La región de
Eta Carinae es una de las más fascinantes del cielo, posiblemente sin rival comparable entre las constelaciones del hemisferio norte. Es una zona donde la Vía Láctea atraviesa densamente el cielo y
Eta Carinae, en sí misma, es uno de los objetos más notables del cielo del hemisferio Sur. Se encuentra a 59º de Declinación Sur, lo que significa que no puede verse en ubicaciones del hemisferio Norte por encima de los 31º latitud Norte y con mucha dificultad, por las brumas del horizonte y la polución, en ciudades de latitud mayor a 16º Norte. Esto deja fuera de observación a ciudades como México, Puerto Rico, La Habana, Cádiz, Marsella, Roma, Tokio, todas las ciudades de Estados Unidos y de Europa y casi la totalidad de las ciudades de Asia, con excepción del Sudeste Asiático.
Eta Carinae transita por el meridiano alrededor del 6 de Marzo de cada año (es decir, si se le observara cada día a la medianoche, en ese día de Marzo se le vería en el punto más elevado en su recorrido en el cielo). En una latitud como Lima llega a tener una altitud sobre el horizonte de hasta 42º cuando se halla en tránsito, mientras que en Buenos Aires se eleva hasta los 63º.
[A la derecha la zona entre Crux y Carina. A la izquierda la ampliación de Eta Carinae.]Eta Carinae fue registrada por primera vez en 1677 por Edmund Halley como una estrella de cuarta magnitud. A inicios de 1700 fue advertido su mayor brillo, llegando gradualmente hasta la segunda magnitud en 1730, retrocediendo a la cuarta magnitud en 1782. Volvió a aumentar su brillo hasta 1801 y una vez más retrocedió a la cuarta magnitud en 1811. Los registros de brillo más frecuentes y detallados desde 1820 muestran un aumento continuo hasta llegar a primera magnitud en 1827. Hubo luego una disminución durante 5 años a la segunda magnitud, que sería tan sólo el preludio para su más grande presentación: en 1840 alcanzó en brillo a Rigel (magnitud 0.14) y luego de una ligera declinación, en abril de 1843 llegó a ser la segunda estrella más brillante del cielo, con una magnitud de -0.8, manteniéndose en ese brillo por mucho tiempo. Cumplido su acto, inició un largo y profundo descenso en su brillo hasta desaparecer al ojo desnudo en 1868.
[ A la derecha, fotografía de la Nebulosa Eta Carinae por Suresh Mohan]Eta Carinae continuó con variaciones irregulares en el brillo, alrededor de la sexta magnitud, retrocediendo después hasta la octava magnitud en 1900. Tras algunos años, nuevamente retomó el ascenso, pasando a la 7ma magnitud en 1953. A inicios de 1999 la actividad de
Eta Carinae aumentó, duplicando el brillo que tenía en 1998 mientras la nube que le rodea triplicó su brillo, sin duda debido a la excitación que le produce la luz procedente de la estrella. Siguiendo las teorías de algunos astrónomos se pensó que podríamos estar a punto de presenciar una nueva erupción masiva como la de 1843, sin embargo dicho aumento no ha llegado. Recientemente, durante el año 2009, la estrella pudo verse a simple vista variando entre las magnitudes 4 y 5.
Eta Carinae se encuentra embebida en una gran nebulosidad catalogada con el código NGC3372, la cual abarca un área de 1º x 2º y contiene algunas aglomeraciones de estrellas, algunas de las cuales podrían simplemente estar en la línea de visión. En un telescopio pequeño puede notarse callejones oscuros que separan por lo menos tres áreas brillantes con
Eta Carinae en el vértice del área principal. En las fotografías, sin embargo, las otras dos áreas conforman una sóla nebulosidad. En el bloque donde se encuentra
Eta Carinae existe una mancha oscura que tiene la forma del agujero donde se inserta una llave antigua, por ello a la nube se le conoce como la "Nebulosa de la Cerradura" (Keyhole).
[Al costado, detalle de "la cerradura" en fotografía de H. Heggie]A diferencia de otras nebulosas, la mancha oscura que separa el bloque principal no parece polvo oscuro bloqueando la luz de las estrellas, por el contrario parece que las nubes de gas luminoso simplemente están separadas en el espacio. En el centro de la nube existen estrellas jóvenes muy calientes, de no más de 1 millón de años, consideradas entre las más calientes de la galaxia. Por su parte, la estrella misma llamada
Eta Carinae (el punto brillante a la izquierda de la cerradura en la fotografía de Heggie) está rodeada de una nebulosidad bi-lobular denominada "homúnculo", producto de la explosión de 1843. En las fotografías se ven dos lóbulos con textura de coliflor separadas por lo que parece ser un delgado disco. El telescopio espacial Hubble ha permitido descubrir recientemente otra nébula cónica dentro de la primera, la cual sufre frecuentes y notables cambios espectrales. La nube del "homúnculo" presenta un diámetro aparente de unos 20" y se encuentra en expansión a 900 km/sec.
El Homúnculo se puede detectar en un telescopio pequeño ó mediano.
[Homúnculo en fotografía del Telescopio Espacial Hubble]Eta Carinae es una estrella destinada a batir records. Al llegar a su máximo de 1843 liberó una energía 10 millones de veces superior a la que normalmente irradía el sol en n año. En realidad fue la estrella más brillante de la galaxia, 600,000 veces más brillante que Sirio y 12 millones de veces más brillante que el sol. La masa en Eta Carinae y la nube que le rodea puede ser de varios miles de veces la masa del sol. La estrella es una de lás más masivas que se conocen: 150 veces más grande y miles ó millones de veces más brillante que nuestro sol, aún en su actual sexta magnitud. Sigue siendo tan poderosa como en 1840, apareciendo más débil sólo porque se encuentra a 7,500 años luz y porque está cubierta por nebulosidad y polvo. Es el objeto infrarrojo más luminoso después del sol y una fuente única de rayos X. La estrella produce el viento estelar más luminoso conocido en longitudes de onda de radio.
Su espectro es variable, siendo tomado como de la clase F5 en 1891. Recientemente se descubrió dos tipos de líneas en su espectro. Amplias líneas de emisión se forman en el viento moviéndose fuera de la estrella a cientos de km por segundo, mientras que líneas delgadas se producen en gas que se mueve a 50 km/sec, sorprendentemente lento en medio del tumulto local. Estas líneas delgadas paracen abrillantarse y opacarse en intervalos irregulares, con ciclos que pueden durar semanas y una aparente repetición con intervalos de 5 años y medio. Además se descubrió oscilaciones en el flujo de rayos X que aumenta gradualmente hasta una sucesión de fulguraciones que culminan con un abrupto declive, que alguien midió en un ciclo de unos 85 días. Para explicar estos fenómenos se ha propuesto la existencia de una estrella compañera que genera alteraciones en el brillo de la nebulosidad circundante. La existencia de la binaria ha sido confirmada en el último periastro, sin embargo el ciclo de 85 días no fue del todo concluyente y podría deberse simplemente a la inestabilidad de la estrella.
Eta Carinae es una estrella del tipo llamado "variable azul luminosa" (LBV), una etapa crítica en la evolución de estrellas masivas, sumamente brillantes. Posiblemente haya sólo una estrella de este tipo por cada mil millones de estrellas comunes Su destino es convertirse en una supernova, terminando su vida en una colosal explosión. Algunos especulan incluso que podría originar una
hipernova, cuya explosión, aún más poderosa que una supernova común, daría origen a los llamados "estallidos de rayos gamma". Este evento cataclísmico produce por breve tiempo una emisión tan asombrosa de rayos gamma que podría ser peligrosa para la tierra, aún a la distancia de 7,000 años luz. Sus variaciones irregulares y su declinación la hacen un excelente objeto para observar cada noche que sea posible para nosotros los aficionados del hemisferio Sur, quien sabe si nos toca presenciar el inicio de uno de sus espectaculares demostraciones.
No habiendo quien contenga a la atracción gravitatoria, la masa de gas y polvo se va condensando cada vez más mientras eleva su temperatura y presión. Al llegar a los 1,500º centígrados las moléculas se disocian en átomos por el calor y la mayoría de las partículas están vaporizadas. La temperatura y presión continúan elevándose hasta que a los 10,000º C la energía con la que los átomos de hidrógeno chocan entre sí hace que el electrón de su átomo quede libre, separado de su núcleo. Esto es lo que se llama la ionización del hidrógeno. Al llegar a los 100,000º prácticamente todo el gas, incluido el hidrógeno y el helio, están ionizados. La gran nube de gas y polvo es ahora una proto-estrella cuyo brillo proviene principalmente del efecto térmico que producen los rozamientos y choques entre los átomos. La ionización del gas retrasa la contracción de la estrella porque la energía producida por los choques se contrapone a la atracción gravitatoria. Este es un estado llamado de "equilibrio hidrostático". Pero la contracción no se detiene. Después de muchos miles ó millones de años la energía térmica se va disipando y la atracción gravitatoria retoma gradualmente su papel en la contracción. Poco a poco la contracción en el centro se hace tan grande que los átomos que chocan entre sí funden sus núcleos en una reacción nuclear que genera enorme cantidad de energía convirtiendo a la protoestrella en una verdadera estrella alimentada por el combustible nuclear. La energía nuclear nuevamente detiene la contracción al contraponerse a la atracción gravitatoria, manteniendo un equilibrio que dura desde millones hasta miles de millones de años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta etapa de la vida de la estrella se llama Fase de la Secuencia Principal y es la de mayor duración y por tanto el estado "normal" de las estrellas que vemos en el cielo. La Fase de la Secuencia Principal termina cuando el hidrógeno del centro de la estrella se agota porque las reacciones nucleares lo han convertido en helio. Entonces las reacciones nucleares del hidrógeno continúan en las capas exteriores de la estrella rodeando el centro formado por helio, el cual aún no reacciona porque requiere de una mayor temperatura y una mayor presión que la que necesitó el hidrógeno. Esto produce gradualmente la expansión de las capas exteriores de la estrella convirtiéndose en una gigante roja, estrellas de diámetro gigantesco pero de temperatura relativamente baja en su exterior. Tarde o temprano el hidrógeno se irá consumiendo y convirtiendo en helio, aumentando la presión contra el centro y elevando su temperatura hasta alcanzar los 100 millones de grados necesarios para que los átomos de helio reaccion nuclearmente entre sí convirtiéndose en átomos de carbono. Estas reacciones son bastante rápidas y debido a que las capas intermedias de la estrella, aún consumiendo hidrógeno, son bastante opacas, la temperatura central de la estrella se eleva rápidamente hasta que, llegado cierto límite de temperatura, las capas intermedias se expanden violentamente en lo que se llama un destello de helio, que puede provocar la expulsión de capas exteriores de la estrella pero que no la destruyen. Esta inestabilidad es la que produce las burbujas de gas llamadas nebulosas planetarias y pueden repetirse en la vida de la estrella.
Mientras tanto el helio sigue convirtiéndose en carbón. Con las capas más interiores con mayor presión y temperatura, el carbón se convierte en oxígeno, luego en nitrógeno, y así sucesivamente hasta llegar al hierro, en capas que dan la apariencia de una cebolla. En las estrellas cuya masa es menor que 3 veces la masa del Sol, la temperatura nunca llega a ser lo suficiente como para que el carbón de su núcleo inicie su conversión en elementos más pesados y así el destino de la estrella es terminar su vida como una estrella enana blanca. En estrellas de mayor masa, la conversión del carbón ó del oxígeno ocurre en la forma de destellos de carbón ó destellos de oxígeno, los cuales son tan poderosos comparados con el destello de helio que la estrella puede explotar como una supernova con la probabilidad de destruir completamente la estrella. Cuando la estrella tiene una masa mayor que 15 veces la masa del Sol, la enorme masa y presión de las capas intermedias puede absorber los destellos y permitir que los elementos continúen su conversión nuclear hasta llegar al hierro. En estas estrellas hay un precario equilibrio de capas de silicio reaccionando fuera del núcleo de hierro y dentro de una capa de oxígeno, la que a su vez reacciona dentro de una capa de oxígeno, dentro de otra capa de carbón, dentro de otra de helio, dentro de otra de hidrógeno. Estas capas se forman en muy poco tiempo (semanas?) provocando el colapso del núcleo en una fracción de segundo, cuando la energía de los destellos no puede contener la fuerza gravitatoria.
El colapso produce una explosión gigantesca que expulsa las capas exteriores de la estrella convertida en supernova y dejando el nucleo central colapsado en un amasijo de electrones, protones y neutrones, tan compactado por la atracción gravitatoria en un volumen tan reducido que los electrones y protones se combinan entre sí para producir neutrones. Al final, la masa central que queda, conteniendo únicamente neutrones, es lo que se denomina una estrella de neutrones ó pulsar, una estrella tan compacta y densa que puede contener toda la masa del Sol en un volumen tan reducido como una montaña (Una cucharadita de la masa de un pulsar puede pesar 60 millones de kilos). Si la masa del núcleo fuera lo suficientemente grande, probablemente se formará un Hueco Negro. [Ene 2000]
