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domingo, 7 de agosto de 2011

Estrellas al borde de un ataque... de ruptura

Estrellas al borde de un ataque... de ruptura
Todas las estrellas rotan. Unas lo hacen muy rápido, como los púlsares, con un periodo promedio de medio segundo. Otras son más lentas, como nuestro Sol, y rotan con un periodo de unos treinta días. Uno de los efectos más importantes de la rotación consiste en el achatamiento de la estrella en los polos. Para los púlsares, que son estrellas de neutrones muy compactas, este efecto no es tan importante. Sin embargo, en estrellas comunes que rotan muy rápido, y debido a la baja densidad de sus atmósferas, el achatamiento puede ser notable, como ocurre en estrellas como Regulus o Achernar, que presentan una forma claramente oblonga.

En 1924, el astrónomo sueco Edvard Hugo von Zeipel demostró teóricamente que para estrellas calientes –con temperaturas de más de 8000 grados-, la temperatura es proporcional a la gravedad local. Introducía así un exponente que se conoce como oscurecimiento por gravedad (del inglés gravity darkening), que provoca que en una estrella achatada la temperatura en los polos sea mayor que en el ecuador, y que en las ecuaciones viene denotado como β –este exponente describe cómo se distribuye la temperatura en la superficie de una estrella deformada por la rotación.

Dicho exponente, que se emplea desde entonces, lleva décadas siendo objeto de debate. Von Zeipel lo situó en 0.25 pero, en 1967, L.B. Lucy calculó que, para estrellas con temperatura inferior a 8000 grados, su valor era de 0.08. ¿Cómo saber si estos valores son acertados? Pues, hasta hace poco, la única forma de comprobarlo residía en el estudio de las estrellas binarias eclipsantes. Pero estas estrellas, además de estar distorsionadas por la rotación, lo están también por las fuerzas de marea: así, la presencia de la compañera “obliga” a tales estrellas a presentar unas distorsiones condicionadas por la evolución por mareas.

En 1998, A. Claret presentó un nuevo método de cálculo para la determinación teórica del exponente β, que se aplicaba simultáneamente a estrellas calientes y frías. En este método, el oscurecimiento por gravedad se calculó en función de la masa estelar, del estado evolutivo y de la composición química, y no solo en virtud de una temperatura dada, como anteriormente. Este cálculo confirmaba las predicciones de von Zeipel para estrellas calientes, mientras que para estrellas más frías se obtenían valores menores. No obstante, la zona de transición –la franja de temperatura a partir de la cual β disminuye de 0.25- entre unas y otras era más suave, continua y precisa que en los cálculos anteriores. La comparación de estos exponentes con los datos de las estrellas binarias eclipsantes mostraba un buen acuerdo pero, como hemos comentado, las distorsiones de estas estrellas están condicionadas por las fuerzas de marea. Urgía, pues, una comparación con los datos de estrellas que rotaran libremente, sin el condicionante de su compañera.

Estrellas aisladas

Existían indicios observacionales de que algunas estrellas aisladas rotaban muy rápidamente, con velocidades cercanas a la velocidad de ruptura, en la que las fuerzas centrífuga y gravitatoria se igualan. Sin embargo, las técnicas de la época no eran las adecuadas para detectar y cuantificar la tasa de rotación y llevar a cabo el mapeado termodinámico de sus superficies.

Esta situación cambiaria en 2005. Ese año, gracias a la red de telescopios interferómetros CHARA, el grupo de MacAlister y colaboradores determinó empíricamente el exponente β para Regulus (α Leonis), una estrella deformada hasta tal punto que sus radios polar y ecuatorial difieren en un 30%. Y, lo más llamativo, esta estrella rota a una velocidad de ¡casi el 90% de la velocidad de ruptura! Los investigadores determinaron que la temperatura en los polos de Regulus es de 15.000 grados, mientras que en el ecuador es de apenas 10.000, lo que produce que la estrella sea cinco veces más brillante en sus polos que en su ecuador.

Aun más sorprendente es el caso de Achernar, cuya velocidad de rotación es prácticamente la de ruptura, y cuya diferencia de temperatura supera la de Regulus: en los polos es de 20.000 grados mientras que la del ecuador desciende hasta los 10.000.

Los valores empíricos de los respectivos oscurecimientos por gravedad se encuadraban perfectamente dentro de las predicciones teóricas. Pero tal comparación estaba limitada a estrellas calientes y, por lo tanto, dentro de los límites de aplicabilidad del Teorema de von Zeipel. El aporte de nuevos datos observacionales no es tarea fácil. Las medidas son muy delicadas y difíciles de llevar a cabo y aún más difíciles de analizar. Los datos observacionales todavía aparecen con cuentagotas.

Una buena y una mala noticia

Muy recientemente, un grupo de la Universidad de Michigan publicaba nuevos datos para Regulus, pero también para α Cephei, Altair y β Cassiopeae, más frías. Estos tres últimos sistemas son muy adecuados puesto que están justo en la zona de transición de β predicha teóricamente. La gráfica muestra la comparación entre los datos observacionales (barras de error) y los predichos teóricamente (línea continua). El acuerdo puede ser considerado bueno y confirma la zona de transición de nuestras predicciones teóricas para estrellas que rotan a velocidades cercanas a la de ruptura (para no complicar demasiado la figura, los valores teóricos de β no están corregidos de los efectos de la composición química ni de la evolución nuclear). La figura desvela también un desacuerdo en el caso de Regulus, o α Leo. Al tratarse de una estrella muy caliente se deben aplicar directamente las predicciones de von Zeipel y, mientras que MacAlister había encontrado un valor de 0.25 (punto blanco en la figura), y por lo tanto, en muy buen acuerdo con el valor teórico, la discrepancia con los más recientes datos es evidente: según los autores de este último resultado, el valor de β estaría entre 0.16 y 0.20. La discrepancia entre ambos resultados observacionales ha reabierto el debate.

Antonio Claret | Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)

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