Rotación estelar

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La apariencia deformada de AchernarEridani ) se debe a su rápida rotación.

La rotación estelar es el movimiento angular de una estrella sobre su eje de rotación . El tiempo de rotación de una estrella se puede medir sobre la base de su espectro o cronometrando los movimientos de las estructuras activas en su superficie.

La rotación de la estrella da como resultado una hinchazón , ubicada en la región ecuatorial , debido a la fuerza centrífuga . Dado que las estrellas no son cuerpos sólidos , también están sujetas a rotación diferencial , por lo que la velocidad de rotación ecuatorial será diferente a la de latitudes más altas . Estas diferencias pueden tener una influencia significativa en la generación del campo magnético , [1] que a menudo tiende a interactuar con el viento estelar , provocando una disminución progresiva de la velocidad de rotación de la estrella.

Mediciones

A menos que se observe una estrella en la dirección de su polo , cada región de su superficie parece tener ciertos valores de movimiento o acercarse o alejarse del observador. El componente de movimiento que está en la dirección del observador se llama velocidad radial . Cuando la velocidad radial indica una aproximación al observador, la radiación sufre un aumento de frecuencia ( desplazamiento hacia el azul ) debido al efecto Doppler ; si, por el contrario, la velocidad indica un alejamiento, la frecuencia tiende a disminuir ( corrimiento al rojo ). Estos efectos se encuentran en la observación de espectros estelares, cuyas líneas de absorción situadas en los límites de la traza espectrográfica tienden a ensancharse. [2] Sin embargo, este ensanchamiento debe mantenerse cuidadosamente separado de otros efectos que pueden causar un aumento en el grosor de las líneas.

Esta estrella tiene una inclinación con respecto a la línea de visión de un observador en la Tierra y una velocidad de rotación en el ecuador.

La componente de la velocidad radial observada a través del ensanchamiento de las líneas espectrales depende de la inclinación del polo de la estrella en la línea de visión del observador. El valor resultante viene dado por la fórmula

Dónde está es la velocidad de rotación en el ecuador y es la inclinación; sin embargo, esto último no siempre se conoce, por lo que el resultado da un valor mínimo para la velocidad de rotación de la estrella. En otras palabras, si no es un ángulo recto , la velocidad siempre es mayor que . [2]

En las estrellas gigantes, las microturbolencias atmosféricas pueden dar lugar a ensanchamientos de las líneas espectrales mucho mayores que las provocadas únicamente por los efectos de la rotación, alterando considerablemente la señal . También se puede emplear un enfoque alternativo, basado en el efecto de lente gravitacional , que da como resultado la amplificación de la imagen de la estrella detrás de él. La información más detallada obtenida nos permite distinguir los efectos de la microturbolencia de los de la rotación. [3]

Si una estrella muestra rastros de actividad magnética en la superficie, como manchas estelares , se pueden rastrear para estimar la velocidad de rotación. Sin embargo, las manchas pueden formarse en lugares distintos al ecuador y pueden migrar en latitud durante su vida; la rotación diferencial , a la que está sujeta la estrella, está, por tanto, en el origen de las medidas variables. La actividad magnética estelar a menudo se asocia con una rotación rápida, por lo que esta técnica se puede utilizar para medir estrellas magnéticamente activas. [4] Las observaciones de los puntos también han demostrado que estas características pueden variar la velocidad de rotación de la estrella, ya que el campo magnético juega un papel importante en la configuración de los flujos de gas dentro de la estrella. [5]

Efectos físicos

Hinchazón ecuatorial

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Hinchazón ecuatorial .
Comparación entre Vega (izquierda) y el Sol (derecha); nótese la pronunciada hinchazón de Vega ecuatorial.

La rotación de una estrella produce una fuerza centrífuga neta en una dirección perpendicular al eje de rotación . En el polo parece igual a cero y no se opone a la fuerza de gravedad generada por la estrella; en el ecuador, por otro lado, la fuerza centrífuga no es igual a cero y, por lo tanto, se opone parcialmente a la fuerza de gravedad. Para equilibrar este desequilibrio de fuerzas, la superficie estelar tiende a hincharse en el ecuador y la estrella se convierte en un esferoide achatado .

Un ejemplo peculiar de hinchamiento ecuatorial se puede encontrar en Regolo ALeonis A), cuya velocidad de rotación en el ecuador se midió en 317 ± 3 km / s , lo que corresponde a un período de rotación de 15,9 horas (l'86% del velocidad a la que una estrella rompería). El radio ecuatorial de la estrella es un 32% más grande que el radio polar. [6] Otras estrellas caracterizadas por una alta velocidad de rotación son Alpha Arae , Vega y Achernar .

La velocidad de ruptura de una estrella es una expresión utilizada para describir el caso en el que la fuerza centrípeta en el ecuador es idéntica a la fuerza gravitacional; para que una estrella sea estable, la velocidad de rotación debe estar por debajo de este umbral. [7]

Rotación diferencial

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Rotación diferencial .

Las estrellas, como el Sol , tienen una rotación diferencial en su superficie, que depende de la variación de la velocidad angular según la latitud . La velocidad angular normalmente tiende a disminuir al aumentar la latitud, pero recientemente se ha observado lo contrario (como en la estrella HD 31993 ). [8] [9] La primera estrella, después del Sol, cuya rotación diferencial se midió es AB Doradus . [10] [11]

El mecanismo detrás de la rotación diferencial es la convección turbulenta del gas dentro de la estrella; Los movimientos convectivos llevan energía a la superficie a través de los movimientos de la masa de plasma , que a su vez tiene una parte de la velocidad angular de la estrella. Cuando se produce turbulencia debido a la rotación, el momento angular sufre una redistribución en diferentes latitudes debido al llamado flujo sur . [12] [13]

Se cree que las zonas de transición entre regiones con marcadas diferencias en la velocidad de rotación son aquellas en las que se producen los "fenómenos dinamo " en el origen del campo magnético. Este último tiende a interactuar, de forma extremadamente compleja, con la distribución de la rotación de la estrella; de esta forma la energía magnética se convierte en energía cinética , lo que modifica la distribución de la velocidad. [11]

Ralentizaciones de la velocidad de rotación

Las teorías modernas de formación de estrellas afirman que las estrellas se forman a partir del colapso gravitacional de una nube molecular de baja temperatura compuesta de gas y polvo . A medida que continúa el colapso, la conservación del momento angular provoca un fuerte aumento en la rotación de la nube, forzando a la materia a formar un disco alrededor de la protoestrella recién formada, que se calienta debido a la energía potencial gravitacional debido al colapso.

Velocidad
de rotacion
medio [14]
Clase
espectral
v y
(km / s)
O5 190
B0 200
B5 210
A0 190
A5 160
F0 95
F5 25
G0 12

El colapso continuo puede conducir a un aumento en la velocidad de rotación de la protoestrella en crecimiento, hasta el punto de que puede romperse debido a la gran fuerza centrífuga en el ecuador; Para evitar este escenario, la protoestrella debe reducir esta velocidad de rotación en sus primeros 150.000 años de vida.

Una posible explicación de esta desaceleración la proporciona la interacción entre el campo magnético y el viento estelar ; la expansión de este último quita parte del momento angular y ralentiza la rotación de la protoestrella que colapsa. [15] [16]

Se ha encontrado que la mayoría de las estrellas de la secuencia principal con una clase espectral entre O5 y F5 giran a velocidades muy altas; [6] [17] también ha notado que la velocidad de rotación, en estas estrellas, aumenta a medida que aumenta la masa , con un pico entre las estrellas jóvenes y masivas Clase B. A medida que la duración de la vida de una estrella disminuye a medida que aumenta la masa , se cree que la velocidad de rotación de la estrella disminuye con la edad.

La disminución en la rotación de las estrellas de la secuencia principal se puede resumir en la relación matemática :

Dónde está es la velocidad angular en el ecuador e es la edad de la estrella. [18] Esta relación toma el nombre de la ley de Skumanich , del nombre del astrofísico Andrew P. Skumanich que la descubrió en 1972 . [19] La girocronología es la disciplina que determina la edad de una estrella en función de su velocidad de rotación. [20]

Las estrellas pierden lentamente parte de su masa a través de la emisión del viento estelar de la fotosfera , sobre la cual ejerce un momento mecánico que determina una transferencia constante del momento angular de la estrella hacia el exterior. Las estrellas que tienen una velocidad de rotación superior a 15 km / s muestran una mayor pérdida de masa y, en consecuencia, una ralentización más marcada en la velocidad de rotación. Por lo tanto, a medida que la velocidad de rotación de la estrella disminuye gradualmente, también hay una disminución en la pérdida de momento angular. En estas condiciones, la estrella tiende a acercarse, pero nunca alcanzarla, a la condición . [21]

Sistemas binarios estrechos

Un " sistema binario estrecho" es un tipo particular de sistema estelar binario en el que los dos componentes se orbitan entre sí a una distancia promedio del mismo orden de magnitud que su diámetro . A tales distancias, pueden ocurrir interacciones más complejas, como fuerzas de marea , transferencias de masa e incluso colisiones.

Las interacciones de las mareas pueden provocar un cambio en los parámetros orbitales y rotacionales: de hecho, mientras que el momento angular total del sistema permanece sin cambios, el momento angular de cada componente puede transferirse entre el período orbital y la velocidad de rotación. [22]

Cada miembro de un sistema binario estrecho ejerce una fuerte atracción gravitacional sobre el otro , pero las protuberancias que causa pueden no estar perfectamente alineadas con la dirección de la gravedad; por tanto, la fuerza gravitacional ejerce una componente de par , que implica una transferencia del momento angular. Esto hace que el sistema experimente una evolución continua, incluso si pasan por una fase de equilibrio estable. El efecto puede ser más complejo si el eje de rotación no es perpendicular al plano orbital . [22]

Para las binarias de contacto o semiseparadas, la transferencia de masa de una estrella a su compañera también puede implicar una transferencia significativa de momento angular. El componente de acreción puede alcanzar el punto en el que alcanza su velocidad de rotación crítica y comienza a perder masa a lo largo del ecuador. [23]

Estrellas degeneradas

Cuando una estrella termina de generar energía a través de la fusión nuclear , evoluciona a una etapa compacta y degenerada . Durante esta fase, el tamaño de la estrella sufre una reducción significativa; esta reducción a menudo corresponde a un aumento de la velocidad angular.

Enanas blancas

Una enana blanca es una estrella formada por los productos del proceso de fusión nuclear sintetizados durante las últimas etapas de la vida de la estrella, pero carece de la masa necesaria para fusionarlos en elementos más pesados. Es un cuerpo compacto que se mantiene estable por el equilibrio que existe entre el colapso gravitacional y un efecto cuántico conocido como presión degenerativa de los electrones . Normalmente, las enanas blancas tienen una velocidad de rotación bastante lenta, a menudo debido a la rotación igualmente lenta que tuvo la estrella progenitora cuando perdió sus capas externas, convirtiéndose en una nebulosa planetaria . [24]

Una enana blanca que gira lentamente no puede superar el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares sin colapsar en una estrella de neutrones o explotar como una supernova de tipo Ia ; si la estrella alcanzara esta masa crítica, por ejemplo a través de la acreción a expensas de una gigante roja en un sistema binario o la colisión con otra estrella, la fuerza gravitacional podría vencer la presión de los electrones. Sin embargo, si la enana blanca gira rápidamente, la fuerza centrípeta en el ecuador puede contrarrestar la gravedad y permitir que la estrella supere "fácilmente" el límite de Chandrasekhar. Una rotación tan rápida puede ocurrir, por ejemplo, en el caso de que el aumento de la masa de la enana blanca dé como resultado la transferencia de una cierta cantidad de momento angular como resultado secundario. [25]

Estrellas de neutrones

La estrella de neutrones (en el centro) emite un haz de radiación desde sus polos magnéticos, estructurado según un patrón cónico colocado alrededor del eje de rotación.

Una estrella de neutrones es un remanente estelar muy denso, formado esencialmente por neutrones - partículas ( nucleones ) del núcleo atómico sin carga eléctrica - cuya masa está entre 1,35 y 2,1 masas solares. Como resultado del colapso, una estrella de neutrones recién formada puede tener una velocidad de rotación muy alta que puede hacer que realice varios miles de rotaciones por segundo. [26]

Un tipo particular de estrellas de neutrones con campo magnético son los púlsares , de cuyos polos magnéticos sale un haz estrecho de radiación electromagnética . Si este haz de radiación se orienta en la dirección del Sistema Solar , la Tierra percibirá el púlsar como una serie de "pulsaciones" periódicas en la radiación. La energía irradiada por el campo magnético ralentiza gradualmente la rotación del púlsar, hasta el punto de que los púlsares más antiguos generan solo una pulsación por segundo. [27]

Agujeros negros

Un agujero negro es un objeto cuyo campo gravitacional es tan fuerte que ni siquiera se escapa la luz .

En el momento de su formación, debido al colapso de una gran masa giratoria, mantienen su momento angular, lo que tiene el efecto de constreñir el espacio alrededor del agujero negro en un volumen esferoidal achatado llamado ergosfera . La masa que cae dentro de este volumen adquiere energía y puede ser expulsada a lo largo del eje de rotación del agujero negro sin ser tragada por él; sin embargo, este proceso implica una pérdida de momento angular por parte del agujero negro. [28] La velocidad de rotación de un agujero negro tiene valores cercanos a la velocidad de la luz . [29]

Nota

  1. ^ Jean-François Donati, Rotación diferencial de estrellas distintas del Sol , ast.obs-mip.fr , Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse, 5 de noviembre de 2003. Consultado el 24 de junio de 2007 .
  2. a b G. Shajn , O. Struve , Sobre la rotación de las estrellas , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 89, 1929, págs. 222-239. Consultado el 25 de junio de 2007 .
  3. ^ Andrew Gould, Midiendo la velocidad de rotación de estrellas gigantes a partir de microlentes gravitacionales , en Astrophysical Journal , vol. 483, 1997, págs. 98-102. Consultado el 28 de junio de 2007 .
  4. W. Soon, P. Frick, S. Baliunas, Sobre la rotación de las estrellas , en The Astrophysical Journal , vol. 510, n. 2, 1999, págs. L135-L138. Consultado el 25 de junio de 2007 .
  5. ^ A. Collier Cameron, J.-F. Donati, Doin 'the twist: cambios seculares en la rotación diferencial de superficie en AB Doradus , en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 329, n. 1, 2002, págs. L23-L27. Consultado el 25 de junio de 2007 .
  6. ^ a b HA McAlister, TA ten Brummelaar, et al., Primeros resultados de la matriz CHARA. I. Un estudio interferométrico y espectroscópico del rotor rápido Alpha Leonis (Regulus). , en The Astrophysical Journal , vol. 628, 2005, págs. 439-452.
  7. ^ J. Hardorp, PA Strittmatter, Rotación y evolución de las estrellas , en Actas de IAU Colloq. 4, Gordon and Breach Science Publishers, Universidad Estatal de Ohio, Columbus, Ohio , 8-11 de septiembre de 1969, pág. 48. Consultado el 26 de junio de 2007.
  8. ^ LL Kitchatinov, G. Rüdiger, Rotación diferencial antisolar, en Astronomische Nachrichten , vol. 325, no. 6, 2004, págs. 496-500. Consultado el 27 de junio de 2007 .
  9. ^ G. Rüdiger, B. von Rekowski, RA Donahue, SL Baliunas, Rotación diferencial y flujo meridional para estrellas de tipo solar de rotación rápida [ enlace roto ] , en Astrophysical Journal , vol. 494, 1998, págs. 691-699. Consultado el 27 de junio de 2007 .
  10. ^ J.-F. Donati, A. Collier Cameron, Rotación diferencial y patrones de polaridad magnética en AB Doradus , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 291, n. 1, 1997, págs. 1-19. Consultado el 3 de julio de 2007 .
  11. a b Jean-François Donati, Rotación diferencial de estrellas distintas del Sol , en ast.obs-mip.fr , Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse, 5 de noviembre de 2003. Consultado el 24 de junio de 2007 .
  12. ^ Holly Korab, NCSA Access: 3D Star Simulation , en access.ncsa.uiuc.edu , Centro Nacional de Aplicaciones de Supercomputación, 25 de junio de 1997. Consultado el 27 de junio de 2007 .
  13. ^ M. Küker, G. Rüdiger, Rotación diferencial en la secuencia principal inferior , en Astronomische Nachrichten , vol. 326, no. 3, 2004, págs. 265-268. Consultado el 27 de junio de 2007 .
  14. ^ D. McNally, La distribución del momento angular entre las estrellas de la secuencia principal , en The Observatory , vol. 85, 1965, págs. 166-169. Consultado el 26 de junio de 2007 .
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  16. ^ Terry Devitt, ¿Qué pone freno a las estrellas que giran locamente? , en news.wisc.edu , Universidad de Wisconsin-Madison, 31 de enero de 2001. Consultado el 27 de junio de 2007 .
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  18. ^ Jean-Louis Tassoul, rotación estelar ( PDF ), Cambridge, MA, Cambridge University Press, 1972, ISBN 0-521-77218-4 .
  19. ^ Andrew P. Skumanich, Escalas de tiempo para la degradación de las emisiones de CA II, el frenado rotacional y el agotamiento del litio , en The Astrophysical Journal , vol. 171, 1972, pág. 565.
  20. ^ Gyrochronology , en astrobio.net , Astrobiology Magazine, 29 de abril de 2007. Obtenido el 26 de junio de 2007 (archivado desde el original el 29 de septiembre de 2007) .
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  22. a b P. Hut, Evolución de las mareas en sistemas binarios cercanos , en Astronomy and Astrophysics , vol. 99, n. 1, 1999, págs. 126-140. Consultado el 7 de junio de 2007 .
  23. ^ D. Weaver, M. Nicholson, One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo , hubblesite.org , NASA Hubble, 4 de diciembre de 1997. Consultado el 3 de julio de 2007 .
  24. LA Willson, R. Stalio,Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars (primera edición) , Springer, 1990, ISBN 0-7923-0881-6 .
  25. ^ S.-C Yoon, N. Langer, Evolución presupernova de enanas blancas en crecimiento con rotación , en Astronomía y Astrofísica , vol. 419, 2004, págs. 623-644. Consultado el 3 de julio de 2007 .
  26. ^ J. Lochner, M. Gibb, Neutron Stars and Pulsars , en imagine.gsfc.nasa.gov , NASA , diciembre de 2006. Consultado el 27 de junio de 2007 .
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  28. ^ Mitchell C. Begelman, Evidencia de agujeros negros , en Science , vol. 300, n. 5627, 2003, págs. 1898-1903. Consultado el 26 de junio de 2007 .
  29. ^ Lee Tune, Giro de agujeros negros supermasivos medidos por primera vez , en newsdesk.umd.edu , University of Maryland Newsdesk, 29 de mayo de 2007. Consultado el 25 de junio de 2007 (archivado desde el original el 21 de junio de 2007) .

Artículos relacionados

enlaces externos