EPÓNIMOS RELACIONADOS CON LA FÍSICA

 

Estrella de Przybylski

Constelación	Centaurus
Ascensión recta α	11h 37min 37,04s
Declinación δ	-46º 42’ 34,9’’
Distancia	410 años luz (aprox)
Magnitud visual	+8,02
Magnitud absoluta	+2,48
Luminosidad	8,1 soles
Temperatura	6600 K
Masa	1,53 soles
Tipo espectral	B5p
Velocidad radial	+10,2 km/s
Otros nombres	HD 101065 / HIP 56709 SAO 222918 / CD-46 7232

La estrella de Przybylski (V816 Centauri) es una estrella en la constelación de Centaurus de magnitud aparente +8,02. Descubierta por el astrónomo Antoni Przybylski (pronunciado Yibilski) en 1961, es una estrella químicamente peculiar extrema, con líneas espectrales fuertes de elementos lantánidos. Su espectro es similar al de una estrella de tipo S —estrella muy evolucionada con una atmósfera enriquecida por material procedente de la nucleosíntesis interior—, pero en otros aspectos se asemeja a una estrella de la secuencia principal o a una subgigante.^[1]

Los primeros estudios del campo magnético de la estrella de Przybylski mostraron un campo magnético longitudinal en el rango H_z = −2100 a −2500 ± 450 G, sin que se encontrara una variabilidad significativa en este. Medidas posteriores conceden la mitad de fuerza al campo magnético longitudinal, H_z = −1014 ± 72 G.^[2] En 1978 se encontró que la estrella de Przybylski es una estrella pulsante^[3] y es prototipo de las estrellas Ap de oscilaciones rápidas (roAp). Observaciones de la velocidad radial utilizando el espectrómetro HARPS muestran oscilaciones multiperiódicas con dos grupos de modos igualmente espaciados.^[4]

La composición química de la estrella de Przybylski es enigmática. Ya en 1974 se identificaron líneas espectrales correspondientes a 51 elementos químicos distintos.^[5] Posteriores observaciones evidenciaron la sobreabundancia de lantánidos y también confirmaron, con un grado alto de confianza, la presencia de líneas de tecnecio y de prometio —cuyo periodo de semidesintegración es de 17,7 años—.^[6] También se identificaron las líneas de todos los elementos radiactivos con números atómicos entre Z = 84 y Z = 99, a excepción de astato y francio. La presencia de estos elementos radiactivos de vida tan corta es difícil de entender.

Se ha propuesto que algunos procesos desconocidos, del tipo llamaradas o erupciones, tienen lugar en su atmósfera.^[6] Igualmente se ha sugerido que la existencia de elementos con Z < 92 es debida al decaimiento radiactivo natural de torio y uranio estratificado en la atmósfera superior.

Otra posible explicación se relaciona con el fuerte campo magnético, pudiendo estar en el origen de una aceleración significativa de partículas cargadas, principalmente protones y partículas alfa, que modifican el contenido superficial por la interacción con el material estelar.^[7]

A pesar de muchos años de investigaciones, las extraordinarias anomalías químicas de la estrella de Przybylski permanecen sin explicación.^[4]

Teorías peculiares

Debido a las propiedades extrañas de esta estrella, existen numerosas teorías sobre porqué ocurren las rarezas. El más interesante de ellos es que la estrella contiene algunos nucleidos transactínidos de larga duración de la isla de estabilidad (por ejemplo, ²⁹⁸Fl, ³⁰⁴Ubn, o ³¹⁰Ubh, este último un (hipotético) Superactínido) y que los actínidos de corta duración observados son las hijas de estos progenitores superpesados, que ocurren en equilibrio secular con sus padres.

En astrofísica teórica, una esfera de Strömgren es una esfera de hidrógeno ionizado (H II) alrededor de una estrella caliente de la clase espectral O-B.^[1] Su contraparte en el mundo real son las regiones H II, un tipo de nebula de emisión, de la cual la más prominente es la nebulosa Roseta. Fue descubierto por Bengt Strömgren en 1937 y luego nombrada en su honor.

Fórmula

El radio de Stromgren es el radio característico de una región HII, producida por el equilibrio de fotorrecombinación, para calcularlo sabemos que

${\displaystyle 4\pi J_{\nu }(r)=\pi I_{\nu }(r)=\pi I_{\nu }(R)\frac{R^2}{r^2}{e}^{-{\tau }_{\nu }}}$

donde ${\displaystyle \pi I_{\nu }(r)}$ es el flujo de una fuente homogénea producida por un solo hemisferio (e.d. el flujo que se observa de la fuente, ignorando el flujo producido por la parte de "atrás" del emisor) a una distancia r, ${\displaystyle I_{\nu }(R)}$ es la energía producida a una distancia R, donde R es el Radio de la estrella y ${\displaystyle {\tau }_{\nu }}$ es la profundidad óptica del medio.

Si observamos bien, la ecuación anterior nos dice que el promedio en energía a una distancia r es igual a la energía producida en la superficie de la fuente, multiplicada por el factor de decaimiento del flujo (${\displaystyle R^2/r^2}$) y multiplicada por la absorción del gas.

Sustituyendo en la ecuación de equilibrio

${\displaystyle N_{H^o}{\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{4\pi I_{\nu }(R)}{h\nu }\frac{R^2}{r^2}{e}^{-{\tau }_{\nu }}{a}_{\nu }(H^o)d\nu =N_e{N}_p{\alpha }_A(H,T)}$

desarrollando y tomando la aproximación on-spot (${\displaystyle {\alpha }_B={\alpha }_A-{\alpha }_1}$)

${\displaystyle N_{H^o}{R}^2{\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{4\pi I_{\nu }(R)}{h\nu }{e}^{-{\tau }_{\nu }}{a}_{\nu }(H^o)d\nu =r^2{N}_e{N}_p{\alpha }_B(H,T)}$

sabiendo que ${\displaystyle \frac{d{\tau }_{\nu }}{dr}=N_{H^o}{a}_{\nu }(H^o)}$ entonces ${\displaystyle d(-e^{-{\tau }_{\nu }})=e^{-{\tau }_{nu}}d{\tau }_{\nu }=e^{-{\tau }_{nu}}{N}_{H^o}{a}_{\nu }(H^o)dr}$ Si sustituimos

${\displaystyle R^2{\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{4\pi I_{\nu }(R)}{h\nu }d(-e^{-{\tau }_{\nu }})d\nu =r^2{N}_e{N}_p{\alpha }_B(H,T)}$

integrando sobre r

${\displaystyle R^2{\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{4\pi I_{\nu }(R)}{h\nu }{\int }_0^{\mathrm{\infty }}d(-e^{-{\tau }_{\nu }})drd\nu ={\int }_0^{\mathrm{\infty }}{r}^2{N}_e{N}_p{\alpha }_B(H,T)dr}$

${\displaystyle R^2{\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{4\pi I_{\nu }(R)}{h\nu }d\nu (-e^{-{\tau }_{\nu }}{|}_0^{\mathrm{\infty }})={\int }_0^{\mathrm{\infty }}{r}^2{N}_e{N}_p{\alpha }_B(H,T)dr}$

Si suponemos que a una distancia ${\displaystyle r_1}$ todo se encuentra ionizado, entonces ${\displaystyle N_e=N_p=N_H}$ y después de esa region ${\displaystyle Ne=0}$ entonces ${\displaystyle R^2{\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{4\pi I_{\nu }(R)}{h\nu }d\nu ={\int }_0^{r_1}{N}_e{N}_p{\alpha }_B(H,T)dr+{\int }_{r_1}^{\mathrm{\infty }}{N}_e{N}_p{\alpha }_B(H,T)dr}$

${\displaystyle R^2{\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{4\pi I_{\nu }(R)}{h\nu }d\nu ={\int }_0^{r_1}{N}_H^2{\alpha }_B(H,T)dr}$

${\displaystyle R^2{\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{4\pi I_{\nu }(R)}{h\nu }d\nu =\frac{r_1^3}{3}{N}_H^2{\alpha }_B(H,T)}$

Como

${\displaystyle L_{\nu }=4\pi R^2\pi I_{\nu }(R)}$

${\displaystyle {\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{L_{\nu }}{h\nu }d\nu =\frac{4\pi r_1^3}{3}{N}_H^2{\alpha }_B(H,T)}$

sustituyendo ${\displaystyle Q_{\nu }={\int }_{{\nu }_o}^{\mathrm{\infty }}\frac{L_{\nu }}{h\nu }d\nu }$

llegamos ${\displaystyle Q_{\nu }=\frac{4\pi r_1^3}{3}{N}_H^2{\alpha }_B(H,T)}$

donde ${\displaystyle r_1}$ es el radio de Stromgren para una región solo de Hidrógeno.

Imagen de glóbulos de Bok en la Región H II IC 2944; toma del WFPC2 en el telescopio espacial Hubble. La región HII se identifica como el gas brillante rojo, detrás de los glóbulos que aparecen oscuros por delante. La captura de electrones por parte de los núcleos de hidrógeno hacen brillar al gas por un fenómeno también conocido como fluorescencia. Esto sucede a temperaturas de miles de grados. La denominación HII, hace referencia a la ionización del átomo de hidrógeno. Si estuviera en estado neutro, es decir con su electrón en órbita alrededor del núcleo, se denominaría HI. Esta circunstancia solo es posible a menor temperatura. Los glóbulos tienen temperaturas aún muy inferiores, que pueden llegar a unos pocos kelvin en su interior. Dentro de ellos, por tanto, es posible que los átomos se junten formando moléculas, a diferencia del gas que se ve brillar en rojo, que es hidrógeno monoatómico. La imagen muestra en particular unos glóbulos conocidos como "glóbulos de Thackeray". Aquí el colapso gravitatorio no llegaría a producirse para formar nuevas estrellas. Por el contrario, estos glóbulos estarían siendo dispersados por la presión de radiación de las potentes estrellas de la zona.

Un glóbulo de Bok es una nebulosa oscura de gas y algo de polvo, de la cual, en ocasiones, tiene lugar la formación de nuevas estrellas. Los glóbulos de Bok se encuentran habitualmente en las regiones HII. Tienen masas comprendidas entre 2 y 50 masas solares, y típicamente ocupan un volumen de un año luz de diámetro.^[1][2]

Las bajas temperaturas permiten la existencia cósmica de hidrógeno en forma molecular. Los glóbulos de Bok contienen esencialmente hidrógeno, por tanto, en forma de moléculas (H2), también helio y moléculas de óxido de carbono. En un porcentaje pequeño (1 % en masa), contienen granos de polvo de silicatos, que es la materia prima que forma los planetas rocosos como la Tierra en el sistema solar.

Los glóbulos de Bok resultan muy comúnmente en la formación de sistemas estelares dobles o múltiples.^[3]

Fueron originalmente observados por el astrónomo Bart Bok en la década de 1940. En una publicación de 1947, Bok y E. F. Reilly efectuaron la hipótesis de que estas nebulosas, eran como capullos, ya que en pleno colapso gravitatorio, nuevas estrellas estaban formándose en su interior. Esta idea era difícil de comprobar, debido a que la opacidad a la luz de estas nebulosas, impedía saber qué estaba ocurriendo en su interior. Hacia 1990, usando radiación del cercano infrarrojo, fue posible comprobar que en efecto nuevas estrellas están naciendo dentro de los glóbulos. Observaciones posteriores mostraron que algunos contienen fuentes calientes en su interior, y en otros casos objetos Herbig-Haro, así como flujos de gas molecular. Estudios realizados con líneas de emisión en el rango milimétrico, han evidenciado la caída de materia hacia una protoestrella en proceso de acreción.

Los glóbulos de Bok son actualmente objetos de intensa investigación. Se trata de cuerpos muy fríos, con temperaturas que pueden llegar a los 8 kelvin. La baja temperatura del gas es de relevancia para el colapso gravitatorio, que redunda en el nacimiento estelar. En efecto, temperaturas mayores favorecen la expansión de la nube. En el caso de los glóbulos de Bok, los métodos aplicados para determinar algunos de los parámetros, como por ejemplo la densidad, están relacionados con la extinción producida en la radiación del cercano infrarrojo. Se usan también estimaciones surgidas del conteo de estrellas del mismo campo, cuya luz también se ve afectada por la extinción cuando atraviesa la nube.