ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Dominique Meyer, 26 de marzo de 2025

Buenas noches a todos. Esta noche quiero presentarles un panorama de mis investigaciones, que se centran en los entornos de las estrellas masivas. Como pueden notar, soy francés; llevo aproximadamente un año viviendo en Sabadell y haré todo lo posible por expresarme en español. Les pido comprensión respecto a mi expresión oral. Si no, me veré obligado a cambiar al inglés, francés o alemán. Haré mi mejor esfuerzo.

Mi tema de investigación es el entorno cercano de las estrellas masivas. Aunque son estrellas muy poco comunes, tienen un papel fundamental en el ciclo de la materia en la galaxia, incluida nuestra Vía Láctea. Se caracterizan por tener una vida mucho más corta que la del Sol, por atravesar distintas fases evolutivas, por emitir vientos muy potentes que transforman su entorno y, al final de su vida, por explotar en supernova. En muchos casos, tras esta explosión queda una estrella de neutrones magnetizada, conocida como púlsar.

Cada una de estas etapas genera diferentes tipos de nebulosas, cuya forma y composición dependen de la historia evolutiva de la estrella. Estas estructuras pueden observarse y también simularse mediante supercomputadoras como Mare Nostrum, en Barcelona.

Les propongo que exploremos juntos las características generales de las estrellas masivas, su papel dentro de la Vía Láctea y su evolución típica desde la formación hasta la explosión final como supernova, siempre desde el punto de vista de su entorno.

Comenzaremos con una visión general de las estrellas masivas. Primero, hablaremos sobre su formación. Luego, nos centraremos en su fase de secuencia principal, la más larga de su vida, durante la cual sus propiedades cambian poco, pero su entorno se ve profundamente transformado. Después de esta fase, evolucionan a supergigantes rojas, lo que implica cambios importantes en sus vientos estelares, que se vuelven lentos y densos. Posteriormente, en la etapa de estrella Wolf-Rayet, los vientos se vuelven nuevamente rápidos y difusos, alterando el entorno por tercera vez. Finalmente, explotan en supernova, y la onda de choque se encuentra con las nebulosas creadas anteriormente, formando un remanente de supernova. A veces, una estrella de neutrones muy energética aparece en el centro, generando un viento altamente relativista que vuelve a modificar el entorno.

Vivimos en una galaxia espiral llamada la Vía Láctea, situada en uno de sus brazos espirales. Esta galaxia está compuesta por estrellas y gas, que juntos forman el medio interestelar. Solo alrededor del 1% de las estrellas en la Vía Láctea son estrellas masivas, es decir, aquellas con más de 8 veces la masa del Sol. Estas estrellas terminan su vida en una supernova, dejando como remanente un objeto compacto.

La función de masa inicial describe cómo nacen las estrellas según su masa: es una curva exponencial decreciente (figura 1). En el eje horizontal se representa la masa de las estrellas al momento de nacer; en el eje vertical, la proporción de estrellas de cada tipo. Esto significa que hay muchas estrellas pequeñas, como enanas rojas y estrellas similares al Sol, y muy pocas estrellas masivas. El umbral aproximado que separa una estrella enana de una estrella masiva se sitúa en 8 masas solares. Por debajo de este valor, las estrellas no explotan en supernova; por encima, sí. Las estrellas masivas se diferencian, entre otras cosas, por la intensidad de sus vientos estelares y su radiación.

Figura 1. Función inicial de masa

La Vía Láctea contiene no solo estrellas, sino también el medio interestelar. Las estrellas masivas, aunque pocas, emiten vientos y radiaciones muy poderosos. Estos vientos interactúan con el gas circundante mediante ondas de choque, formando burbujas o nebulosas que rodean a la estrella. El medio circumestelar es esa parte del medio interestelar influida directamente por estos vientos y radiaciones. Nos interesa especialmente porque varía de una estrella a otra y se puede estudiar con telescopios. La forma de las nebulosas revela pistas sobre la historia evolutiva de la estrella central.

Las estrellas masivas son como las estrellas de rock del Universo: brillan intensamente, son muy activas y viven poco tiempo. Tienen vientos extremadamente poderosos y una radiación intensa que transforma su entorno en nebulosas. Mientras que el Sol vivirá miles de millones de años, una estrella masiva solo vive unos pocos millones. Esto se debe a la naturaleza de las reacciones nucleares en su núcleo. La presión gravitatoria interna es tan fuerte que permite la formación de elementos cada vez más pesados. Cuando se alcanza el hierro, y ya no se puede obtener energía de la fusión, el núcleo colapsa, desencadenando una supernova.

Cada reacción de fusión en el núcleo de una estrella masiva genera elementos más pesados, creando capas concéntricas en su interior. Este proceso enriquece la estrella con elementos como carbono, oxígeno y, finalmente, hierro. Con cada nueva fase de fusión, los vientos estelares y la radiación también cambian. Estas transformaciones internas y externas preparan el terreno para la explosión final.

Todo comienza con el colapso de una nube densa del medio interestelar. La estrella gana masa, y cuando alcanza el umbral suficiente, inician las reacciones nucleares en su núcleo. Durante la fase de secuencia principal, la estrella fusiona hidrógeno en helio y forma a su alrededor una gran burbuja de gas: una nebulosa. Luego, comienza a fusionar helio y otros elementos, lo que da paso a la etapa de supergigante roja, donde los vientos se hacen lentos y densos. Más adelante, la estrella entra en la fase Wolf-Rayet, con vientos extremadamente rápidos y energéticos. Finalmente, cuando produce elementos como el hierro y el silicio, explota en supernova. Puede formarse un agujero negro o una estrella de neutrones. Si esta última está magnetizada, sus vientos casi alcanzan la velocidad de la luz, y continúan moldeando el entorno.

Veamos ahora cómo se estructura una nebulosa estelar típica alrededor de una estrella masiva.
En el centro se encuentra la estrella, que emite un viento caliente y potente. Al encontrarse con el medio interestelar, este viento genera una región con dos ondas de choque: una que avanza hacia afuera y otra que rebota hacia adentro. Las características de esta burbuja —su tamaño, densidad y forma— dependen tanto de las propiedades de la estrella como del medio que la rodea.

Los vientos de la estrella se encuentran con el medio interestelar, generando una discontinuidad inestable, similar a lo que ocurre cuando dos fluidos diferentes se mezclan en un vaso. Se crean dos ondas de choque: una cerca de la estrella y otra más lejana, que marcan los límites externos de la nebulosa. En total, se distinguen cuatro regiones: el viento estelar en el centro, el medio interestelar en el exterior, la región del viento afectada por la onda reflejada —caliente y diluida—, y la región del medio interestelar atravesada por la onda transmitida, que es densa y fría.  Al observar el entorno de las estrellas masivas, podemos reconstruir su historia. La nebulosa funciona como una huella digital, testimonio del impacto de sus vientos sobre el medio interestelar.

Aquí vemos una simulación hidrodinámica de una burbuja estelar generada por una estrella masiva situada en el centro (figura 2). Cada uno de los cuadrantes muestra un momento diferente de su evolución: el más pequeño corresponde a una etapa más joven, y el más grande, a una etapa más avanzada. Podemos distinguir el choque externo, la discontinuidad inestable, el choque interno y las cuatro regiones: el viento libre, el viento atravesado por la onda reflejada, el medio interestelar atravesado por la onda transmitida y el medio interestelar no perturbado.

Figura 2. Simulación de una burbuja estelar

Es interesante notar que cuando la estrella evoluciona a una supergigante roja, el nuevo viento —más lento y denso— se expulsa dentro de la burbuja generada durante la secuencia principal. Esto da lugar a un nuevo anillo con sus propios bordes interno y externo, así como sus ondas de choque correspondientes. Este nuevo anillo resulta más inestable, ya que las diferencias de densidad y velocidad entre el viento de la secuencia principal y el de la gigante roja son mayores que las que había entre el viento principal y el medio interestelar.

Se presentan ejemplos de nebulosas generadas por estrellas masivas en distintas fases evolutivas. En las primeras etapas, el entorno adopta la forma de un disco de acreción. Durante la secuencia principal, se transforma en una envoltura más o menos esférica, y en fases posteriores —como la de gigante roja, Wolf-Rayet o variables azules luminosas— el entorno se vuelve más caótico e irregular. Si la estrella permanece en reposo respecto al medio, su entorno tiene forma de burbuja. En cambio, si se mueve, adopta la forma de un arco de choque. Los remanentes de supernova, formados tras la explosión final, presentan estructuras más complejas.

Ya sabemos que las estrellas masivas son raras y que sus vientos evolucionan con los cambios nucleares en su núcleo. Estos vientos varían a lo largo de las distintas fases: primero una secuencia principal larga, seguida de una fase más corta de supergigante roja, luego una fase aún más breve de tipo Wolf-Rayet, hasta su muerte en una supernova.

Pero ¿por qué es importante estudiar su papel? Estas estrellas cumplen dos funciones esenciales. Primero, enriquecen el medio interestelar con los elementos atómicos que crean por fusión nuclear, siendo la única fuente natural de hierro del Universo. El hierro presente en nuestras células proviene de la explosión de una estrella masiva ocurrida hace millones de años. Segundo, sus vientos y las eyecciones de la supernova inyectan energía cinética al medio interestelar. En resumen, actúan como bombas galácticas que dispersan tanto energía como elementos pesados en la galaxia.

Pasamos ahora a la fase de formación de las estrellas masivas. Las estrellas masivas se forman de manera similar a otras estrellas, pero a partir de un reservorio de masa mucho mayor (figura 3). Para crear una estrella de 30 masas solares, se necesitan al menos 100 masas solares de materia en el medio original. Este medio molecular, frío y denso, colapsa bajo su propia gravedad, formando estrellas individuales acompañadas de discos de acreción, al igual que en el sistema solar, aunque a mayor escala y con mayor rapidez. A diferencia de nuestro sistema solar, no se forman planetas en este proceso.

Figura 3. Formación de una estrella

Observamos aquí una simulación del entorno de una joven estrella masiva (figura 4). Se muestra la densidad en el plano ecuatorial del disco, el cual crece al ganar masa del medio en colapso y la transfiere a la estrella. Estos discos circumestelares funcionan como galaxias en miniatura o sistemas solares gigantes. Presentan brazos espirales, fragmentos y estructuras complejas. Dentro de ellos, pueden nacer estrellas más pequeñas, similares al Sol. La fragmentación del disco es un mecanismo clave en la formación de sistemas estelares múltiples, en los que la estrella masiva convive con una o varias compañeras.

Figura 4. Simulación de la formación de una estrella

Durante décadas, el entorno de las jóvenes estrellas masivas fue puramente teórico, ya que se formaban en regiones densas y opacas que impedían una observación clara. No obstante, desde hace algunos años se ha confirmado que estos objetos cuentan efectivamente con discos, brazos espirales y grumos de materia: fragmentos que se desarrollan en el interior de los brazos.

Como ya hemos visto, las estrellas masivas son escasas pero muy relevantes en el ciclo de la materia galáctica. Esta fase —la secuencia principal— es la más larga en la vida de una estrella masiva, y durante ella, sus poderosos vientos modifican radicalmente el entorno.

Tras la formación estelar, cuando una región densa del medio interestelar se fragmenta en múltiples núcleos, cada uno de ellos puede originar una estrella, de acuerdo con la distribución de la función de masa inicial.

En esta imagen infrarroja, observamos un grupo de estrellas jóvenes (naranja, en el centro). Alrededor, otras estrellas están rodeadas por círculos negros. Si se observa con atención, se pueden ver pequeños arcos rojos que apuntan en dirección opuesta al grupo central, como si esas estrellas fueran veleros alejándose de su puerto de origen. Aproximadamente la mitad de las estrellas masivas son de este tipo: estrellas fugitivas.

Las estrellas masivas en la secuencia principal, cuando se desplazan a velocidades supersónicas, generan estructuras conocidas como arcos de choque estelares. Estas "velas" deforman la burbuja estelar a causa del encuentro entre el viento estelar y el medio interestelar, de forma análoga al fenómeno que ocurre cuando un avión supera la velocidad del sonido. Estos arcos pueden extenderse por varios años luz y atrapar polvo interestelar, que luego es iluminado por la radiación de la estrella fugitiva, haciéndolos visibles en el infrarrojo. Existen actualmente catálogos que reúnen cientos de estos arcos de choque.

Este esquema muestra la estructura del entorno de una estrella masiva fugitiva con su arco de choque. La dinámica es similar a la de una burbuja estelar: la estrella expulsa su viento hacia el medio interestelar, y el encuentro genera dos frentes de choque, uno interno (reflejado) y otro externo (transmitido). Entre ambos se encuentra una región de discontinuidad inestable, donde se mezclan el viento estelar y el material del medio interestelar.

Aquí observamos el arco de choque de Zeta Ophiuchi, la estrella fugitiva más cercana a la Tierra (figura 5). Es la sexta estrella más brillante de la constelación de Ofiuco. En el infrarrojo, se aprecia el arco de choque y filamentos perpendiculares a él, lo que indica que las líneas del campo magnético del medio interestelar son paralelas a la trayectoria de la estrella, pero perpendiculares al frente de choque.

Figura 5. Zeta Ophiuchi

Estudiar los arcos de choque permite medir propiedades fundamentales del medio interestelar. Sabiendo la distancia entre la estrella y el arco de choque, se puede deducir la relación entre la densidad y velocidad del viento estelar, la densidad del medio interestelar y la velocidad de la estrella. Este enfoque hace de los arcos de choque una herramienta poderosa para explorar las características físicas del entorno interestelar.

Pasamos ahora a la fase de supergigante roja, la primera etapa evolutiva de una estrella masiva tras la secuencia principal.

Aquí vemos la evolución temporal de una estrella de 20 masas solares. La densidad del viento aumenta con el tiempo (arriba a la izquierda), mientras que su velocidad disminuye (abajo a la izquierda). Esta fase se caracteriza por un enfriamiento de la superficie estelar y una gran expansión de su radio. Los vientos de las supergigantes rojas son fríos, lentos, ricos en polvo y menos intensamente radiativos.

Betelgeuse es una estrella legendaria de la constelación de Orión, conocida desde la antigüedad. Hoy, se utiliza como laboratorio para estudiar la física estelar y circumestelar. Ha abandonado su fase principal y emite vientos lentos y densos. Al moverse a velocidad supersónica, la interacción con el medio interestelar forma un arco de choque, no una burbuja. Es la gigante roja más cercana a la Tierra, lo que permite estudiar su entorno en detalle. Su arco de choque, visible en el infrarrojo, alcanzaría el tamaño de la Luna llena si pudiéramos verlo en el cielo. Actualmente, Betelgeuse muestra variaciones de temperatura, lo que indica que podría estallar como supernova en algunos milenios.

Aquí vemos una simulación magnetohidrodinámica tridimensional del entorno de una supergigante roja. En el centro está la estrella, con su campo magnético en espiral (modelo de Parker, en amarillo). La densidad se muestra en verde. Las líneas amarillas representan el campo magnético interestelar, mientras que las rojas corresponden al flujo del medio interestelar que penetra en la nebulosa. Como la estrella se mueve, la estructura resultante es un arco de choque. Estas simulaciones permiten explorar diferentes parámetros, como la edad de la estrella o las propiedades de su viento, y compararlos con observaciones reales.

A la izquierda vemos una imagen simulada del entorno de Betelgeuse (figura 6). Los colores representan una simulación óptica; los puntos negros, observaciones reales. La línea azul es una solución teórica para un arco de choque estable, que no se ajusta del todo a los datos observados. Esto sugiere que el arco de choque de Betelgeuse aún se está expandiendo: ha entrado recientemente en su fase de supergigante roja. El círculo rojo marca una sobredensidad causada por la diferencia de temperatura entre Betelgeuse y su entorno, que está calentado por una estrella Wolf-Rayet cercana. La interacción entre el gas frío de Betelgeuse y el gas caliente del entorno empuja la discontinuidad hacia el interior del arco de choque.

Figura 6. Betelgeuse y su arco de choque

Esta parte de la presentación trata sobre la fase Wolf-Rayet de las estrellas masivas, que corresponde a la segunda etapa de su evolución.

Aquí observamos la evolución temporal de la densidad y la velocidad del viento de una estrella masiva, desde la secuencia principal hasta las fases evolucionadas. En azul se muestra una estrella de 35 masas solares, que termina su vida como una Wolf-Rayet, pasando previamente por una fase intermedia de supergigante roja. Es decir, la estrella experimenta dos etapas evolutivas antes de explotar. Notamos que la densidad disminuye (gráfico superior izquierdo) y la velocidad del viento aumenta (gráfico inferior izquierdo).

¡Una pregunta realmente fascinante! Si hablamos de una estrella masiva tipo Wolf-Rayet con vientos muy poderosos y movimiento rápido, normalmente esperaríamos ver un típico arco de choque, característico de estrellas masivas fugitivas. Sin embargo, la presencia de una nebulosa casi esférica en varias longitudes de onda, en lugar del arco de choque habitual, puede sugerir fenómenos muy interesantes.

Si simulamos numéricamente el medio circunestelar de esta estrella considerando toda la evolución de sus vientos desde el nacimiento, observamos (a la derecha) que primero se forma un arco de choque inmenso durante la secuencia principal. Luego, un segundo arco aparece durante la fase de supergigante roja y colisiona con el primero. Finalmente, el tercer viento, de tipo Wolf-Rayet, comienza a soplar. Este viento es isotrópico y crea un anillo que permanece esférico mientras no interactúe con los arcos de choque anteriores. Se forma así una nebulosa tipo Wolf-Rayet generada por la interacción entre un viento joven y uno más antiguo, y no con el medio interestelar.

A la izquierda vemos la densidad de la simulación numérica, y a la derecha la imagen infrarroja correspondiente, obtenida mediante transferencia radiativa. El anillo Wolf-Rayet es mucho más brillante que el resto del medio circunestelar, menos iluminado por encontrarse más alejado de la estrella. Esto indica que la estrella ha entrado recientemente en su fase Wolf-Rayet (figura 7).

Figura 7. Imagen y simulación de una estrella Wolf-Rayet

Al final de su vida, las estrellas masivas explotan como supernovas. La onda de choque de la explosión se propaga a través del entorno de la estrella y atraviesa su propia nebulosa, formada previamente por sus vientos estelares. Esta estructura se denomina remanente de supernova.

Un remanente de supernova es, por tanto, el resultado de la colisión entre la onda de choque de la explosión y el medio circunestelar generado por la propia estrella. Lo observamos desde un único punto de vista, lo que dificulta conocer su historia completa. Es un poco como los origamis: aquí vemos una imagen que es la proyección final de una figura tridimensional (un caballo), obtenida al plegar una hoja cuadrada sin cortes. El reto del astrofísico es entender cómo se llegó a esa forma, partiendo solo de la imagen final.

Como dijimos, las estrellas masivas moldean su entorno con potentes vientos estelares, creando nebulosas que actúan como una huella digital de su evolución. Al morir, toda su masa y energía son expulsadas violentamente en la supernova. Esta explosión ocurre en la nebulosa previamente formada, y la onda de choque interactúa con los restos de los vientos estelares.

Así, el remanente de supernova es la combinación de la "huella" de la explosión con la "huella" de los vientos anteriores. El objetivo es reconstruir toda la vida de la estrella a partir de una sola imagen del remanente, por ejemplo, mediante simulaciones numéricas, como quien intenta reconstruir un origami a partir de una única fotografía del resultado final, tomada desde un ángulo desconocido.

Veamos un ejemplo concreto: el "Bucle de Cygnus", un remanente de supernova situado en la constelación del Cisne. Tiene una forma muy particular: la parte superior se asemeja a un hongo y la inferior a un chorro o tubo. Este objeto tiene entre 10.000 y 20.000 años y un tamaño de unos 100 años luz. Sabemos que su origen es la explosión de una estrella masiva en su propio medio circunestelar, pero ¿cómo explicar esta forma tan peculiar?

Figura 8. Bucle de Cygnus

La hipótesis que propongo, basada en mi tesis doctoral, es que la estrella progenitora era una estrella masiva fugitiva que evolucionó hasta la fase de supergigante roja antes de explotar. Su movimiento creó un arco de choque denso en la dirección del desplazamiento y una cavidad en la dirección opuesta.

En el esquema de la izquierda, vemos esta configuración (figura 9): la estrella en el centro, el arco de choque, y las regiones internas y externas de la nebulosa. Cuando la estrella explota, la onda de choque se propaga de manera asimétrica: atraviesa el arco de choque en una dirección y se expande libremente en la cavidad en la otra. Así se forma la estructura del Bucle de Cygnus, con el hongo y el chorro.

Figura 9. Configuración del sistema del Bucle de Cygnus

Para comprobar esta hipótesis, realizamos simulaciones hidrodinámicas del arco de choque y la explosión (figura 10). En la imagen vemos cómo evoluciona la densidad del remanente: el arco de choque de la secuencia principal, la envoltura de la supergigante roja y, finalmente, la onda de la supernova. Esta onda es inicialmente esférica, pero se vuelve asimétrica al propagarse en la cavidad generada por el movimiento de la estrella. La línea verde marca la discontinuidad entre el material de la supernova y el medio interestelar. Esta discontinuidad es inestable y da lugar a estructuras complejas.

Figura 10. Simulaciones del sistema del Bucle de Cygnus

La etapa final es la transferencia radiativa, que permite generar observaciones sintéticas a partir de las simulaciones. Aquí mostramos imágenes de radio en distintas edades y desde diferentes ángulos. El remanente crece con el tiempo (más joven a la izquierda, más viejo a la derecha), y su forma varía según el punto de vista. Desde ciertos ángulos se observa la forma del Bucle de Cygnus; desde otros, no.

En esta simulación, la estrella fugitiva se desplazaba hacia arriba, formando un arco de choque que deformó la burbuja estelar. Al explotar en la parte superior, los vientos de distintas fases (supergigante roja, Wolf-Rayet, supernova) quedan representados en distintos colores. El material eyectado por la supernova (en azul) forma una estela visible en la cavidad posterior. La estructura se asemeja a un escarabajo.

La evolución final de una estrella masiva da lugar a una estrella de neutrones, formada durante la explosión de supernova. La estrella de neutrones está altamente magnetizada y emite vientos casi a la velocidad de la luz, que se expanden dentro del remanente de supernova. A este sistema se le llama plérion, remanente pleriónico o nebulosa de viento de púlsar.

Vemos aquí dos simulaciones que muestran la densidad de materia en remanentes con un púlsar estático y su viento relativista. Ambas simulaciones son idénticas salvo por la presencia de un medio circunestelar (el arco de choque generado por una estrella fugitiva). A la izquierda, se observa la onda de choque de la explosión, la del viento del púlsar, y las regiones intermedias donde se mezclan el medio interestelar, los restos de la supernova y el viento del púlsar. A la derecha, la presencia del arco de choque modifica la forma del remanente y también la de la nebulosa de viento de púlsar (ver flecha roja), mostrando cómo la evolución previa de la estrella afecta incluso a esta última etapa.

Aquí vemos el arco de choque de un púlsar fugitivo en los restos de supernova de una estrella masiva también fugitiva.

En esta imagen, en naranja vemos la densidad del remanente de supernova. Observamos el arco de choque de la estrella progenitora y la onda de la supernova que se propaga en el medio circunestelar. La situación es similar a la del Bucle de Cygnus. Los distintos colores muestran los vientos de cada fase evolutiva: rojo para la supergigante roja, violeta para Wolf-Rayet, azul claro para los eyecta de la supernova. Los tubos blancos representan las líneas del campo magnético del púlsar, que se mueve dentro del remanente. También puede observarse el chorro (jet) de la nebulosa del púlsar, deformado por su movimiento dentro del remanente de supernova.

Se realiza la transferencia radiativa para generar imágenes de radio del plérion. En ellas se aprecian los jets bipolares del púlsar, deformados por su desplazamiento. La torsión es diferente en el hemisferio norte y sur. La misma estructura se muestra desde dos puntos de vista distintos. Este fenómeno es similar al observado en púlsares como el de Géminis, y es el tema de mi investigación actual en el ICE de Cerdanyola del Vallès.

Las conclusiones de esta charla son las siguientes:

• Las estrellas masivas son raras, pero actúan como una bomba en el ciclo de elementos químicos en el ambiente interestelar.
• Los vientos estelares que forman el entorno de estrellas masivas (una burbuja o un arco de choque).
• Estos entornos son la huella digital de la evolución estelar pasada de la estrella en los entornos ambientales.
• Después de su evolución y muerte, los restos de supernovas son función de la evolución estelar pasada.
• Lo mismo ocurre cuando se enciende un viento púlsar después de la supernova y sus nebulosas son función de la evolución estelar.