VY Canis Majoris: descubrimiento, características, estructura, formación y evolución
VY Canis Majoris es una estrella de la constelación de Canis Majoris o Can Mayor, donde también se encuentra Sirio. VY Canis Majoris está a unos 4900 años luz de distancia de la Tierra y es visible con binoculares y telescopios, mostrando un distintivo color rojo.
Las primeras observaciones de VY Canis Majoris (VY CMa) datan de principios del siglo XIX. Se deben al astrónomo francés Joseph DeLalande en 1801, quien la catalogó como una estrella de magnitud 7.
Con las mejoras en el diseño de los telescopios, los astrónomos de comienzos del siglo XX rápidamente se percataron de lo singular que es VY CMa, gracias a su brillo variable y a que está envuelta en una compleja nebulosa, repleta de grumos y condensaciones.
Por esto durante algún tiempo se pensó que más bien era un sistema estelar. Esta idea está descartada en la actualidad, aunque algunos astrónomos sostienen que sí existe al menos una compañera.
Las observaciones indican que VY CMa es extremadamente luminosa y de un tamaño excepcional, miles de veces mayor que el Sol. A tal punto que, de ocupar el lugar de este, la estrella se extendería nada menos que hasta la órbita de Saturno.
Definitivamente VY CMa se encuentra en una etapa altamente inestable, que precede al final de su vida, porque la estrella se está desprendiendo rápidamente de sus capas externas y las arroja al espacio, donde se extienden como una nebulosa en torno a ella.
Por eso los astrónomos no descartan la posibilidad de que en poco tiempo VY CMa sufra un estallido de supernova.
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Los astrónomos están muy interesados en estudiar a una estrella tan singular como VY CMa, porque su información es decisiva en el estudio de la evolución estelar.
VY CMa se caracteriza por estar entre las estrellas de mayor radio y además es de las más luminosas. También se encuentra entre las más masivas de las estrellas supergigantes rojas, unas estrellas que han recorrido ya un gran trecho de su vida estelar.
VY CMa también es fascinante porque se espera que sus días acaben de una manera súbita, en una gran explosión de supernova. Veamos algunos de los detalles más interesantes:
VY CMa es visible desde la Tierra en la constelación del Can Mayor, cercana a Sirio y a la constelación de Orión. Dista entre 3900 y 4900 años luz de la Tierra.
No es sencillo establecer con precisión la distancia, en primer lugar porque la estrella no es cercana y en segundo lugar porque está arrojando material continuamente. Por lo tanto está envuelta en una nebulosa (ver figura 1) que impide ver la atmósfera de la estrella y dificulta hacer estimaciones precisas.
Para 1931 ya era un hecho que VY CMa experimentaba notables variaciones en su brillo, de tal modo que fue descrita como una estrella variable de largo período.
Pese a que es muy luminosa, su magnitud absoluta oscila entre -9.5 y -11.5. Compárese con Sirio, que tiene magnitud -1.6 y el Sol, el objeto más brillante que se ve desde la Tierra, con -26.7.
Para identificar a las estrellas variables, los astrónomos les asignan un nombre formado por una o un par de letras mayúsculas, seguido del nombre de la constelación en la que se encuentran.
A la primera variable que se descubre se le asigna la letra R, a la siguiente la S y así sucesivamente. Cuando se acaban las letras comienza una secuencia con RR, RS y así, de manera que VY CMa es la número 43 entre las estrellas variables de Can Mayor.
¿Y por qué VY CMa u otras estrellas experimentan cambios en su brillo? Puede deberse a que la estrella cambia su luminosidad, debido a contracciones y expansiones. Otro motivo puede ser la presencia de otro objeto que la eclipse temporalmente.
Algunos astrónomos estiman el radio de VY CMa hasta en 3000 veces el radio del Sol. Otras estimaciones más conservadoras señalan un tamaño de 600 radios solares, aunque las mediciones más recientes la ubican en 1420 radios solares.
El hecho de que VY CMa está envuelta en una nebulosa de materia eyectada por la misma estrella es responsable por el radio variable de la estrella. Un cifra que hasta el momento sigue en discusión.
Por un tiempo VY CMa fue la estrella de mayor tamaño conocido. Hoy en día es superada por UY Scuti (1708 radios solares) en la constelación del Escudo y por Westerlund 1-26 (2544 radios solares según algunos, 1500 de acuerdo a otros) en la constelación de Ara.
No necesariamente por ser una estrella de gran tamaño, se trata de la estrella más masiva de todas. A partir de la temperatura y la magnitud (bolométrica) se estima que la masa actual de VY CMa es de 17 ± 8 masas solares (la masa del Sol es 1,989 × 10^30 kg).
VY CMa pierde masa a razón de 6×10^−4 masas solares cada año, sin contar con violentas eyecciones de masa que suceden con frecuencia. De esta manera se forma la nebulosa que envuelve a la estrella.
La temperatura de VY Canis Majoris se estima en 4000 K y una luminosidad entre 200,000 y 560,000 veces al del Sol. La luminosidad equivale a la potencia (energía por unidad de tiempo) emitida por la estrella hacia el espacio.
La luminosidad del Sol se utiliza como referencia y unidad para medir la potencia de los objetos astronómicos. Una (1) luminosidad solar equivale a 3.828×10^26 watts.
La temperatura y la luminosidad de VY Canis Majoris la ubican en la región de supergigantes del diagrama HR de clasificación estelar.
El diagrama HR o Hertzsprung-Russell es una gráfica de la luminosidad de las estrellas en función de su temperatura. La posición que ocupa una estrella en este diagrama señala su estado evolutivo y depende de su masa inicial.
Las estrellas que consumen hidrógeno para formar helio en su núcleo son las que se encuentran en la secuencia principal (main sequence), la diagonal del esquema. Nuestro Sol está allí, mientras que Próxima Centauri está abajo a la derecha, porque es más fría y pequeña.
En cambio Betelgeuse, Antares y VY CMa salieron la secuencia principal, porque ya se les ha terminado el hidrógeno. Entonces emigraron hacia la línea evolutiva de las estrellas supergigantes e hipergigantes rojas, en la parte superior derecha del diagrama.
Con el correr del tiempo (astronómico, claro está) estrellas como el Sol se convierten en enanas blancas, moviéndose hacia abajo en el diagrama HR. Y las supergigantes rojas terminan sus días como supernovas.
Las estrellas son básicamente enormes esferas de gas compuestas de hidrógeno y helio en su mayor parte, acompañados de trazas de los demás elementos conocidos.
La estructura de las estrellas es más o menos la misma para todas: un núcleo donde ocurren las reacciones de fusión, una capa intermedia llamada manto o envoltura y la capa externa o atmósfera estelar. Con el tiempo, el espesor y las características de estas capas se van modificando.
Hay dos fuerzas que mantienen cohesionada a la estrella: por un lado la atracción gravitatoria que tiende a comprimirla y por el otro la presión generada desde el núcleo por las reacciones de fusión, que la expande.
Cuando se produce un desequilibrio, como el agotamiento del hidrógeno, la gravedad prevalece y el núcleo de la estrella comienza a colapsar, generando grandes cantidades de calor.
Este calor se transmite a las capas adyacentes y dan lugar a nuevas reacciones de fusión que devuelven temporalmente el equilibrio a la estrella. Pero en el proceso, las capas más externas se expanden violentamente y la estrella se hincha, convirtiéndose en una gigante roja.
Y si la masa inicial de la estrella era mayor a 8 masas solares, entonces se convierte en una supergigante o una hipergigante, como VY Canis Majoris.
Las estrellas hipergigantes son poco comunes en el universo, al menos que sepamos. Las hay azules, blancas, amarillas, rojas… La diferencia de color se debe a la temperatura, las azules son más calientes y las rojas más frías.
Cuando las estrellas se acercan al final de su evolución, adquieren una estructura en capas de cebolla, porque a medida que quema elementos más pesados, queda una capa más externa del elemento menos denso quemado antes, tal como se ve en la figura.
Por eso en VY Canis Majoris se han detectado compuestos químicos de la más diversa índole.
Al igual que todas las estrellas, VY Canis Majoris debió formarse gracias a que la gravedad se ocupó de compactar el gas y el polvo cósmico en una enorme nube.
A medida que sucede, la temperatura se incrementa hasta poner en marcha el reactor nuclear de la estrella. Entonces surge el equilibrio hidrostático entre las fuerzas mencionadas antes: la gravedad que compacta y la presión desde el núcleo quiere expandir a la estrella.
En este punto y siempre de acuerdo a su masa, la estrella se ubica en la secuencia principal. Para VY Canis Majoris debió ser a la izquierda del diagrama, en la región de las estrellas gigantes azules, pero agotado el hidrógeno, pasó a la línea evolutiva de las hipergigantes.
Las estrellas tan masivas suelen terminar sus días en explosión de supernova, tal como hemos dicho. Pero también pueden experimentar pérdidas de masa y pasar a ser una gigante azul, al menos durante un breve tiempo, para finalizar sus días como una estrella de neutrones o un agujero negro.
En la imagen siguiente aparece una comparación entre los tamaños de VY Canis Majoris y el Sol. No solamente se diferencian en tamaño, masa y temperatura, sino que las líneas evolutivas de ambas son muy distintas.
El Sol eventualmente saldrá de la secuencia principal y se convertirá en una gigante roja, extendiendo su tamaño más allá de la Tierra. Pero todavía falta mucho, puesto que el Sol apenas va por la mitad de su vida como una estrella estable. Lleva existiendo unos 4.603 miles de millones años.
Aún le quedan otros tantos, pero por su masa, el Sol terminará sus días como una enana blanca, mientras que VY Canis Majoris posiblemente lo haga de una forma mucho más espectacular.
- American Association of variable Star Observers. VY Canis Majoris. Recuperado de: aavso.org.
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