Las estrellas, distorsionadas por su rotación

Veintinueve de octubre de 2001. En el corazón del desierto de Atacama, en el norte de Chile, los dos telescopios Antu y Melipal de ocho metros de diámetro del Very Large Telescope se abren lentamente. Por primera vez, observarán el mismo objetivo juntos, de acuerdo con una técnica llamada interferometría que aumenta su poder de resolución diez veces. Para este bautismo, es hacia Achernar, la novena estrella más brillante del cielo, donde los astrónomos dirigen los dos espejos. Esta estrella gira sobre sí misma 50 veces más rápido que el Sol, la velocidad en el ecuador supera los 250 kilómetros por segundo, y los investigadores quieren observar las deformaciones causadas por esta rotación frenética. Los resultados son asombrosos: Achernar se aplana como una resistencia, su disco aparente es más de una vez y media más largo que ancho ! En comparación, el aplanamiento del Sol es pequeño, ya que su diámetro ecuatorial es solo 1.00001 veces mayor que su diámetro polar. ¿Cuál es la causa de tal deformación? ? Para entender esto, detallemos las consecuencias de la rotación de las estrellas en su forma y en su funcionamiento. Después de referirnos a observaciones recientes, examinaremos los modelos desarrollados para describir estos objetos atípicos, luego describiremos el impacto de la rotación rápida en la vida de una estrella.

Muchas de las estrellas familiares son casi perfectamente esféricas. La Tierra, la Luna, el Sol presentan formas indistinguibles de esferas perfectas, excepto para medirlas con precisión. La forma esférica resulta de un equilibrio universal entre presión y gravedad. Sin embargo, en el Universo, todo está en movimiento. Las galaxias, las estrellas, los planetas giran sobre sí mismos. Esta rotación favorece un eje del espacio y rompe la simetría y el equilibrio de la esfera. El Sol se enciende lentamente en 26 días, pero muchas estrellas, especialmente las más calientes, giran hasta 100 veces más rápido, haciendo una revolución en solo unas pocas horas. Su velocidad de rotación alcanza varios cientos de kilómetros por segundo en el ecuador. El resultado es una fuerza centrífuga colosal, que distorsiona estas bolas de gas giratorio y modifica su maquinaria.

Dos de las estrellas más brillantes que giran rápidamente son Achernar y Altaïr. Ubicada a 144 años luz de la constelación de Eridan, Achernar es una estrella enana azul muy caliente, con una temperatura de superficie de 20,000 Kelvin. Con 8.500 Kelvin, Altaïr es menos caliente, pero sin embargo más cálido que el Sol (5.700 Kelvin). Más allá de estos dos ejemplos, ahora conocemos varios miles de estrellas enanas en rotación rápida, y este fenómeno es incluso la norma para las estrellas más calientes (estrellas azules).

La rotación de una estrella da como resultado la difusión de sus líneas espectrales por el efecto Doppler. Debido a la rotación, las líneas del espectro de radiación emitidas por la parte del disco de la estrella que se acerca al observador se desplazan hacia el azul; por el contrario, estas mismas líneas producidas por la parte móvil se desplazan al rojo. A medida que el espectro observado integra la luz de todo el disco visible, los componentes desplazados al rojo se agregan a los compensados al azul, y las líneas espectrales parecen ampliarse (ver Figura 3). Este efecto permite estimar la velocidad aparente de rotación de las estrellas. Las líneas espectrales de Achernar y Altaïr se amplían considerablemente y corresponden a una velocidad de rotación de 225 kilómetros por segundo en el ecuador. En comparación, la velocidad ecuatorial del Sol es de solo dos kilómetros por segundo.

Además, estas velocidades reducidas son solo valores mínimos. De hecho, el análisis espectroscópico no indica la inclinación del eje de rotación de las estrellas observadas con respecto a la línea de visión. La velocidad medida es la proyección de la velocidad real en la línea de visión y, por lo tanto, es menor. Corresponde a la velocidad real si la estrella se ve de acuerdo con el ecuador y, por el contrario, una estrella en rotación rápida vista desde su polo parece rotar muy lentamente. Vega, en la constelación de Lyre, presenta un espectro similar al de una estrella normal y una forma circular, pero se cree que es una estrella en rotación rápida vista por el polo. Austin Gulliver, de la Universidad de Brandon en Canadá, ha demostrado un ligero aumento de los rayos más débiles en su espectro. Entonces, aunque Achernar y Altaïr tienen la misma velocidad de rotación aparente, tal vez no giran a la misma velocidad.

Observar directamente la forma y distribución del brillo en la superficie de las estrellas permitiría levantar el velo en su velocidad de rotación real. Sin embargo, el diámetro aparente de las estrellas, incluso el más cercano, no supera unas pocas milésimas de segundo ángulo, el equivalente a una moneda en euros observada a 1.500 kilómetros. Solo la interferometría permite distinguirlos con precisión. Esta técnica consiste en observar un objeto celeste con varios telescopios espaciados, luego recombinar las imágenes. El pequeño desplazamiento entre los caminos de los rayos de luz de un telescopio a otro provoca figuras de interferencia que nos informan sobre el tamaño, la forma y el brillo del objeto. La resolución teórica de un interferómetro es la de un espejo virtual con un diámetro equivalente a la distancia que separa los telescopios, la base, mientras que el brillo es la suma de los espejos utilizados.

La última generación de interferómetros, como el vlti europeo (para interferómetro telescópico muy grande) el npoi (Prototipo marino interferómetro óptico, o prototipo de interferómetro óptico de la marina) y el pti (Interferómetro de prueba Mount Palomar) Americanos, cuyas bases alcanzan varias decenas a varios cientos de metros, hoy tiene suficiente poder de resolución angular para medir la forma de las estrellas cercanas.

Dos telescopios para un perfil

Sin embargo, incluso las mediciones con estos interferómetros están incompletas. La longitud de la base interferométrica impuesta no permite observar el soporte objetivo bajo diferentes escalas, y el brillo del dispositivo es muy bajo. En particular, un interferómetro proporciona solo información parcial sobre la distribución de luz en la superficie de la estrella: la fotosfera. Sin embargo, el equipo de Armando Domiciano de Souza, de la Universidad de Niza, aprovechó una técnica llamada supersíntesis para medir en 2001 el tamaño de Achernar en diferentes direcciones usando vlti. Al observar la estrella continuamente durante la noche, nos beneficiamos de la rotación diurna de la Tierra, que varía la orientación y la longitud de la base proyectada en el plano del cielo. De este modo, podemos medir el tamaño de la estrella desde diferentes ángulos. Los astrónomos han descubierto que el disco de Achernar es 1,56 veces más largo que ancho. Es, con mucho, la estrella más distorsionada conocida hasta la fecha. Además, el brillo de su fotosfera no es homogéneo.

El efecto de supersíntesis también ocurre a menor escala en las observaciones de Altair hechas en 2001 por Gérard Van Belle, del laboratorio de propulsión a chorro de la NASA, con el pti. Estas observaciones revelaron que el aplanamiento de esta estrella enana es «solo» 1.14. El efecto también interviene en las observaciones de Naoko Ohishi, del Observatorio de Japón, quien midió con el npoi la distribución de la luz sobre la estrella, revelando la existencia de un punto brillante que veremos indica sin duda la posición del polo. Estas últimas semanas, El equipo de Hal McAlister, de la Universidad de Georgia, ingresó a la carrera anunciando haber medido gracias a la red estadounidense de telescopios chara (Centro de Astronomía de Alta Resolución Angular, o Centro de astronomía de alta resolución angular) que el aplanamiento de Regulus, la estrella más brillante de la constelación Lion se sabe que se enciende a una velocidad récord de 305 kilómetros por segundo, alcanzó 1.18.

La rotación alteró el equilibrio

Aunque la interferometría da acceso al aplanamiento aparente de las estrellas giratorias, esta información es insuficiente para caracterizarlas por completo. Desde el perfil de la estrella sola y desde su velocidad de rotación aparente, es imposible deducir directamente la forma de la estrella tridimensional. Si pudiéramos localizar los polos de la estrella, deduciríamos su inclinación con respecto a la línea de visión y, por lo tanto, su velocidad de rotación y su forma real. Esta idea está a punto de tener éxito, pero, por el momento, los astrónomos se ven obligados a imaginar la estructura de las estrellas giratorias y comparar estos modelos con las observaciones para estimar su relevancia.

La rotación juega un papel clave en la vida de las estrellas. Se forma una estrella del colapso gravitacional de una nube de gas sobre sí misma. El material de la nube cae formando un disco de polvo y gas en rotación, en cuyo centro se forma la estrella. La «cantidad de rotación» de la nube inicial se transmite y concentra en la estrella, cuya velocidad de rotación aumenta en virtud de la conservación del momento cinético. El momento cinético de un objeto puntual que gira alrededor de un eje externo es el producto de su masa, su velocidad de rotación y su distancia al eje de rotación (esta definición se generaliza en el caso de un objeto no puntual y un eje que pasa a través de él ). Para un sistema aislado, se mantiene el momento cinético. Es por eso que un patinador que se enciende acelera su rotación cuando une los brazos a lo largo de su cuerpo.

Durante la vida de una estrella, el momento cinético heredado de la nube primordial se mantiene en general, pero se redistribuye en el sistema formado por la estrella y su procesión de planetas. En el Sistema Solar, el movimiento orbital de los planetas representa el 97 por ciento del momento cinético total, aunque el 99 por ciento de la masa está contenida en el Sol. Otros mecanismos redistribuyen el momento cinético tanto dentro como fuera de la estrella. El campo magnético, en particular, juega un papel importante en el caso de estrellas dispersas como el Sol. Las líneas de campo internas a la estrella ejercen resistencia a la deformación para que estandaricen y disminuyan la rotación de la materia dentro de la estrella. Los que escapan al exterior se basan en el gas ionizado del entorno y también ralentizan la rotación de la estrella. La mayoría de las estrellas más antiguas giran lentamente. Sin embargo, el campo magnético de estrellas masivas jóvenes como Achernar es mucho más débil, por lo que la transferencia del momento cinético al exterior es menos efectiva. Estas estrellas retienen la mayor parte de su velocidad de rotación inicial.

Cuando es rápido, la rotación juega un papel clave en el equilibrio de las estrellas. Una estrella es una masa de gas caliente en equilibrio bajo el efecto de dos fuerzas antagónicas: la gravitación, que tiende a contraerla, y la presión de gas y radiación generada por las reacciones termonucleares que tienen lugar dentro de ella, que tiende a diluirla. La superficie aparente de la estrella, la fotosfera, es el lugar donde se logra este equilibrio, con la condición adicional de que el gas es lo suficientemente denso y, por lo tanto, transparente para que los fotones escapen en línea recta sin ser reabsorbidos . Suele ser esférico. En una estrella giratoria, las fuerzas centrífugas agregan un componente a esta balanza. Su efecto es equivalente a una disminución local en la gravedad, que varía según la latitud; Es por eso que aumenta el radio de la estrella en el ecuador, donde esta disminución es máxima. Entonces, La fuerza centrífuga del Sol en su ecuador es 0.002 por ciento de la fuerza de gravedad, y el aplanamiento de la estrella, la relación entre el diámetro ecuatorial y el diámetro polar, es 1.00001 ; esto corresponde a una diferencia de apenas diez kilómetros entre el radio en el ecuador y el de los polos.

El astrónomo holandés Christiaan Huygens es el primero en estudiar, en el siglo XXI, el problema de la deformación de una esfera de gas giratoria. Para hacer esto, descuida la masa de gas, que recoge en un punto en el centro de la esfera y supone que la bola de gas gira «en bloque» alrededor de un eje que pasa por el centro. Cuando cada uno de los elementos gira a la misma velocidad angular, hablamos de un cuerpo sólido en rotación. En un modelo en el que la estrella se asimila a un sólido giratorio, el aplanamiento es igual a la mitad de la relación entre la fuerza centrífuga y la gravedad de la superficie, más uno. Esta ley es válida como primera aproximación, ya que la mayor parte de la masa de una estrella se recoge en su centro.

El aplanamiento de Achernar es mucho más alto que el del Sol: con un radio ecuatorial 12 veces mayor y una masa seis veces mayor, la fuerza gravitacional en el ecuador es del mismo orden que la que prevalece en la superficie de la tierra . Por otro lado, su velocidad ecuatorial se estima en 290 kilómetros por segundo a partir de la velocidad medida y la hipótesis de que es un cuerpo sólido. La fuerza centrífuga alcanza el 88 por ciento de la gravedad. El aplanamiento dado por la aproximación de Huygens es 1.44, un valor cercano al aplanamiento medido por interferometría (1.56). En Altaïr, más pequeña, la fuerza centrífuga es «solo» el 34 por ciento de la gravedad, lo que da un aplanamiento teórico de 1.17, en comparación con el aplanamiento observado, 1.14.

Sin embargo, el enfoque simple de Huygens tiene sus límites y no permite que las observaciones se expliquen por completo. El físico británico James Hopwood Jeans construyó, después de la Primera Guerra Mundial, una serie de modelos para diferentes ecuaciones de estado de gas a partir de las cuales se forman estrellas rotativas (una ecuación de estado es una relación entre cantidades termodinámicas como temperatura, presión y volumen). Así consideró masas de gases con diferentes grados de condensación central. Estos modelos, llamados politrópicos, se caracterizan por un índice politrópico aún más pequeño ya que la masa se agrupa en el centro de la estrella. Si este índice excede un cierto umbral, es decir, si la masa se concentra menos en el corazón de la estrella, la fuerza centrífuga excede la fuerza de gravedad en el ecuador y la estrella pierde masa. De ahí la hipótesis formulada en 1931 por el astrónomo nacido en Rusia Otto Struve de que las estrellas dicen Be, estrellas muy calientes con una línea de emisión Hα muy pronunciada para hidrógeno, como Achernar, se encienden rápidamente al límite de la dislocación, y que están rodeados por un anillo de material gaseoso que escapa del ecuador bajo el efecto de la fuerza centrífuga. De hecho, el resultado de la gravedad y la fuerza centrífuga en el ecuador de Achernar alcanza solo dos newtons por kilogramo, por lo que la materia a veces se escapa bajo el efecto de una erupción estelar, incluso muy modesta. El gas diluido expulsado de la superficie es responsable de la emisión en la línea Hα. Además de estos descubrimientos sobre la física de las masas de fluidos giratorios, los estudios sobre el transporte de energía en las estrellas habían progresado, lo que llevó al inglés Edward Milne, luego al indio Subrahmanyan Chandrasekhar a construir los primeros modelos de física completa de estrellas politrópicas distorsionadas por rotación.

La rotación alarga la vida útil

En 1924, cuando la fuente de energía de las estrellas aún era desconocida, el astrónomo sueco Hugo von Zeipel demuestra que el flujo radiativo de una estrella por unidad de área es proporcional a la gravedad local real. Cuanto mayor es la gravedad, mayor es la presión y la temperatura de la atmósfera estelar para mantener el equilibrio, de modo que aumenta el flujo radiado. Él deduce que la energía irradiada por una estrella giratoria es mayor en los polos que en el ecuador. La fuerza centrífuga de hecho disminuye la gravedad efectiva en el ecuador, de modo que la temperatura del gas y la cantidad de radiación son más bajas allí. Von Zeipel predice que una estrella aplastada por la rotación rápida debe tener puntos calientes y brillantes en los polos. Este efecto comienza a verificarse hoy gracias a las observaciones interferométricas, y veremos que juega un papel clave en la comprensión de las estrellas giratorias rápidas.

Poco después de estas predicciones, el inglés Arthur Eddington deduce la existencia de una circulación de la llamada materia meridiana entre el polo y el ecuador de las estrellas giratorias. El material se mueve lentamente, en las capas superiores de la estrella, desde los polos calientes hasta el ecuador más frío, donde se hunde hacia las capas profundas antes de salir nuevamente a través de los polos. Esta elaboración puede aumentar la vida útil de las estrellas que giran rápidamente en más del 25 por ciento en comparación con las estrellas de la misma masa y la misma composición química que giran lentamente, ya que lleva el hidrógeno de las capas externas al corazón donde tiene lugar la fusión termonuclear.

En general, cuanto más rápido se enciende una estrella, más tiempo vive. Partiendo de una evolución condicionada por la masa de la estrella y por su composición química, parecía esencial introducir en los modelos una variable adicional, la velocidad de rotación.

Una paleta de formas exóticas

Si los modelos de cuerpo sólido giratorio explican como primera aproximación el aplanamiento de las estrellas, han alcanzado su límite con observaciones recientes de Achernar. Un aplanamiento de 1.56 no puede explicarse en el contexto de una rotación uniforme. Esto implicaría una velocidad de rotación que excede el umbral por encima del cual la estrella se desmoronaría. En el caso de Regulus, los cálculos de H. McAlister muestran que si su velocidad fuera un diez por ciento más alta que el valor actual, la estrella se desmoronaría.

La solución es suponer que las diferentes capas de la estrella no giran todas a la misma velocidad. Tal rotación, llamada diferencial, tiene lugar, por ejemplo, en el disco del Sistema Solar: el período de revolución de los planetas es aún más corto ya que están cerca de nuestra estrella. Al introducir una velocidad de rotación interna dependiendo de la distancia al eje polar, los astrofísicos están construyendo modelos más realistas.

Sin embargo, es imposible determinar la rotación interna de la estrella sobre la base de mediciones espectroscópicas solas. Las observaciones interferométricas actualmente disponibles no resuelven este problema: dan la forma de la estrella, que no proporciona ninguna información directa sobre el perfil radial de la velocidad de rotación interna, mientras que la distribución de luz en la superficie sigue estando mal determinada. Por lo tanto, la rotación diferencial no es un parámetro fácil de introducir en un modelo y, de hecho, la mayoría de los modelos digitales de estrellas continúan asumiendo un cuerpo sólido giratorio como hipótesis inicial. Sin embargo, mediante mediciones interferométricas precisas de la distribución de luz en la fotosfera de la estrella, es posible determinar restricciones lo suficientemente fuertes como para deducir una ley aproximada de rotación interna.

Considerando que la velocidad angular disminuye en función de la inversa del cuadrado desde la distancia al eje de la estrella, Stephen Jackson, del Centro de Investigación de la Atmósfera de Boulder, en Colorado, construyó en 2004 varios modelos de Achernar utilizando aplanamiento medido como una restricción (ver Figura 4). Estos modelos numéricos se basan en la hipótesis de un equilibrio hidrostático que incluye fuerza centrífuga. Corresponden a diferentes masas de la estrella (de 6 a 15 masas solares) y diferentes parámetros de la ley de rotación interna (más o menos rápido en el centro de la estrella). Debido a la rotación ultrarrápida del corazón de la estrella introducida arbitrariamente en estos modelos, los aplanamientos obtenidos pueden ser extremos sin que la estrella alcance una velocidad crítica y se desmorone. Las formas obtenidas, abultadas en los polos y aplanadas en el ecuador, o que presentan una depresión polar, permiten reproducir el aplanamiento récord de Achernar. Por el momento, todas estas son representaciones potencialmente válidas de la estrella, incluso si estos modelos no explican el perfil de las líneas espectrales observadas.

La distribución de luz ilumina la orientación

¿Cuál es el modelo que corresponde a la realidad? ? Para averiguarlo, las medidas adicionales son esenciales. Como han demostrado las observaciones de Altaïr, la interferometría permite obtener más que el perfil simple de la estrella. Gracias a la distribución del brillo en la superficie de la estrella, podemos especificar la orientación de la estrella. El punto culminante polar debido al efecto Von Zeipel es una de las claves para explorar la estructura interna de las estrellas que giran rápidamente. Al ubicarlo, deducimos la posición de los polos y, por lo tanto, la inclinación de la estrella. Gracias a esta información adicional, la forma tridimensional y la velocidad de rotación real de la estrella se deducen del perfil.

Este método podría aplicarse para determinar el aplanamiento de Altaïr. En vista de la velocidad de rotación y el aplanamiento medido, el punto brillante ubicado por Naoko Ohishi es compatible con la posición esperada del poste en un modelo de cuerpo sólido. Sin embargo, estas observaciones están demasiado fragmentadas (el exceso de luz es bajo) para permitir la calibración de los modelos. El aplanamiento de 1.14 Altaïr sigue siendo bien explicado por el momento en el marco de un modelo de cuerpo sólido, y esta estrella no es una prueba suficientemente discriminatoria para los modelos.

Observaciones recientes de Regulus, que sugieren que la temperatura de la fotosfera alcanza en lugares 15,000 Kelvin contra 10,000 en otros lugares, es probable que revelen la posición del eje de rotación de esta estrella por el mismo principio. En el caso de Achernar, las observaciones actuales, con dos telescopios, solo han reconstruido el perfil de la estrella, pero la estrella pronto será un objetivo principal para el nuevo instrumento ámbar vlti. Las observaciones combinadas de tres telescopios podrán localizar un posible punto culminante polar, lo que haría una selección radical entre los diferentes modelos de la estrella.

El efecto Von Zeipel no es solo una bendición para los observadores. También contribuye a la pérdida de masa de las estrellas. Durante la mayor parte de sus vidas, las estrellas calientes pierden su momento cinético principalmente por la emisión de un tenue viento de gases y partículas cargadas, el viento estelar. Cuanto más cálidos son, más intenso es su viento estelar: la radiación muy energética producida por la fotosfera sobrecalentada empuja los átomos de gas con fuerza y desgarra parte de ellos de la atracción de la estrella para impulsarlos al espacio interestelar. En el caso de las estrellas más calientes en rotación rápida, la energía radiada es mayor en los polos debido al efecto Von Zeipel, el viento estelar es cálido y rápido sobre los polos mientras que es más frío y lento en el ecuador. Contrariamente a la intuición, la estrella pierde masa principalmente por los polos, y no por la eyección ecuatorial debido a la fuerza centrífuga.

Éta de la Carène, un monstruo de aliento caliente

Este viento estelar polar es de capital importancia en la vida de estrellas extremadamente masivas como Eeta de la Carène. Ubicada a unos 7,000 años luz de distancia, Éta de la Carène es inherentemente la estrella más brillante de nuestra galaxia y es probablemente más de 100 veces más masiva que el Sol. Su viento estelar es tan denso que se vuelve opaco y lo esconde por completo. La pérdida del momento cinético debido a este mecanismo es mucho mayor que para Achernar. Influye significativamente en su evolución, en particular debido a pérdidas masivas rápidas y violentas. Se estima que la masa inicial de Êta de la Carène alcanzó aproximadamente 160 masas solares, y que perdió varias decenas de masas solares en solo tres millones de años de existencia. Todavía expulsa el equivalente de varias veces la masa de la Tierra cada día ! Éta de la Carène está rodeada por una nebulosa en forma de reloj de arena, fruto de una gigantesca erupción estelar que ocurrió en 1841, que crece de año en año. La estrella sin duda experimentará un final muy violento en los próximos siglos o milenios.

Éta de la Carène fue observada en 2003 usando el vlti por el equipo de Roy Van Boekel, del Observatorio Europeo Austral (eso), que utilizó como para Achernar la técnica de supersíntesis interferométrica. La estrella tiene una apariencia alargada, como un globo de rugby alineado con el eje de la nebulosa bipolar. Este alargamiento según el eje de rotación parece paradójico, pero, en realidad, el viento estelar nos da una imagen distorsionada de Êta de la Carène. Observamos el viento estelar denso, caliente y opaco que escapa varios cientos de kilómetros por segundo de los polos brillantes de la estrella, mientras que la estrella misma permanece enmascarada. Oculta en su capullo opaco, probablemente esté aplanada como Achernar. Para que la expulsión del material por los polos sea tan importante, la estrella probablemente se enciende a una velocidad muy cercana a la velocidad crítica de dislocación. La presencia de un disco ecuatorial, o incluso una estrella compañera según lo predicho por algunos astrónomos, también podría desempeñar un papel en la conformación del sobre y el Eeta de la nebulosa Carina. Casi todas las nebulosas que rodean las estrellas calientes y brillantes tienen una estructura bipolar similar a la de Êta de la Carène, cuya formación parece íntimamente vinculada a la rotación del objeto central.

Las estrellas giratorias rápidas tienen una notable variedad de fenómenos físicos: deformación, rotación diferencial, circulación meridiana, efecto Von Zeipel … Tantas pistas preciosas sobre los mecanismos en funcionamiento en estos objetos celestes, cuya consideración ha llevado a modelos digitales que reproducen cada vez más observaciones. Sin embargo, todos los procesos específicos de las estrellas giratorias aún no se conocen bien, y el transporte del momento cinético, así como el papel de la turbulencia en las masas de fluidos giratorios, siguen siendo áreas activas de investigación.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada. Los campos obligatorios están marcados con *