Category Archives: Expert Insights

What is a planet?

Detections of planets orbiting nearby stars naturally require establishing what is meant by a “planet” and how do we know a planet when we see one? This question is not as easy to answer as it is to pose. To understand the difficulties, it is useful to examine the answer to: “Is Pluto a planet?”—a simple question without a simple answer.

Astronomers like categorising objects of astronomical and astrophysical interest, giving them labels such as “planets”, “stars”, “asteroids” and many more. According to the decision of the International Astronomical Union (IAU), Pluto is classified as a “dwarf planet” because it is not the “gravitationally dominant body” on its orbit. Setting aside for a moment what that actually means, it is, however, pretty obvious based on the recent imagery from the NASAs New Horizons mission that Pluto is certainly a world in its own right – something that we could be very tempting to call a planet regardless of what the IAU has decided.

According to the IAU, a planet is defined as follows:

  1.   A “planet” is a celestial body that (a) is in orbit around the Sun, (b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape, and (c) has cleared the neighbourhood around its orbit.

  2.   A “dwarf planet” is a celestial body that (a) is in orbit around the Sun, (b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape, (c) has not cleared the neighbourhood around its orbit, and (d) is not a satellite.

  3.   All other objects, except satellites, orbiting the Sun shall be referred to collectively as “Small Solar-System Bodies”.

Although Pluto is in orbit around the Sun and has sufficient self-gravity to assume a roughly spherical shape through hydrostatic equilibrium, it has not cleared the neighbourhood of its orbit by gravitationally tugging smaller objects out of its residential area in the Solar System. IAU therefore decided to classify Pluto as a dwarf planet rather than a full-blown member of the set of planets in the Solar System.

The situation gets more complicated when remembering that Jupiter, for instance, has also failed to clear the neighbourhood around its orbit, as there are thousands of trojan asteroids at and around Jupiter’s orbit. Yet, nobody disagrees whether we should classify Jupiter as a planet or not.

But with respect to extra-solar planets, the IAUs resolution is not valid – it has only been designed to be valid when classifying celestial bodies in the Solar System.

Astronomers consider extra-solar objects that orbit stars other than the Sun to be planets if they (1) are large enough to have reached hydrostatic equilibria, and (2) small enough such that they cannot sustain nuclear fusion in their cores and thus cannot be considered stars or even brown dwarfs. But that is only where the problems begin—it is not at all trivial to determine how large the objects orbiting other stars are when their very presence is difficult to observe.

It is reasonably straightforward to conclude that an object transiting a nearby star, such as the extraordinary haul of worlds found by the Kepler spacecraft, is large enough to have reached hydrostatic equilibrium if it is in fact large enough to be seen blocking the light coming from the stellar surface. But what about the larger objects that are comparable in size to Jupiter? Because the planetary transits can only reveal their radii in relation to their host stars, it cannot be known whether some of them are in fact more than roughly 13 times more massive than the Jupiter, which is sufficient for the fusion of deuterium into helium in their cores. Such objects would then be classified as brown dwarfs rather than planets.

The situation is even more complicated, sometimes frustratingly so, when observing exoplanets with the Doppler spectroscopy technique applied in the Pale Red Dot campaign. Because this technique can only be used to reveal the lower limit for the planetary masses, it is impossible to tell whether any individual discovery actually corresponds to a genuine planet rather than a small star or a brown dwarf even though, on statistical grounds, the vast majority of them are certainly small enough to be considered planets.

But whether extra-solar objects of suitable size to be classified as planets have cleared the neighborhoods of their orbits is beyond our observational capabilities. It is also less than certain what the possible free-floating planetary sized objects should be called as they do not revolve around stars of any kind.

It is quite possible that a general definition of a planet proves as elusive as that of a “continent” that no geographer dares to define—nor are they even interested in doing so. Similarly, biologists cannot produce a general definition for “life” but more often than not simply say that “they know whether it is alive or not when they see it”, which can be seen as an attempt to brush the problem under the carpet. It is probably a human trait to attempt classifying things into rigid categories even when nature has cynically decided that there is simply a continuum of objects and that any and all classifications are thus only subjective opinions without any deeper meanings. In such cases, the definitions do not help in understanding nature any better—and may even hinder scientific developments by providing a biased frame of reference.

And Pluto, as it – in my opinion – certainly is a world in its own right, deserves to be called a planet regardless of any subjective definitions individuals might consider appropriate. Although that might not be acceptable for all, one thing is clear. If an object resembling Pluto was found orbiting a star other than the Sun, I believe it would be called a planet.

Mikko Tuomi
Mikko Tuomi

About the author. M. Tuomi is working as an astronomer at the University of Hertfordshire, UK. His research interests include detection and characterization of low-mass planets and planetary systems around nearby stars, development of statistical models or Doppler spectroscopy data to understand variability caused by astrophysical and instrumental effects, study of the dynamical properties of tightly packed planetary systems, and exploring the
statistical properties of small planets orbiting the stars in the Solar
neighborhood. He has also worked as an environmental scientist at the Finnish Environment Institute. M. Tuomi is one of the editors of palereddot.org, and can be blamed for first spotting tentative evidence of ‘The signal’ in archival UVES and HARPS data.

Cool Stars with a Magnetic Personality

by Élodie Hébrard (York University) and Rakesh Yadav (Harvard-Smithonian CfA).

There is an invisible force active on the Sun which is due to its magnetic field. You may know that magnetic fields can be produced by electrical currents. The Sun’s plasma is a highly charged fluid. Due to the combined effect of large-scale ordered motions induced by the Sun’s rotation and the chaotic boiling of the plasma, there is an ample supply of electrical currents on the Sun to sustain the magnetic fields. This process of field generation by fluid motions is known as the Dynamo mechanism.

Magnetic fields are responsible for producing very violent events called X-ray flares on the Sun. The energy which is stored in the magnetic field as tension gets released in the form of energetic electromagnetic radiation (ultra violet and X-rays). These flares also accelerate the plasma in the nearby region, which is ejected with very high velocities away from the Sun. These are known as Coronal Mass Ejections (CMEs). The energetic radiation and the CMEs form a dangerous partnership as they can gradually erode away the atmosphere (crucial for developing life) of a closely orbiting planet. You can learn more about X-ray flares in this short video.

Lets move away from our solar system and discuss the Pale Red Dot. Stars which are substantially cooler than the Sun are usually referred to as “red dwarfs” or “low-mass stars”. Proxima Centauri is one such star. But do not be fooled by their “coolness”! Astronomers have been looking at such stars for decades now—it turns out these stars are very active. In fact, they generate many more X-ray flares and CMEs than the Sun. Due to the high levels of violent events on these stars, the planets orbiting around them might encounter much more hostile environments than the planets in our own solar system. Such high activity is due to the presence of a magnetic field which is much stronger than what our Sun can produce. The high activity also makes it rather tricky to find Earth-like planets around these stars. Hey, wait a minute, how do we know that these stars have strong magnetic fields?

The best way to measure the magnetic field of a star is to use the subtle effects it induces on the light it emits. Indeed, if a star has a magnetic field, its spectrum is affected: the different spectral lines split into several components, and each component has its own polarisation (it means that the magnetic field changes the vibrational properties of the light). This splitting effect is called the Zeeman effect. Measuring polarisation in spectral lines allows a reliable measurement of the stellar magnetic field, as explained in the short video below.

So now we know how we are able to measure a magnetic field, the next natural step is to reconstruct the map of the stellar magnetic field in order to know what it looks like: a dipolar field? a toroidal field?… To do that, we use the stellar rotation! More specifically, analysing the circular polarisation in spectral lines at different times as the star rotates, we get step by step a full 2D image of the magnetic field at the surface of the star. To carry out this exercise, astronomers use a method called Zeeman-Doppler Imaging (ZDI)—based on techniques developed for medical imaging! The following animations summarise the principles behind ZDI.

As the star rotates, an Earth-based observer sees the magnetic spot under different viewing angles, and moving at different projected velocities (upper panel). The level of circular polarisation measured in a spectral line evolves consequently (lower panel). The case of a radially oriented field (as depicted by the red arrows) is depicted here. Credit: J.-F. Donati.
Same as the previous figure, but here with the case of an azimuthally oriented field (as depicted by the red arrows) depicted. As opposed to the radial field situation the circular polarisation signature flips sign. This allows ZDI to disentangle between field orientations. Credit: J.-F. Donati.

Dark starspots (similar to sunspots) are a visible consequence of
the magnetic field activity of a star. As presented in Xavier Dumusque’s article, these spots induce distortions in the spectral line profiles (because of the Doppler effect), that induce radial velocity (RV) shift. Moreover, as the star rotates and the spot is carried across the visible disc, this distortion travels through the line profile (see figure below). Therefore, collecting data at different rotation phases allows us to unveil how the bright features are distributed on the stellar surface, exactly as for the magnetic field. In this case the method is simply called Doppler-Imaging.

As the star rotates, an Earth-based observer sees the dark starspot at different locations on the visible stellar disc (upper panel). This results in characteristic distortions in stellar spectral line profiles that induce an apparent radial velocity (RV) shift (lower panel). Such RV shifts can mimic the signal of a planet or completely hide the presence of a genuine planet. Credit: J.-F. Donati.

Instruments developed to gather simultaneously both the spectrum and its polarisation are called spectropolarimeters. The most used are ESPaDOnS atop the Mauna Kea in Hawaii, NARVAL atop the Pic-du-Midi in France, and HARPS-pol at La Silla observatory in Chile.

The telescopes hosting the three high-resolution spectropolarimeters designed for studies of stellar magnetic fields. From left to right: Canada-France-Hawaii Telescope, Maunakea, Hawaii, USA; ESO 3.6m Telescope, La Silla Observatory, Chile; Télescope Bernard Lyot, Pic-du-midi Observatory, France. Credits: J-C Cuillandre/E Hébrard/OMP.

What can we do with these measurements? First, as stellar spots plague the planet detection from radial velocity measurements, we can use the map of the spot distribution to infer the induced RV. Although new, this method holds tremendous promise in being able to filter out the stellar signal, and thus to regain the power of diagnosing the potential presence of orbiting planets. Second, if our final goal is to detect a habitable Earth-like planet around cool stars, characterising the planetary environment is of prime importance. Indeed, the reduced temperatures of cool stars move their habitable zone closer in than around Sun-like stars. Earth-like planets orbiting such stars would experience a stronger stellar magnetic pressure, exposing the planet’s atmosphere to erosion by the stellar wind and CMEs. Therefore there is an interest for estimating the stellar magnetic environment surrounding these planets. From the reconstruction of large-scale magnetic field topologies with ZDI, one can extrapolate the field outwards (see V374 Peg figure below) and ultimately it will allow a more thorough characterisation of detected planets, and a better assessment of the suitability of a planet for hosting life. Finally, the observed large-scale magnetic properties can be useful to better understand the stellar interior and the magnetic field generation.

Magnetic field lines of the active red dwarf V374 Peg, extending in space above the surface of the star. The surface magnetic field has been mapped with ZDI, serving as a basis for the extrapolation to the whole magnetosphere. The simple dipole, magnet-like structure of the field is very obvious. Field lines forming loops above the surface are shown in white, while field lines open to the interstellar medium are shown in blue. Credit: MM Jardine & J-F Donati.

So far we have discussed what we know about red dwarf stars observationally. Let’s go into some details about the latest theoretical models which try to explain why these stars have such strong magnetic fields. We will now discuss a recent supercomputer simulation which tried to mimic what happens in red dwarf stars.

In computer simulations a star is considered to be a perfect sphere of hot plasma which rotates around an axis. To model the plasma flows, we assume that it follows the Navier-Stokes equation—which basically tells us that the change in the momentum of a tiny fluid packet is proportional to the sum of various forces acting on it. The behaviour of the magnetic field is governed by Maxwell’s equations (under the so-called MHD approximation). Furthermore, there are other equations of importance which describe the energy conservation and the thermodynamical state of the fluid (temperature, pressure, etc). These equations are then solved using sophisticated numerical algorithms (codes with 10s of thousands of lines) which are run on some of the world’s largest supercomputers.

Hydra570
The HYDRA supercomputer at the Max Planck Computing and Data Facility in Garching bei München, Germany. In total there are ~83,000 cores with a main memory of 280 TB and a peak performance of about 1.7 PetaFlop/s. Credit: Max Planck Society.

If we model conditions, which are similar to those found in red dwarf stars, the simulation produces many properties similar to what we actually observe. The magnetic field resulting from this simulation is depicted in the figure below. The field lines are coming out of the visible north pole of the “star”. This is due to a large region of magnetic field with one polarity (shown with yellow shades). A similar behaviour occurs in the south pole which is not visible in the image. Along with large regions with similar polarity, there are smaller regions containing both polarities of the magnetic field (close-by yellow and blue shades), scattered almost all over the surface. These “bipolar” regions are necessary to generate twisted and stretched field lines which lead to X-ray flares and CMEs. In fact, the bipolar “active” regions on this “star” are much more numerous than what we see on the Sun. By extension, this model then predicts that the red dwarf stars should generate many more X-ray flares. The strength of the magnetic field in the image is also typically about several kiloGauss, at least ten times stronger than the Sun’s typical magnetic field.

Magnetic field simulation
Numerical simulation aimed at studying magnetic field generation in a red dwarf star. The two magnetic polarities are depicted in yellow and blue. The cyan-color pipe shows the rotation axis. Credit: Rakesh Yadav.

To sum up, this “star in a computer” is able to self-consistently produce a very strong magnetic field and predicts that these stars should be much more active than the Sun. We have made some progress in the sense that this simulated star satisfies some observational constraints. The next step is to use the predictions from this simulation and test them using more detailed observations. The Pale Red Dot project is one such step.

About the authors

Elodie Hébrard

Élodie Hébrard graduated her PhD in astrophysics in 2015 at the Institut de Recherches en Astrophysique et Planétologie of the University of Toulouse (France). She studies the use of the Zeeman-Doppler Imaging technique to characterise stellar activity and magnetic fields, ultimately designing new approaches to filter out the activity-induced  radial velocity signals that  mimic those due to planets. Élodie is now a postdoctoral fellow at the Department of Physics and Astronomy of the University of York (Canada).

Rakesh Yadav

Rakesh Yadav is a theoretical astrophysicist who uses supercomputers to understand how planets and stars produce their magnetic fields. He finished his BSc and MSc (physics) in 2011 at the Indian Institute of Technology Kanpur, India. He moved to Germany in 2012 to pursue a PhD in computational astrophysics at the Max Planck Institut für Sonnensystemforschung and the University of Göttingen. After finishing his PhD in 2015 he joined the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics as a Post Doctoral scientist.

Living in Twilight: An Overview of our Closest and Smallest Stellar Neighbors

by Sergio Dieterich, Carnegie Institution for Science

When members of our research group go observing at Cerro Tololo Inter-American Observatory in the Chilean Andes we spend most of our time in a cozy heated control room. Modern astronomical observing is done mostly by monitoring computer screens and entering commands to tell the telescope where to point next. If we have to put on our winter jackets and climb the flight of stairs to where the telescope is—under the open dome—it is because something went wrong and we are frantically trying to fix the problem and minimize the loss of precious telescope time. There is one exception. Our group’s tradition dictates that when we are training a new student, and the season and time of night is just right, we will go up to the dome and have our new colleague look through the telescope’s eyepiece. Photography does not do justice to the sight that emerges: a bright ruby red speck of light floats seemingly in front of a vast ocean of fainter and whiter stars. That red speck is Proxima Centauri, the closest star to us other than the Sun, the subject of the Pale Red Dot project, and a typical low mass star. Stars like Proxima Centauri, or just Proxima for short, are amongst the smallest but also the most common types of stars in the Galaxy. Let’s take a few minutes to understand our smallest and closest stellar neighbors a little better.

Imagine for a moment that we drop a large ceramic dinner plate on a hard kitchen floor. The plate shatters into many, many, pieces, of all different sizes. We then look down and examine the results of our carelessness. Our attention is first drawn to the handful of large fragments. After a more careful look we see that for every one of those large ceramic fragments there are dozens, if not hundreds, of much smaller pieces. Further, we soon realize that if we have any hope of reconstructing the original plate or figuring out what happened we cannot simply ignore those smaller pieces and sweep them under the rug. This unfortunate kitchen accident is a rough analogy to the stellar formation process, and it sheds some light on how the Milky Way Galaxy ended up with the stellar population we observe today. Stars are formed when clouds of interstellar gas and dust, called giant molecular clouds, are somehow perturbed—causing the cloud to start collapsing under its own gravitational pull. Several points in the collapsing cloud achieve higher and higher density, and therefore exert an even greater gravitational force. Over the course of hundreds of thousands of years these high density regions consume enough gas and become compact enough to form stellar embryos, or protostars. When the protostar’s core becomes hot enough to ignite and sustain nuclear fusion, a star is born. In a manner similar to what happens with our shattering plate, but for different physical reasons, the result of this cloud collapse mechanism heavily favors the production of stars whose masses are anywhere from about 60% to about only 8% of our Sun’s mass. When fully formed and contracted these are tiny stars, with the majority having radii between 20% and only 10% our Sun’s radius. The smallest are very close in size (but not in mass or density!) to the planet Jupiter. What these small stars lack in terms of size they make up for in their sheer numbers. Indeed, out of the 366 stars whose accurately measured distances place them within 32.6 light-years (or 10 parsecs, in astronomical lingo) of our Solar System, 275 belong to this type. These objects are commonly known as red dwarfs, or M dwarfs, in the stellar classification system used by professional astronomers. Using the fair assumption that our solar neighborhood is typical of much of the Milky Way Galaxy, that means that about 75% of the stars in our galaxy are M dwarfs. The M dwarf class is sometimes subdivided, with stars having about 20% or less the mass of our Sun being called Very Low Mass, or VLM stars. Proxima is in the upper mass range of the VLM stars.

Figure 1: A graphical representation of all known stars within 32.6 light-years (10 parsecs) of Earth. Stars of each category in the stellar classification system are represented by filled circles with sizes proportional to the star's size and colors that approximate their true colors. The Sun, a G type star, is represented by one of the yellow circles. The M dwarfs are themselves subdivided into two hues of red and 3 different sizes to represent the diversity within the M class. M dwarfs vastly outnumber all other types. The very small dots at the center represent stellar remnants that have exhausted their nuclear fuel and are called white dwarfs. The 8 planets of the Solar System are also plotted for size comparison, with Mercury and Mars too small to be noticeable. Updated counts are available at www.recons.org. Courtesy of Todd J. Henry / RECONS.
Figure 1: A graphical representation of all known stars within 32.6 light-years (10 parsecs) of Earth. Stars of each category in the stellar classification system are represented by filled circles with sizes proportional to the star’s size and colors that approximate their true colors. The Sun, a G type star, is represented by one of the yellow circles. The M dwarfs are themselves subdivided into two hues of red and 3 different sizes to represent the diversity within the M class. M dwarfs vastly outnumber all other types. The very small dots at the center represent stellar remnants that have exhausted their nuclear fuel and are called white dwarfs. The 8 planets of the Solar System are also plotted for size comparison, with Mercury and Mars too small to be noticeable. Updated counts are available at www.recons.org. Courtesy of Todd J. Henry / RECONS.

What are red dwarfs like as stars, and how does their energy output compare to our Sun’s? These stars are incredibly faint, and not even Proxima can be seen with the naked eye despite its proximity of only 4.25 light-years. To put this distance in context, the best estimates for the diameter of the Milky Way Galaxy place it at anywhere between 100,000 to 180,000 light-years; if our galaxy were a city 10 km across Proxima would be so close to us as to be knocking on our front door! And yet stars that are intrinsically more luminous can be seen with the naked eye from distances almost one fifth of the way across the galaxy. If a representative sample of red dwarfs were all placed at the same distance to us as the Sun the brightest ones would shine only about 7 percent as bright as the Sun. Recent research by our group indicates that the faintest of the VLM stars would shine with only about 0.016 percent, or about 1/6,000th , the brightness of our Sun. Proxima has a total energy output about 0.2% that of our Sun.

Red dwarfs are not only faint, but the little light they do emit is also very different from the warm sunlight we enjoy on a Caribbean beach on Earth. The surface of our Sun shines at a temperature of approximately 5,500 degrees Celsius (10,000 F). At that temperature most of the light is emitted in the yellow-green region of the visible light spectrum. It therefore makes sense that the human eye has evolved to be the most sensitive to the yellow-green light that most strongly bathes our planet. Low mass stars have significantly cooler surface temperatures: about 3,500 C (6,400 F) for the hottest red dwarfs and approximately 1,800 C (3,300 F) for the smallest and faintest VLM stars. At these temperatures not only does the star emit considerably less light overall, but the light emitted is also shifted to longer wavelengths, which we perceive as redder colors. The color spectrum of the hottest red dwarfs has its peak at a deep red color that is just at the limit of the detection range of the human eye. For the faintest VLM stars the color spectrum peaks in the near infrared range of the electromagnetic spectrum, well beyond the detection capabilities of the human eye. In both cases the human eye’s enhanced sensitivity to yellow-green light will shift the perceived colors to shorter wavelengths than the peak color emission. A future interstellar voyager who sees a hot red dwarf up close will likely perceive a distinctive orange hue, whereas one of the cooler red dwarfs may appear to be a lively red (Figure 2ab). To make these faintest of faint stars even more unusual, there is evidence to suggest that they have strong surface magnetic fields. These magnetic fields would cause dark spots analogous to sunspots, but they may be more numerous and larger—perhaps covering a substantial portion of the star’s surface.

Figure 2: Artist's conception of a red dwarf star as seen from close proximity. It is thought that the hotter red dwarfs may actually look more orange than red due to the human eye's enhanced sensitivity to yellow light (a), whereas the cooler red dwarfs most likely would appear bright red. Figure credit: Walt Feimer/NASA.
Figure 2: Artist’s conception of a red dwarf star as seen from close proximity. It is thought that the hotter red dwarfs may actually look more orange than red due to the human eye’s enhanced sensitivity to yellow light (a), whereas the cooler red dwarfs most likely would appear bright red. Figure credit: Walt Feimer/NASA.

Astronomers currently think that as many as 1/3 of red dwarfs may harbor rocky planets with compositions similar to Earth’s. Could life evolve on these planets, and what would life around a red dwarf be like? The idea of life evolving on planets around red dwarfs is extremely exciting. If for no other reason, their sheer numbers means that the question of red dwarf habitability has tremendous implications in determining whether we live in a Universe teeming with life or whether life is a sparse occurrence. Despite this huge potential, the notion of life on low mass star systems is not without its challenges.

Because of their lower mass and consequentially weaker gravitational pull, red dwarfs take a very long time to settle into their fully contracted configuration, once they stop accreting material from their parent star forming cloud. Similarly, the comparatively slow rate of nuclear reactions in a low mass star’s core causes these stars to have extremely long lives when compared to more massive stars. Their slow evolution and long lives are both a blessing and a curse for the possibility of life. Once fully formed and contracted, red dwarfs change very little for hundreds of billions of years. The oldest red dwarfs may therefore have provided a stable environment for life for as long as they have existed, roughly 10 billion years based on current estimates for the age of the Galaxy. Compare that with only 4.1 billion years of biological evolution on Earth. Even if evolution around a planet hosting red dwarf happened slower and hit a few dead ends, the final result might still mean a complex and diverse ecosystem. However, the prospect of a prolonged period of stability suitable for biological evolution is only exciting if we assume that the right conditions for life were present to begin with, and that is where a red dwarf’s life in the slow lane becomes a problem. Liquid water is essential for life as we know it on Earth, and liquid water can only exist if the temperature on a planet’s surface allows it. A planet’s temperature is governed primarily by the planet’s orbital distance from its parent star and the star’s intrinsic luminosity. Astronomers call the range of orbital radii allowing the existence of liquid water the ‘habitable zone’ around a star. All stars are significantly brighter during their initial contraction phase, when most of the star’s energy comes from its gravitational collapse and not from nuclear fusion. For red dwarfs this initial period of increased luminosity may last up to 3 billion years, which is well beyond the formation time for planets. Any planet that forms in what will eventually become the star’s habitable zone will be subject to scorching heat during its early life. Calculations suggest that this fiery youth may cause all water to evaporate away, thus effectively sterilizing the planet. A possible way out of this scenario involves the retention of water in minerals called chondrites. If chondrites are present in sufficient amounts in the rocky material that coalesces to form planets, the fully formed planets could have substantial water reserves in their interiors. The water could then be released from the planet’s interior by volcanic activity at later times when the surface temperature is right for liquid water. Whether or not this scenario is likely is an area of active research.

Another interesting aspect of the idea of life in planets orbiting red dwarfs has to do with the extreme proximity of the star’s habitable zone to the star itself. These stars are so faint that planets in their habitable zones would have orbits smaller than the orbit of Mercury in our Solar System. At such small distances the slight difference in the star’s gravitational pull from the planet’s side facing the star to the planet’s far side causes a phenomenon called tidal locking. In a tidally locked planet the same side of the planet always faces the star, causing it to be much hotter than the side that is perpetually facing away from the star. The Earth-Moon system is a good example of a tidally locked satellite. The habitable conditions in a tidally locked planet may be confined to a narrow ring shaped region where the illuminated side meets the dark side of the planet. This habitable region would be in perpetual twilight, with the star shining low in the horizon. Such low illumination conditions may seem rather depressing to us humans, but low light levels peaking at redder wavelengths are the norm around red dwarfs, and it is quite possible that any existing life form in these otherworldly environments may have evolved to use infrared light in much the same way we utilize the bright yellow-green light of our parent star. Perhaps venturing too close to the planet’s illuminated side would cause these creatures to get a “star burn” from red light in much the same way we get can get a sunburn from the small portion of our Sun’s energy that is emitted as ultraviolet light.

Finally, a treatment of low mass stars would not be complete without making a connection to their lower mass cousins, the substellar brown dwarfs. Looking back to our shattered plate analogy of star formation, the cloud collapse process that produces stars with a wide range of different masses can also produce objects whose mass is too small to create the conditions necessary for sustainable core nuclear fusion. These objects are called brown dwarfs. Brown dwarfs look much like their VLM star counterparts in their youth because during that phase gravitational contraction releases a large amount of energy for both stars and brown dwarfs. However, once brown dwarfs are fully contracted they keep cooling down over the course of billions of years. For much of the red dwarf range of temperatures and colors it is difficult to tell whether a given object is a young brown dwarf or a VLM star of any age. Recent research by my collaborators and I indicates that the stellar sequence comes to an end when we reach objects with surface temperatures of about 1,800 C (3,300 F) and luminosities of roughly 1/6,000th that of our Sun (interested in the technical details? read the paper here). We came to this conclusion by performing the observations necessary to estimate the radius of a sample of 63 objects thought to lie close to the end of the stellar sequence. We then noted that for temperatures higher than 1,800 C the objects cover a wide range of radii, including the radii expected for old and fully contracted stars. At cooler temperatures we encountered larger radii that can only be explained if the objects in question are young brown dwarfs that are not yet fully contracted (Figure 3).

Figure 3: Temperature-Radius diagram for VLM stars. In keeping with astronomical tradition, the temperature axis is plotted with decreasing values from left to right. The star 2MASS J0523-1403 marks the temperature at which the minimum radius is reached, meaning that objects like 2MASS J0523-1403 are old and fully contracted. At cooler temperatures only larger objects are present, indicating that they are relatively young and not yet fully contracted brown dwarfs. A few objects are marked as unresolved binaries, meaning that we are seeing the light from two closely spaced stars and therefore the radius we calculate for those stars is.
Figure 3: Temperature-Radius diagram for VLM stars. In keeping with astronomical tradition, the temperature axis is plotted with decreasing values from left to right. The star 2MASS J0523-1403 marks the temperature at which the minimum radius is reached, meaning that objects like 2MASS J0523-1403 are old and fully contracted. At cooler temperatures only larger objects are present, indicating that they are relatively young and not yet fully contracted brown dwarfs. A few objects are marked as unresolved binaries, meaning that we are seeing the light from two closely spaced stars and therefore the radius we calculate for those stars is inaccurate.

The temperature we obtained for the end of the stellar sequence is substantially higher than that predicted by theoretical models, and we are now trying to pinpoint the root causes of this discrepancy. As a part of this research we have found what we believe to be the smallest known star to date and also a representative of the smallest possible stars. This star is called 2MASS J0523-1403, and shines faintly in the constellation Lepus the hare, under the feet of Orion the hunter. (Figure 4). 2MASS J0523-1403 has a radius of only percent the radius of our Sun. That radius makes 2MASS J0523-1403 about 15 percent smaller than the planet Jupiter. Indeed, perhaps coincidentally, the size we calculate for 2MASS J05234-1403 is within 1 percent of the size of the planet Saturn. Therefore while we can say that VLM stars in general have sizes comparable to Jupiter, we can go one step further and say that the smallest stars are Saturn sized. In making these comparisons we must be careful not to confuse volume and mass. While these stars have the volume of giant planets their mass is theoretically predicted to be anywhere from 70 to 80 times the mass of Jupiter, making them incredibly dense. In fact, it is the quantum mechanical limit on the allowed upper density that causes brown dwarfs to stop contracting before nuclear fusion ignites.

Figure 4: The smallest known star, 2MASS J0523-1403, as seen with the Cerro Tololo 0.9 meter telescope is shown using a color scheme that approximates its true color.
Figure 4: The smallest known star, 2MASS J0523-1403, as seen with the Cerro Tololo 0.9 meter telescope, is shown using a color scheme that approximates its true color.

Over the last few decades our knowledge of red dwarfs has gone from simply knowing that they exist, to realizing just how numerous they are, and finally to being able to characterize them and assess their suitability as hosts for habitable planets. This progress is in part due to advances in observational astronomy, such as the substitution of blue sensitive photographic film to red sensitive digital CCD detectors and infrared detectors. Those advances in sensitivity and data management were then utilized to conduct large all-sky surveys that revealed a multitude of new red dwarfs and gave astronomers the unprecedented ability to study them not only as individual objects but also as a population. We now have a good understanding of how red dwarfs contribute to the overall stellar population of the Galaxy and are gaining greater understanding of their promises and challenges as hosts of livable planets. The history of astronomy has taught us that we cannot predict what the next discovery will be and how it will change our understanding of things. It could well be that after thorough study we may realize that the roughly 75 percent of the stars in the Galaxy that we call red dwarfs are not suitable as hosts of living planets. That alone would let us know that life in the Universe might be a bit more special than previously thought and how fortunate we are to have a home on planet Earth. On the opposing view, we know from our experience on Earth that evolution usually finds a way to make life flourish in the most extreme and odd environments. If life forming mechanisms are able to overcome the challenges we discussed here, plus many others that we have not yet even imagined, it is quite possible that our solar neighborhood abounds with beings of unimaginable forms thriving under the soft red twilight of their tiny parent star.

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About the author. Sergio (Serge) Dieterich is an observational astronomer who studies the properties of the smallest stars in the solar neighborhood, and the differences and similarities between these stars and their lower mass substellar cousins, the brown dwarfs. He is particularly interested in how stellar structure, and evolution processes happening deep within the core of a star or brown dwarf, are related to the colors and spectroscopic features of the surface of the star, which is the only part probed by telescope observations. Serge also specializes in the technique of astrometry, which measures minute changes in the relative position of a star in the sky to determine the star’s distance from Earth, as well as any orbital motion the star may have about an unseen companion. Serge was born in Porto Alegre, Brazil, and moved to Miami, Florida, just before starting high school. He has a B.A. in physics from Johns Hopkins University, an M.S. in physics from Georgia State University, and recently obtained his Ph.D. in astronomy also from Georgia State. After college and before starting graduate school Serge taught high school physics and middle school physical science for two years. He currently holds a National Science Foundation postdoctoral fellowship at the Department of Terrestrial Magnetism from the Carnegie Institution for Science. In addition to cutting edge research, he is also developing contents for high school level students about astronomy and stars.

El método Doppler y Próxima Centauri

por Hugh R. A. Jones, Centre for Astrophysical Research de la Universidad de Hertfordshire

Próxima Centauri es la estrella más cercana al Sol, de ahí su nombre. Sin embargo, gravitacionalmente hablando, pertenece a un sistema triple en el que Próxima Centauri orbita alrededor de un sistema binario a una distancia 10.000 veces más grande que la distancia entre el Sol y la Tierra. Los miembros de la binaria interior se denominan Alpha Centauri A y B. Orbitan una alrededor de la otra a una distancia 20 veces mayor que la distancia Sol-Tierra. Tanto Alpha Centauri A como B se parecen bastante a nuestro Sol. Las componentes de un sistema estelar múltiple se nombran añadiendo una letra mayúscula al nombre de la estrella. Alpha Centauri A es la componente más brillante, Alpha Centauri B es una estrella con una luminosidad ligeramente menor, y Alpha Centauri C, que es mucho más débil, es la que conocemos como Próxima Centauri. Actualmente, Alpha Centauri A y B están muy juntas, siendo el segundo objeto nocturno más brillante en el hemisferio sur —después de Canopus, que es una estrella más caliente y distante. Próxima Centauri no fue descubierta hasta 1915, en parte porque su luminosidad es sólo un 0,1% la del Sol. A pesar de tenerla al lado (astronómicamente hablando), no fue fácil detectarla por estar tan cerca de sus vecinas más brillantes. Naturalmente, la gente ha especulado desde hace mucho sobre la posibilidad de que exista vida en los lugares más próximos a nosotros fuera del sistema solar. En 2012, un estudio de velocidad radial, o desplazamiento Doppler, en Alpha Centauri B reveló la señal de un planeta con la masa de la Tierra siguiendo una órbita de tres días. Sin embargo, varios estudios posteriores han analizado exactamente los mismos datos y no han confirmado esa señal. El descubrimiento de 2012 depende de un modelo que tiene en cuenta la actividad de Alpha Centauri B, del mismo modo que para detectar la Tierra alrededor del Sol habría que tener en cuenta los efectos de la rotación del Sol, su actividad, y los ciclos de las manchas solares. Varios científicos han trabajado duro para caracterizar los ciclos de actividad estelar, pero por ahora no ha sido posible confirmar la existencia de un planeta como la Tierra alrededor de Alpha Centauri B.

Uno podría preguntarse por qué tanto ese estudio de 2012 como nosotros usamos la técnica del desplazamiento Doppler cuando el telescopio espacial Kepler ha encontrado tantos planetas. Es importante tener en cuenta que las detecciones de Kepler necesitan que el planeta bloqueé la luz de las estrellas, de modo que, a pesar de que los estudios de tránsitos han sido extremadamente fructíferos, sólo pueden detectar objetos alrededor de una pequeña fracción de estrellas cuya disposición dé lugar a tránsitos. Sin embargo, las señales de desplazamiento Doppler o velocidad radial pueden, potencialmente, ser detectadas en cualquier estrella que tenga planetas a no ser que el plano de su órbita esté de cara a nosotros. En principio, Próxima Centauri es una buena candidata para buscar planetas ya que su masa y su radio son sólo un 10% los de Alpha Centauri B. La pequeña masa de Próxima Centauri implica que si ambas tuvieran un planeta de la misma masa, el de ésta última sería proporcionalmente más sencillo de detectar. ¡Pero por supuesto, esto dependerá de los detalles! En nuestra búsqueda, nosotros medimos el desplazamiento Doppler provocado por el planeta sobre su estrella anfitriona a través de su mutuo tirón gravitatorio. En el caso de Alpha Centauri B, la señal reivindicada era de 51 centímetros por segundo (1,8 km/h), o aproximadamente la velocidad de un bebé gateando, y con una masa similar a la terrestre. Sin embargo, si encontramos una señal como esa alrededor de Próxima Centauri, mucho menos masiva, implicaría un planeta aún más ligero.

Example of measurements (in red) overplotted on the expected Doppler signal caused by an exoplanet on the Star. Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a gas-giant planet in a short period orbit around the star.
Ejemplo de medidas (en rojo) sobre la señal Dopler esperada causada por un exoplaneta en la estrella. Cambios en la velocidad de la estrella similar al Sol 51 Peg usados por M. Mayor y D. Queloz para deducir la presencia de un planeta gigante gaseoso con un corto periodo orbital alrededor de la estrella.

Anteriores trabajos en Próxima nos dan la restricción de que cualquier señal a su alrededor no corresponderá con un planeta de más de 10 masas terrestres. La masa de Próxima Centauri —la décima parte de la masa del Sol— implica que la proporción entre las masas de Próxima y cualquier planeta en su orbita será de más de 3.000. Para poner esto en contexto piensa en la fuerza que ejerce sobre ti un objeto cuando lo atas a una cuerda y lo haces girar a tu alrededor. En el caso de un lanzador de martillo olímpico, el martillo gira a su alrededor, mientras que la cuerda mantiene a ambos juntos. Esta analogía, donde el lanzador es la estrella y el martillo el planeta, sirve para ilustrar que, aunque el planeta es el que hace la mayor parte del movimiento, la estrella se desplaza ligeramente siguiendo al planeta en su órbita, y esos pequeños movimientos los percibimos desde la Tierra como sutiles cambios en el color de la estrella.

Un martillo olímpico es una esfera de acero de 7,3 kg atado con un cable a un mango. Como la bola es tan pesada hace falta cierta fuerza y técnica para lanzar el martillo, y de hecho los lanzadores suelen ser bastante altos y fuertes. La fuerza que ejerce el martillo sobre el lanzador es bastante importante porque que la masa del martillo es significativa en relación a la del lanzador. Cuando Yuriy Sedykh impuso su record mundial en lanzamiento de martillo pesaba unos 110 kg, unas 15 veces más pesado que el martillo. La intensa fuerza experimentada por el atleta no nos sirve de analogía, ya que un planeta alrededor de Próxima Centauri tendría una proporción de masas de al menos 3.000. Para hacer nuestra analogía más adecuada necesitamos cambiar las masas. Algo así como una pelota de golf, de unos 45 gramos, girando alrededor de un luchador de sumo, de unos 150 kilos. O la de un bebé (8,1 kg) haciendo girar a su alrededor una pelota de ping-pong (2,7 gramos).

Hammer thrower Mike Mai practices at Fort Lewis, July 1. Mai finished third at the U.S. National Championships and will soon compete at the World Track and Field Championships in Berlin, Germany. Image credits : Phil Sussman.
El lanzador de martillo Mike Mai practica en Fort Lewis, el pasado 1 de julio. Mai fue tercero en el campeonato nacional estadounidense y pronto competirá en los campeonatos World Track y Field en Berlín, Alemania. Crédito: Phil Sussman.

Cuando observamos el desplazamiento Doppler de las estrellas en busca de planetas ocultos, lo que en realidad hacemos es intentar detectar pequeños cambios en la luz, debidos a que las ondas de luz que nos llegan se comprimen y se estiran debido al movimiento que el planeta produce sobre la estrella. Puede ser ilustrativo pensar en el efecto Doppler en otras circunstancias de nuestra vida. Puedes escuchar cómo un coche o un tren de alta velocidad pasan a tu lado. En esos casos sólo es posible percibir los cambios en el sonido cuando se mueven rápido. Aunque un vehículo a 100 km/h (unos 30 m/s) se mueve unas 10 veces más rápido que Próxima Centauri, el cambio que perciben nuestros oídos ocurre en un instante. Sin embargo, no esperamos que un planeta alrededor de Próxima Centauri produzca un cambio en el color de la luz de ésta en menos de unos cuantos días. Si pensamos en términos de ondas sonoras, la proporción de frecuencias entre las notas producidas por dos teclas adyacentes en un piano es de aproximadamente 1,06, que es equivalente a la proporción entre las masas del lanzador olímpico y el martillo. El cambio en frecuencia sonora más pequeño que podemos percibir es de aproximadamente 3,6 Hz, que en el Do central del piano se corresponde con una modesta proporción de 75. Por tanto, ni siquiera los cambios más pequeños que podemos percibir en la frecuencia de una onda sonora están remotamente cerca de ser representativos del nivel de precisión que estamos intentando alcanzar.

A star orbited by an exoplanet wobbles around the center of mass of the system as viewed in line with the orbital plane of the system. Image credits : Reyk
Desplazamiento alrededor del centro de masas de sistema de una estrella con un planeta a su alrededor, visto desde el plano orbital. Crédito: Reyk.

Tenemos la suerte de que la tecnología moderna, junto con un procesado inteligente de datos desarrollado por sucesivas generaciones de astrónomos e ingenieros, nos permiten obtener medidas precisas de la frecuencia o longitud de onda durante periodos de tiempo largos. En lugar de mirar al cielo y disfrutar las misteriosas maravillas de esos pequeños puntos de luz, si tenemos acceso a un telescopio y a una cámara digital sensible, podemos recolectar tanta luz de las estrellas como para poder dispersarla, de modo que en lugar de observar un gran rango de longitudes de onda —que percibimos como luz blanca—, podemos medir sutiles cambios en la luz en función de su longitud de onda. Esto es equivalente a hacer pasar la luz de la estrella a través de un potente prisma que nos permite separar la luz blanca en todos los colores del arco iris. En la práctica esto se consigue haciendo incidir la luz sobre una red echelle. Ésta es una placa de cristal (como el portaobjetos de un microscopio) con cientos de líneas grabadas en cada milímetro de la placa. De esta forma la luz se dispersa mucho mejor que en un prisma, dándonos la suficiente resolución para observar especies atómicas y moleculares en las que se producen transiciones particulares a energías concretas. Dado que Próxima Centauri está relativamente cerca y a que el espacio está muy vacío, cuando obtenemos un espectro de la estrella, las líneas atómicas y moleculares que vemos tienen las intensidades que esperamos para la temperatura de Próxima Centauri; y las líneas se mueven siguiendo el movimiento relativo de la estrella con la Tierra, por lo que estamos seguros de que nuestro instrumento está observando la atmósfera de Próxima Centauri.

The radial velocity method to detect exoplanet is based on the detection of variations in the velocity of the central star, due to the changing direction of the gravitational pull from an (unseen) exoplanet as it orbits the star. When the star moves towards us, its spectrum is blueshifted, while it is redshifted when it moves away from us. By regularly looking at the spectrum of a star - and so, measure its velocity - one can see if it moves periodically due to the influence of a companion. Image credits : ESO
El método de velociad radial para detectar exoplanetas se basa en lad etección de variaciones en la velocidad de la estrella central debidas a la dirección cambiante del tirón gravitatorio de un exoplaneta oculto a lo largo de su órbita. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros, su espectro se desplaza hacia el azul, mientras que cuando se aleja se desplaza hacia el rojo. Obsevando con regularidad el espectro de una estrella -y por tanto midiendo su velocidad- podemos ver si se mueve periódicamente debido a la influencia de un planeta. Crédito: ESO.

Otro ingrediente clave de los muchos que se necesitan para detectar con precisión los desplazamientos Doppler es una fuente de referencia estable para el espectrógrafo. En el caso de nuestro experimento el instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) usa una lámpara de torio-argón como fuente de referencia. En una bombilla normal, un filamento de tungsteno se calienta hasta emitir luz cuando se le aplica un voltaje. En una lámpara de referencia los voltajes que se aplican son mayores, de modo que los electrones de los átomos se ionizan. Los elementos que se eligen son aquellos con un gran número de estados de energía distintos. Cuando los electrones se excitan, se mueven entre todos los niveles posibles de energía, emitiendo fotones que se detectan como un bosque de líneas de emisión a lo largo de un amplio rango de longitudes de onda.

On the left, we can see emission lines of a Thorium Argon lamp (extracted from http://tdc-www.harvard.edu/instruments/tres/). On the right a small chunk of the spectrum of Proxima Centauri is shown for comparison (Image credits : G.Anglada-Escude). Sharp features like the ThAr lines and the hundreds of narrow absorption features in Proxima's spectrum are ideal to measure accurate Doppler velocities.
A la izquierda podemos ver las líneas de emisión de una lámpara de torio-argón (extraído de http://tdc-www.harvard.edu/instruments/tres/). A la derecha, se muestra como comparación una pequeña parte del espectro de Próxima Centauri. (Créditos: G. Anglada-Escudé). Las líneas bien definidas, como las de torio-argon, y las ciento de líneas de absorción estrellas del espectro de Próxima son ideales para medir velocidades Doppler precisas.

La mejor combinación que se ha encontrado hasta ahora es la del elemento pesado torio y el gas inerte argón. Cada vez que tomamos un espectro de Próxima Centauri lo comparamos con el espectro de referencia de la lámpara de torio-argón para determinar cuánto se han movido las líneas del espectro de Próxima Centauri. La temperatura y la presión de la lámpara de torio-argón se controlan constantemente para asegurarnos de que se mantienen constantes. La idea es que no haya ningún cambio en el procedimiento experimental entre una medida y la siguiente. Esto significa que podemos usar los datos ya registrados para deducir el movimiento de Próxima Centauri y por tanto cualquier desplazamiento Doppler debida a planetas que orbiten a su alrededor.

Hugh R. A. Jones

Sobre el autor. El catedrático Hugh Jones es el director del Observatorio de Bayfordbury de la Universidad de Hertfordshire y es profesor de astrofísica y matemáticas. También es el director de investigación del Science and Technology Research Institute, una de las tres instalaciones multidisciplinarias de su Universidad. Su investigación se centra en nuestro vecindario estelar y ha liderado el descubrimiento de varios planetas extrasolares usando el método del desplazamiento Doppler, incluyendo el primer planeta de largo periodo con órbita circular, el planeta descubierto número 100 y el planeta con la órbita más excéntrica. Se graduó en física en la Universidad de Leeds, y obtuvo su máster en astrofísica en la Universidad de Alberta en 1990. Tras trabajar para Blackwell Scientific y crear una empresa de electrónica educativa (MadLab) se fue al mundo académico obteniendo su doctorado en astrofísica por la Universidad de Edimburgo en 1995. Después se mudó a la Universidad de Tokio con un programa de investigación de la Comisión Europea donde trabajó con el catedrático Takashi Tsuji en el modelado de atmósferas de enanas frías trabajando en la inclusión del polvo en los modelos, encontrando el primer indicio empírico de polvo en ese tipo de estrellas. Fue cofundador del Anglo-Australian Planet Search que usa la técnica de desplazamiento Doppler. En 1997 se mudó a la Liverpool John Moores University y en 2000 a la Universidad de Liverpool, donde estuvo implicado en el desarrollo de un grado de física conjunta, con diez cursos online en colaboración con el Liverpool Robotic Telescope. Se mudó a Hertfordshire en 2004, donde lideró la acreditación del Institute of Physics en el grado de física y creó la Semana Europea de la Astronomía y las Ciencias Espaciales inaugural. Hoy en día Hertfordshire alberga a un gran número de investigadores involucrados en el descubrimiento y caracterización de estrellas cercanas. El grupo está especializado en la detección de planetas usando un gran número de métodos complementarios, y es particularmente activo en el descubrimiento sistemático de las estrellas más frías, incluyendo la mayor parte de los casos conocidos.

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)

¡Estrellas!

por el Prof. Stefan Dreizler, de Georg-August-Universität Göttingen – Institute for Astrophysics

Una estrella es una esfera de gas muy caliente (plasma) confinada por su propia gravedad. Nuestro Sol es la estrella más cercana, por lo que los astrónomos la usan de referencia. Comparada con nuestra Tierra, el Sol es más de 300.000 veces más masiva y su diámetro es 100 veces mayor. Al contrario que la Tierra y que otros planetas como Júpiter, las estrellas producen energía a través de procesos de fusión nuclear, lo que genera la emisión de luz en un gran rango de longitudes de onda. El pico de emisión en el caso de nuestro Sol se encuentra en la región del espectro electromagnético que es visible a nuestros ojos, pero el Sol también emite niveles importantes de radiación ultravioleta e infrarroja. Para que se produzcan los procesos nucleares se necesitan temperaturas muy elevadas (millones de grados) y presiones muy altas en la región central de las estrellas. Haciendo una sencilla estimación, puede decirse que se necesita una masa de un poco menos de la décima parte de la masa del Sol (es decir, unas 80 masas de Júpiter) para alcanzar la temperatura y presión necesarias para que se produzca un proceso de fusión nuclear estable durante un tiempo enorme; un tiempo comparable a la edad del Universo en el caso del Sol.

Los objetos que no alcanzan esta masa crítica de 80 masas de Júpiter se denominan enanas marrones. Pueden generarse en ellas procesos nucleares, pero sólo durante breves periodos de tiempo. En este sentido, podemos pensar en ellas como estrellas fallidas. Por debajo de unas 13 masas de Júpiter, ni siquiera estas breves reacciones nucleares son posibles, por lo que por debajo de ese límite estaríamos hablando de planetas. Esta es sólo una de las formas que usamos para categorizar y diferenciar planetas de enanas marrones, pero existen otras.

¿Cómo se forman las estrellas?

Las estrellas se formar a partir de frías nubes de gas y polvo, llamadas nubes moleculares, en las que se producen inestabilidades gravitatorias, causando un colapso sobre sí mismas. Los motivos de esas inestabilidades van desde ondas de densidad en la galaxia, hasta explosiones de estrellas cercanas, o incluso ¡colisiones entre galaxias! Las nubes moleculares están formadas por decenas de miles de masas solares y tienen diámetros de unas decenas de años luzvarias decenas de miles de veces más grande que nuestro sistema solar. Durante el colapso, la nube puede fragmentarse, es decir, una simple nube puede formar un gran número de estrellas, entre cientos y miles. Es bastante probable que las estrellas resultantes se mantengan gravitacionalmente unidas por mucho tiempo. Podemos observar estos grupos de estrellas, llamados cúmulos globulares, tanto en la Vía Láctea, como en otras galaxias. Los grupos de estrellas menos poblados, llamados cúmulos abiertos, como las Pléyades, se disuelven bastante rápido en la galaxia. Sin embargo, los sistemas múltiplesformados por dos, tres o incluso más estrellasson muy comunes. Próxima Centauri, por ejemplo, es miembro de un sistema triple.

This stellar swarm is M80 (NGC 6093), one of the densest of the 147 known globular star clusters in the Milky Way galaxy. Located about 28,000 light-years from Earth, M80 contains hundreds of thousands of stars, all held together by their mutual gravitational attraction. Image credits : NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA
Este enjambre estelar es M80 (NGC 6093), uno de los cúmulos globulares más densos de los 147 conocidos en la Vía Láctea. Situada a unos 28.000 años luz de la Tierra, M80 contiene cientos de miles de estrellas, que se mantienen unidas por su mutua atracción gravitatoria. Créditos: NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA

Los procesos de fragmentación y contracción pasan por varias fases hasta que el resultante, llamado ya protoestrella, no es mucho mayor que nuestro Sol. La contracción produce una transformación continua de energía potencial en energía cinética, provocando un calentamiento importante del gas. La estrella nacerá cuando su interior sea lo suficientemente caliente y denso para mantener reacciones de fusión nuclear que puedan llevarla a un equilibrio estable. En escalas de tiempo astronómicas, el tiempo de formación es corto, del orden de un millón de años. En cuanto se inicia la formación de estrellas, éstas calientan el resto de la nube molecular, produciendo su disolución.

 In one of the most detailed astronomical images ever produced, NASA/ESA's Hubble Space Telescope captured an unprecedented look at the Orion Nebula. ... This extensive study took 105 Hubble orbits to complete. All imaging instruments aboard the telescope were used simultaneously to study Orion. The Advanced Camera mosaic covers approximately the apparent angular size of the full moon. Image credits : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
En una de las imágenes astronómicas más detalladas jamás producidas, el Telescopio Espacial Hubble (NASA/ESA) observó la nebulosa de Orion de una manera sin precedentes… El Hubble necesió 105 órbitas para completar este extenso estudio. Se usaron todos los instrumentos del telescopio de manera simultánea para estudiar Orion. El mosaico de la Advanced Camera cubre aproximadamente el tamaño angular de la luna llena. Créditos: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) y el Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

Una región de formación estelar bastante cercana es la nebulosa de Orion, a unos 1.300 años luz de distancia. Con un pequeño telescopio pueden observarse cuatro estrellas prominentes que está calentando el gas de su alrededor, visible por una emisión de luz muy característica. Algunas partes del frío gas de la nube molecular se ven como zonas oscuras. Un vistazo más detallado con el Telescopio Espacial Hubble revela un gran número de estrellas recién formadas.

La composición de las estrellas es un reflejo del material del que está hecho nuestro Universo, formado por un 90% de átomos de hidrógeno, y casi un 10% de helio. El resto de elementos, como el carbono, el oxígeno, o el hierro, tienen una contribución menor a un 1%. Como veremos más abajo, la cantidad de otros elementos es un indicador de la población a la que una estrella pertenece, es decir, a si la estrella se ha formado en una etapa temprana o tardía de la vida de la galaxia.

Dado que más del 99% de la materia estelar es hidrógeno y helio, con una composición prácticamente idéntica en todas las estrellas, las propiedades de las nuevas estrellas formadas vienen determinadas exclusivamente por su masa, donde sí hay grandes variaciones. Los objetos más pequeños son las enanas marrones; los más masivos pueden alcanzar hasta 100 veces la masa del Sol. La distribución de masas es algo bastante universal, siendo las estrellas de baja masa (entre 1/10 y 1/2 la masa del Sol) las más comunes. Próxima Centauri pertenece a este grupo de estrellas de baja masa. En este sentido, Próxima es una estrella más representativa que nuestro Sol.

Evolución estelar y el diagrama de Hertzsprung–Russell

Como ya hemos dicho, las estrellas producen energía a partir de reacciones nucleares. Dado que el hidrógeno es el elemento más abundante y que la cantidad de energía por átomo que se obtiene de una reacción de fusión es la mayor que hay, la fusión del hidrógeno en helio es, de lejos, el recurso energético más duradero de las estrellas. Por ejemplo, nuestro Sol puede mantener este proceso por unos 10.000 millones de años —el Sol va ya por la mitad de este estadio de su evolución. Las estrellas de baja masa como Próxima Centauri tienen menos hidrógeno que fusionar, sin embargo emiten menos energía (luz) por unidad de masa y por tanto pueden mantener la fusión del hidrógeno durante mucho más tiempo. Al contrario, las estrellas más masivas que nuestro Sol tienen una vida más corta, pues consumen su hidrógeno de manera más eficiente.

Hertzsprung–Russel diagram identifying many well known stars in the Milky Way galaxy. Image credits : ESO,
Diagrama de Hertzsprung–Russel, donde se muestran varias estrellas famosas de la Vía Láctea. Créditos : ESO.

Esto nos lleva a las propiedades observables básicas de las estrellas: su luminosidad, es decir, la cantidad total de luz emitida por segundo, y su temperatura superficial. Estas dos magnitudes normalmente se representan en un diagrama, llamado el diagrama de Hertzsprung–Russell, que es una de las gráficas más importantes para representar las estrellas en astronomía. Las estrellas en su fase de fusión de hidrógeno se encuentran en lo que llamamos secuencia principal. En esta secuencia, las estrellas menos masivas tienen menor masa y menor luminosidad, y la temperatura y luminosidad aumentan con la masa. La temperatura superficial determina el color de la estrella: las estrellas más frías se ven rojas; las más calientes, azules. La temperatura superficial también determina el aspecto del espectro estelar. La luz emitida por una estrella no se distribuye de forma continual en todas las longitudes de ondas, como sería el caso de una bombilla. El espectro solar (el producido por el Sol) presenta millones de líneas de absorción que indican la presencia de los elementos químicos. Las estrellas más frías como Próxima Centauri se caracterizan por tener líneas de absorción de un gran número de moléculas. Estos espectros son como su huella dactilar, y los astrónomos pueden aprender mucho sobre las propiedades físicas de las estrellas analizando sus espectros. En el contexto de planetas orbitando otras estrellas, las líneas espectrales, o más exactamente sus cambios de longitud de onda hacia el rojo o hacia el azul, sirven para determinar la velocidad de las estrellas. Esta es la base del método de velocidades Doppler que está utilizando el proyecto Pale Red Dot para detectar un planeta alrededor de Próxima Centauri.

En el diagrama Hertzsprung–Russell que se muestra en este artículo, se indican las principales propiedades estelares. Por motivos históricos, las estrellas se categorizan por su llamado tipo espectral, usando una letra mayúscula que se muestra en el eje horizontal (OBAFKM, donde las estrellas O son más azules y las estrellas M son más rojas). La posición de Próxima Centauri en el diagrama se encuentra hacia la esquina inferior derecha, indicándonos que se trata de una estrella roja de baja masa de tipo espectral M, con una temperatura superficial de unos 3.000 Kelvin y una luminosidad unas 1.000 veces menor que la del Sol.

En el diagrama Hertzsprung–Russell se pueden ver otras zonas además de la secuencia principal. Esas posiciones en el diagrama están pobladas por estrellas que han terminado su fase de fusión de hidrógeno. Para no extendernos demasiado, no vamos a entrar aquí en los detalles de las siguientes fases de la evolución estelar. Básicamente, cuando termina la fusión del hidrógeno, las estrellas se expanden, lo que las transforma en gigantes. La mayoría de las estrellas empiezan una segunda fase de procesos nucleares, ahora transformando helio en carbón y oxígeno. Este proceso es menos eficiente y por tanto dura menos. Para la mayor parte de las estrellas, el agotamiento del helio marca el final de sus procesos nucleares, terminando su vida como enanas blancas. Las estrellas con masas mayores a unas diez masas solares pasan por más procesos nucleares, que terminan cuando una parte importante de sus elementos se transforman en hierro. La fase final de estas estrellas es, o bien una estrella de neutrones, o bien un agujero negro estelar formado por una violenta explosión de supernova.

El pacífico final de la vida de una estrella

Las últimas fases de la evolución estelar son interesantes desde el punto de vista de los planetas y los sistemas planetarios por dos motivos. En primer lugar, porque la transición de nuestro Sol en una gigante acabará con toda vida sobre la Tierra. El aumento del radio solar y de su luminosidad hará que la temperatura aumente muy por encima de los 100 grados centígrados. Los planetas interiores Mercurio y Venus serán probablemente tragados por este Sol en expansión. Cuando finalmente el Sol se transforme en una enana blanca, la órbita de la Tierra será demasiado fría para albergar vida. Es más, hay observaciones que indican que podemos observar antiguos sistemas planetarios decayendo alrededor de enanas blancas, que habrían sido desestabilizados por la evolución de su estrella anfitriona.

Stellar evolution of low-mass (left cycle) and high-mass (right cycle) stars, with examples in italics. The background image is derived from http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg by NASA's Goddard Space Flight Center.
Evolución estelar de las estrellas con masas bajas (ciclo de la izquierda) y altas (ciclo de la derecha), con ejemplos en cursiva. La imagen de fondo se ha obtenido de http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg y pertenece a NASA’s Goddard Space Flight Center. Fuente: Wikipedia.

En segundo lugar, las estrellas pierden gran parte de su masa durante las fases tardías de su evolución. Dado que el este material está enriquecido con elementos pesados como carbono, oxígeno, silicio, hierro, etc. y que la siguiente generación de estrellas nacerá de los restos de este material procesado, las sucesivas generaciones disponen de más material para formar planetas como nuestra Tierra, que esencialmente está formada de hierro y silicio, con vida basada en carbono y oxígeno.

Las estrellas y sus planetas

Los planetas son un sub-producto natural de la formación estelar. La contracción de los fragmentos de las nubes moleculares, consecuencia de la conservación del momento angular—un principio fundamental de la naturaleza, lleva a la formación de un disco alrededor de la protoestrella. En estos discos es donde se produce el nacimiento de los planetas que se forman, bien por la sucesiva agregación de partículas de polvo cada vez mayores hasta alcanzar tamaños planetarios, o bien por un colapso gravitatorio directo de un disco en fragmentación. Hay muchos aspectos sobre estos procesos que todavía están siendo discutidos, pero los principios básicos parecen estar claros. Aunque todo parece indicar que todas las estrellas deberían tener planetas, éstos podrían desaparecer, por ejemplo como consecuencia de un encuentro cercano con otra estrella, dejando estrellas sin planetas.

Las propiedades de una estrella determinan la distancia a la que un planeta podría mantener condiciones de habitabilidad, es decir, que tenga la temperatura adecuada para que el agua exista en estado líquido. Esto depende de la luminosidad estelar, que determina la temperatura media del planeta dependiendo de la distancia entre la estrella y el planeta. Una estrella poco luminosa como Próxima Centauri tiene una zona de habitabilidad mucho más cercana a la estrella que nuestro Sol, donde, obviamente, la Tierra está en la zona habitable.

Las propiedades de la estrella también determinan cómo de difícil es detectar planetas a su alrededor, Detectar planetas alrededor de enanas rojas como Próxima Centauri es más sencillo que hacerlo alrededor de estrellas como el Sol. Esto es debido a que las enanas rojas son menos masivas (por lo que las perturbaciones debidas a un planeta serán mayores), más pequeñas (por lo que la disminución de la luz que nos llega cuando un planeta transita por delante es mayor) y menos luminosas (por lo que hay un mayor contraste entre planeta y estrella). Otro aspecto importante para la vida en otros planetas es la actividad estelar. Al estudiar nuestro Sol de cerca, podemos ver que no es una esfera uniforme. Los movimientos turbulentos de las capas más externas, relacionados con el campo magnético solar, producen una variedad de fenómenos que resumimos en el término actividad. Esta actividad determina la cantidad de radiación de alta energía y de partículas a las que se expone un planeta. Este hecho no solo tiene un posible impacto directo en la vida, sino que también afecta a las condiciones de la atmósfera del planeta.

En general podemos decir que nuestro conocimiento de los planetas alrededor de las estrellas nunca es tan detallado como nuestro conocimiento de las propias estrellas, lo que convierte a la astrofísica estelar en un aspecto clave en la exploración de otros mundos.

Sobre el autor: La especialidad de Stefan Dreizler es la física estelar y la espectroscopía observacional. Estudió física y obtuvo su doctorado en la Universidad de Kiel (1992). Posteriormente trabajó como investigador post-doctoral en la Universidad de Erlangen-Nurnberg entre 1992 y 1995. Más tarde trabajó en la Universidad de Kield (1995 y 1996), y en la Universidad de Tuebingen (1997-2000), donde impartió clases entre 2000 y 2003. Finalmente se fue a la Universidad de Goettingen, donde es catedrático en astrofísica. Fue decano del departamento de física entre 2007 y 2009, y ha estado activamente involucrado en la construcción del instrumento Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE, instalado en el telescopio VLT de ESO), cuya estructura mecánica se ensambló en Goettingen. Es miembro del Kuratorium del Max-Planck-Institut fur Sonnensystemforschung. Lleva a cabo actividades de divulgación astronómica con los telescopios MONET (en Texas y Sudáfrica), y es un miembro activo del proyecto CARMENES, que ha comenzado operaciones recientemente y que buscará pequeños planetas alrededor de enanas M en el hemisferio norte.

(Traducido del inglés por Rubén Herrero Illana)