Una estrella con una excepcional concentración de elementos

En algunas estrellas, como la descubierta recientemente SDSS J2357-0052, existe una excepcional y alta concentración de raros elementos producidos por un proceso poco común

Hace un poco más de tres años, escribí una publicación que conmemoraba el 50º aniversario de uno de los artículos más notables en la historia de la astronomía. En este trabajo, Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle establecieron las bases para la comprensión de cómo se acumulan elementos pesados en el universo.

La versión corta de la historia es que se han identificado dos procesos principales: El proceso lento (s, por el inglés Slow) y el proceso rápido (r). El proceso-s es aquel en el que más presente tenemos, en el que los átomos son bombardeados lentamente con protones y neutrones, formando su masa atómica. Pero como señalaba el artículo, a menudo esto ocurre con demasiada lentitud para que un proceso que da por sentado isótopos inestables que no duran el tiempo suficiente para absorber otro antes de decaer a un número atómico menor supere la barrera.

En este caso, se necesita el proceso-r, en el que el flujo de nucleones es mucho mayor a fin de superar la barrera.

La combinación de estos dos procesos ha hecho un buen papel al adecuarse a las observaciones de lo que vemos, en general, en el universo. Pero los astrónomos no tienen descanso: el universo siempre tiene sus rarezas. Un ejemplo son las estrellas que tienen cantidades relativas muy raras de los elementos formados por estos procesos. Como el proceso-s es mucho más común, es el que debemos ver primordialmente, pero en algunas estrellas, como SDSS J2357-0052, existe una excepcional y alta concentración de raros elementos de proceso-r. Un reciente documento explora este elemental enigma.

Como lo implica la designación, esta rareza llamada SDSS J2357-0052 fue descubierta por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Esta exploración utiliza varios filtros para tomar imágenes de campos de estrellas en diferentes longitudes de onda. Se eligen algunos de los filtros para que caigan en rangos de longitud de onda en la que existen unas líneas de absorción bien conocidas de los elementos que se sabe son los marcadores de la metalicidad promedio. Este sistema fotométrico permitió obtener a un equipo internacional de astrónomos, liderado por Wako Aoki del Observatorio Astronómico Nacional en Tokio, hacer una visión rápida de la composición metálica de las estrellas y así elegir las más interesantes para realizar un estudio más profundo.

Estas observaciones adicionales se realizaron con espectroscopía de alta resolución y mostraron que la estrella tenía menos de una milésima de la cantidad de hierro que posee el Sol ([Fe / H] = -3,4), lo que la situa entre las estrellas más pobres en metal que se han descubierto. Sin embargo, el hierro es el resultado de los elementos producidos por el proceso-s. Cuando vamos más allá de ese número atómico, la abundancia relativa cae muy rápidamente. Si bien el bajón en SDSS J2357-0052 seguía siendo alto, no estaba para nada cerca de lo dramático que es en la mayoría de otras estrellas. Esta estrella tenía un aumento dramático de los elementos del proceso-r.

Se han descubierto varias estrellas pobres en metal con este aumento del proceso-r. Pero ninguna donde aparezca junto con esa deficiencia extrema de hierro. La conclusión de esta combinación es que esta estrella deber haber estado muy cerca de una supernova. Los autores sugieren dos escenarios que pueden explicar las observaciones. En el primero, la supernova se produjo antes de que la estrella se formara, y SDSS J2357-0052 se formó en las inmediaciones antes de que el material aumentado pudiese dispersarse y mezclarse con el medio interestelar. El segundo es que SDSS J2357-0052 ya era una estrella gormada en una órbita binaria con una estrella que se convirtió en una supernova. Si fue el segundo caso, probablemente esto le daría a la estrella más pequeña una gran «patada» al cambiar dramáticamente la masa que tiene el sistema. Aunque no se detectó una velocidad radial excepcional en SDSS J2357-0052, el movimiento (si existiera) podría estar situado en un plano del cielo que requiera unos apropiados estudios de movimiento para confirmar o refutar esta posibilidad.

Los autores también señalan que la primera estrella con características un tanto similares (aunque no tan extremas) fue descubierta antes que ésta en el halo exterior, donde es baja la probabilidad de que se produjera la necesaria supernova. Como tal, es más probable que la estrella fuese expulsada en un proceso que establece cierta credibilidad para el escenario en general, aún si no fuese éste el caso de SDSS J2357-0052.

Fuente: Universe Today. Aportado por Eduardo J. Carletti

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