim) Puls, uno de los invitados a la XXIX Escuela de Invierno organizada por el Instituto de Astrofísica de Canarias en la colaboración con la Universidad de La Laguna (ULL), es profesor e investigador en la Universidad de Múnich, donde trabaja con su equipo en el estudio del transporte radiativo en estrellas tempranas y problemas relacionados, en colaboración con grupos de distintos países, como el del IAC.
"Un fotón generado en el centros de una estrella nunca alcanzará la superficie estelar"
"Los telescopios de clase 30 metros recogerán más fotones que los anteriores, y esto siempre es bueno".
1. ¿Qué le sucede a un fotón desde que se genera en el núcleo de una estrella hasta que alcanza su superficie para que nosotros podamos verlo?
Realmente, un fotón generado en el centro de una estrella nunca (o, al menos, con una probabilidad increíblemente reducida) alcanzará la superficie estelar y, luego, escapará de la estrella. Lo que sí sucede es que los fotones generados, en su camino hacia la salida de la estrella, son dispersados y absorbidos por procesos diferentes, dependiendo de las condiciones físicas en las que se encuentren. Después, otros fotones son emitidos de nuevo, y así sucesivamente, hasta que los fotones que podemos observar (que mayoritariamente se crean en las capas superiores) dejan la estrella.
La temperatura disminuye fuertemente desde el centro estelar (millones de Kelvin) hasta las capas más externas (miles de Kelvin). Esto produce que los fotones originales, que tienen en su mayoría energías en el rango de los rayos X, se degraden por procesos de absorción y emisión posteriores y se conviertan en fotones con longitudes de onda en el rango visible. La delicada interacción entre absorción, emisión y dispersión, por un lado, y la estratificación de las cantidades físicas como la temperatura, por el otro, constituyen un aspecto importante del transporte radiativo. Como ejemplo, la absorción de fotones generalmente calienta el plasma estelar, la emisión de fotones lo enfría y la dispersión lo deja aproximadamente sin cambios, mientras que la temperatura del plasma controla qué fotones se absorberán realmente y cuáles se emitirán. Sin embargo, hay que añadir que, en las regiones ultraperiféricas (las llamadas fotosferas) de estrellas de tipo temprano (con temperaturas superficiales de más de 10.000 K), la influencia de la temperatura se vuelve menos importante. En estas fotosferas es, principalmente, el campo de radiación el que controla directamente las probabilidades de absorción y emisión. Este proceso hace que los cálculos correspondientes sean aún más complejos.
2. ¿Cuáles son los retos de los modelos existentes y cuáles los de las observaciones?
Aquí tenemos que distinguir entre modelos atmosféricos y estelares. Ambos tipos de modelos tienen que enfrentarse y superar problemas y desafíos específicos.
Existen varios retos para los modelos atmosféricos de estrellas de tipo temprano. La mayoría tienen que ver con sus vientos estelares. Estos no son homogéneos, pero los modelos actuales solo hacen una aproximación muy sencilla de esta falta de homogeneidad. Otro desafío puede estar relacionado con las estrellas de rotación rápida que tienen vientos de rotación rápida, que se vuelven asféricos, y un tratamiento correcto supondría cálculos multidimensionales. Los análisis multidimensionales también serían necesarios para los vientos de estrallas con un campo magnético significativo (donde no conocemos el origen de dichos campos). Además, las masas derivadas del análisis de las fotosferas estelares a veces no coinciden con las masas predichas a partir de la evolución estelar, y la razón de esta discrepancia aún no está clara.
Con respecto a los desafíos relacionados con los modelos de evolución estelar, también aquí la aproximación unidimensional debe verificarse mediante cálculos multidimensionales específicos. Hasta ahora, varios procesos se aproximan a un enfoque de difusión simplificado, que requiere varios factores de eficiencia que se calibran de forma que coincidan, en promedio, con los parámetros físicos "observados". Tampoco está claro cómo incluir la rotación. Además, las observaciones muestran que las líneas espectrales a menudo se ensanchan mediante un proceso llamado macroturbulencia, pero en contraste con un efecto similar en estrellas frías, las velocidades correspondientes son altamente supersónicas en las de tipo temprano. Debe aclararse el origen de este efecto y los científicos del IAC aquí, en La Laguna (principalmente Sergio Simón-Díaz), se encuentran entre los pioneros en este frente de investigación. Las ideas actuales se relacionan con las pulsaciones no radiales o con los efectos de las zonas de convección subsuperficial que también están presentes en las estrellas de tipo temprano.
Y, finalmente, uno de los principales desafíos actuales es la evolución de los sistemas binarios masivos (en parte debido a la detección reciente de la fusión de agujeros negros y estrellas de neutrones mediante ondas gravitacionales). Los cálculos correspondientes apenas están comenzando, debido a su física compleja (interacciones de las mareas, desbordamiento de masa, evolución de envoltura común, etc.).
Por otro lado, están los desafíos observacionales. Como en la mayoría de los campos astronómicos, también nuestra comunidad necesitaría más tiempo de observación de lo que normalmente se otorga, ya que el progreso se hará solo con grandes muestras, estadísticamente significativas y sin sesgos. Especialmente las estrellas tempranas muestran una variedad de efectos, y uno tiene que aclarar cuál es el su comportamiento "normal" y "específico". La resolución espacial es otro problema, ya que muchas de "nuestras" estrellas son binarias o miembros de sistemas múltiples, y a menudo es difícil conocer su estado binario solo con espectroscopía. Otro problema es que el ultravioleta es un rango de diagnóstico muy importante para las estrellas de tipo temprano y sus vientos, pero los futuros grandes telescopios están diseñados para el infrarrojo, por eso nuestra comunidad está tratando de que se apruebe el proyecto de un telescopio espacial que cubra el rango ultravioleta y óptico ("ARAGO").
Y, por último, otros desafíos importantes se refieren a las estrellas de tipo temprano con una metalicidad muy baja y a la detección (indirecta) de las primeras estrellas.
3. ¿Qué nos aportarán los telescopios de la clase de 30 metros en este campo?
Al igual que con cualquier nueva generación de telescopios, los de clase 30 metros recogerán más fotones que los anteriores, y esto siempre es bueno. Puedes llegar a distancias más grandes (uno de los principales objetivos de estos telescopios) y obtener imágenes o espectros "mejores" que los recogidos hasta el momento.
Sin embargo, los nuevos telescopios están diseñados para el infrarrojo, lo que no permite, por ejemplo, observar la radiación ultravioleta o visible de la emisión en reposo de objetos con alto desplazamiento al rojo cosmológico (a grandes distancias). Con respecto a las estrellas masivas, estos telescopios se pueden explotar de dos maneras: por un lado, se podría aclarar si la función de masa inicial (IMF) de la primera generación de estrellas tiene realmente más cantidad de estrellas masivas, tal como sugieren las hipótesis actuales. Así se podría aclarar si nuestro universo fue reionizado por tales estrellas (exclusivamente o en parte). Esto podría verificarse indirectamente, por ejemplo, observando la línea de HeII a 1640 Angstrom con un desplazamiento al rojo muy alto, ya que esta es una línea de recombinación muy intensa en el medio interestelar. Si hubiera muchas estrellas muy masivas que iluminaran este medio, se debería detectar una fuerte emisión desde esta línea. En el otro caso, si la IMF no tuviera tantas estrellas masivas, las observaciones carecerían de tal emisión. De la misma forma, los nuevos telescopios nos permitirán observar el espectro ultravioleta integrado de galaxias formadoras de estrellas y regiones con alta formación estelarcon un desplazamiento al rojo muy alto. Estos espectros podrían analizarse mediante los denominados modelos de síntesis de poblaciones, para dar pistas sobre las propiedades de la población estelar masiva y sus vientos en los primeros tiempos del Universo.
Por el contrario, al observar estrellas masivas en nuestro entorno más cercano, hemos aceptado que estos telescopios obtendrán espectros en el infrarrojo y que el análisis de dichos espectros es más difícil que en el visible y el ultravioleta, según lo observado por instrumentos actuales. Por lo tanto, tenemos que desarrollar y adaptar nuestras herramientas de análisis de este rango espectral para estar preparados cuando lleguen los datos. En este caso, podríamos estudiar no solo la población estelar masiva en la Vía Láctea y las galaxias vecinas con mucho más detalle que en la actualidad, sino que también podríamos estudiar estrellas mucho más distantes, al menos las más luminosas, por ejemplo, en el cúmulo de Virgo. Esto nos permitiría investigar una cuestión importante con respecto a los vientos de las estrellas masivas, como por ejemplo, la cuestión de la dependencia de la metalicidad de tales vientos a muy bajas metalicidades: en nuestro vecindario directo, tenemos solo unas pocas galaxias con baja metalicidad (pero no muy baja; por ejemplo, la Pequeña Nube de Magallanes e IC1613, esta última estudiada también en el IAC), pero al aumentar el volumen observable también aumentaremos el rango de las metalicidades "disponibles". Los entornos con una metalicidad muy baja podrían usarse como una comparación cercana a las condiciones en el Universo temprano, y si queremos verificar nuestras predicciones, tenemos que estudiar estrellas masivas en dichos entornos.
