Estrellas variables: Astrosismología
RS Puppis tomada por el Huble. Una estrella variable de tipo cefeida (Fuente: Wikipedia)
Aunque parezca lo contrario, cuando las miramos, las estrellas no son inmutables. Cambian continuamente. Todas evolucionan y pasan por diferentes fases desde su nacimiento hasta su muerte en forma de nebulosa planetaria o supernova. Pero, además, durante su estancia en alguna de esas fases, en las que los cambios evolutivos son indetectables, algunas sufren variaciones periódicas en su brillo. Son las denominadas estrellas variables.
Las estrellas variables presentan una variación en la cantidad de luz que emiten con el tiempo, es decir, en algunos momentos son más brillantes que en otros. Sin embargo, no todas las estrellas que presentan variación en la cantidad de luz son del mismo tipo. Es por ello por lo que se clasifican en variables extrínsecas y variables intrínsecas.
Las variables extrínsecas son las que no cambian la cantidad de luz que emiten por sí mismas, sino que sus cambios son debidos a agentes externos. Por ejemplo, cuando hay dos estrellas orbitando la una alrededor de la otra, y su plano orbital se encuentra en la dirección de visión desde la tierra, al pasar una estrella por delante de la otra, se producen variaciones de brillo con el tiempo. Estas estrellas reciben el nombre de variables eclipsantes.
Las variables intrínsecas, que son más interesantes para este artículo, son aquellas cuyas variaciones se deben a propios procesos internos en las estrellas, de manera que esos cambios de brillo llevan asociados cambios físicos en el tamaño y, en ocasiones, en la forma de la estrella. Estas estrellas también se llaman variables pulsantes.
Históricamente, las estrellas variables pulsantes se han clasificado en función de lo que se observaba en cada momento y el nombre que se les daba dependía de la estrella prototipo, o primera estrella, en la que se observaba el fenómeno. Un ejemplo muy conocido son las variables cefeidas, gracias a que Henrietta Leavitt las estudió para ser usadas como indicadores de distancia y llevaron a Edwin Hubble a descubrir la expansión del universo. A su vez, las cefeidas se pueden dividir en δ Cephei, W Vir, RV Tau y BL Her.
Prácticamente todo lo que hace que las estrellas sean como son y evolucionen como lo hacen depende de lo que ocurre en su interior, concretamente en su núcleo. En el núcleo se produce la fusión nuclear de hidrógeno en helio (durante la mayor parte de la vida de la estrella) y esa fusión es la que genera la energía necesaria para mantener la estructura de la estrella y producir la luz (en todas las longitudes de onda) que llega a nuestros ojos, telescopios y detectores.
Además, las estrellas están en equilibrio hidrostático, es decir, la gravedad hace que toda la materia de la estrella caiga hacia el núcleo, pero la presión, generada por la radiación resultado de los procesos de fusión nuclear en el núcleo, equilibra la atracción gravitatoria empujando la materia hacia fuera.
Entonces, ¿por qué se producen estas pulsaciones y, como consecuencia, estas variaciones en el brillo?
Se han propuesto varios mecanismos para explicar estas variaciones.
El primero es conocido como mecanismo ε. El proceso parte de la hipótesis de que el ritmo al que se fusiona el material es variable. Cuando el ritmo de fusión aumenta, entonces también la temperatura aumenta porque se genera más energía. Al aumentar la energía, la estrella se expande y, al aumentar el tamaño, la presión disminuye. Esta disminución hace que la generación de energía se reduzca y, por lo tanto, la estrella se contraiga. Al contraerse comienza el proceso de nuevo aumentando el ritmo de fusión y se producen las pulsaciones.
Otro proceso que explica un poco mejor las pulsaciones es el mecanismo κ – γ. En este mecanismo, el flujo de energía que llega a una determinada capa se almacena temporalmente en esa capa. Esta capa se caracteriza por tener una ionización parcial de algunos elementos químicos. La energía que se almacena durante la compresión se libera cuando esa capa se desplaza a su estado de equilibrio y se expande. La expansión hace que la estrella se aleje más de su estado de equilibrio por lo que para volver a ese estado tiene que contraerse, almacenando de nuevo energía y repitiendo el proceso cíclicamente, es decir, se producen las pulsaciones. Este mecanismo es el que mejor explica casi todos los tipos de estrellas pulsantes.
Existen mecanismos más complicados que explican algunos otros tipos de estrellas pulsantes como las RR Lyrae, algunas enanas blancas o incluso las del Sol.
En general, todos estos mecanismos nos dicen que las variaciones de brillo de estas estrellas asociadas a las pulsaciones se deben a unos procesos físicos que ocurren en el interior de las mismas. Por lo tanto, si podemos detectar las variaciones en la cantidad de luz que recibimos de las estrellas, podemos estudiar su interior.
En astrofísica, el estudio del interior estelar usando las variaciones de brillo debido a las pulsaciones se denomina astrosismología por analogía con la sismología y el modo en el que se estudia el interior de la tierra a través de los terremotos y vibraciones que medimos en la superficie de nuestro planeta.
Al igual que en sismología las diferentes ondas P u ondas S proporcionan distinta información sobre el terremoto y el interior de la tierra, en astrosismología existen diferentes modos de pulsación. Estos modos pueden ser radiales, en los que la estrella se expande y se contrae sin perder su simetría esférica, y no radiales, en las que la estrella pierde esa simetría. Los modos no radiales pueden ser de múltiples tipos y están caracterizados por unas funciones matemáticas denominadas armónicos esféricos.
Distintos modos de vibración (zonas claras y oscuras) para varios valores de los parámetros l y m de los armónicos esféricos. Fuente [1].
Pero, ¿cómo se pueden detectar estas pulsaciones?
Las pulsaciones generan, como ya hemos dicho, cambios en la cantidad de luz recibida pero, además, el hecho de que la superficie de la estrella se expanda y se contraiga, de diferentes maneras, provoca cambios en la velocidad radial. La velocidad radial es la velocidad que tiene la luz de la estrella en la línea visual hacia el observador, es decir, hacia nosotros. Por el conocido efecto Doppler, cuando la luz se aleja de nosotros (la estrella se contrae), se desplaza hacia el rojo y, cuando se acerca (la estrella se expande), se desplaza hacia el azul.
La técnica para medir los cambios en la cantidad de luz recibida se denomina fotometría, ya que mide la cantidad de fotones que llegan a nuestros detectores, y la que se usa para los cambios en la velocidad radial es la espectroscopía, ya que lo que se mide son los cambios (desplazamiento y ensanchamiento) de las líneas espectrales provocadas por los elementos químicos presentes en la estrella comparados con los mismos elementos medidos en un laboratorio en la tierra.
A través de la fotometría se puede detectar el grado de esfericidad de la estrella. Por medio de la espectroscopía, a través de la forma de la línea, que presenta protuberancias dependiendo del movimiento de la superficie alejándose o acercándose a nosotros, se pueden determinar los modos de pulsación correspondientes a diferentes armónicos esféricos.
Diferentes tipos de pulsación generan un perfil en la línea espectral diferente. Fuente [1].
A pesar de estas técnicas, de la observación y de los mecanismos propuestos para explicar las pulsaciones, todavía quedan muchas preguntas por responder. ¿Cómo influyen los campos magnéticos en la pulsación? Además en las estrellas hay diferentes capas en las que el transporte de la radiación y la energía se hace mediante radiación o convección. ¿Influye de alguna manera la forma en la que se transporta la energía? Y, si la astrosismología intenta estudiar el interior de las estrellas, ¿qué mecanismo interno hace que los modos de pulsación sean los que son?
La astrosismología es una rama de la astrofísica muy poco conocida, sobre todo para el gran público, porque no proporciona imágenes espectaculares, pero está cobrando un protagonismo importante para poder conocer realmente el interior de las estrellas.
Referencias
[1] Gerald Handler. Asteroseismology. arXiv:1205.6407v1
[2] Manuel Rego, María José Fernández. Astrofísica. Eudema universidad
[3] Bohm-Vitense. Introduction to Stellar Astrophysics Vol.3. Cambridge University Press.
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