Estrellas pulsantes de períodos muy cortos

Introducción

La región del diagrama de Hertzprung-Russell (H-R) formada por la intersección de la faja de inestabilidad pulsacional (IS) y la secuencia principal de edad cero (ZAMS), que corresponde a las estrellas no evolucionadas, está poblada por estrellas variables de tipos bien definidos. Las más conspicuas son las de los tipos d Scuti y SX Phoenicis. En menor medida se encuentran estrellas RoAm, estrellas blancas de alta velocidad de rotación y con anómalas abundancias de metales, y las RoAp, que presentan espectros peculiares.

Características generales

Tanto las d Sct como las SX Phe son estrellas pulsantes de períodos muy cortos. Sus tipos espectrales característicos van desde A2V a F1V, lo que equivale a decir temperaturas superficiales entre 8000 y 7100 K y sus magnitudes absolutas van entre 0 y +3 (Breger, 1979).

Figura 1

En la figura 1 podemos ver el diagrama H-R construido a partir de información fotométrica corregida de extinción interestelar (García et al. 1995) donde Mv representa la magnitud absoluta visual y (b-y)o representa el color azul menos amarillo en el sistema de Strömgren, que es un indicador de temperatura superficial, para este tipo de estrellas Se han señalado las estrellas marginales con sus nombres y se han recuadrado las estrellas de tipo SX Phe, de acuerdo a Kholopov (1982). También se han señalado la secuencia principal de edad cero (ZAMS), para estrellas no evolucionadas y los límites de la franja de inestabilidad (IS), que son normalmente aceptados en la literatura (Breger, 1979; Cox et al, 1983).

La conclusión que podemos extraer de este diagrama es que las estrellas SX Phe no se diferencian claramente de las d Sct.

Para intentar dilucidar si esto es cierto trazamos el diagrama tridimensional P-L-C, período, luminosidad, color, o sea que agregamos los períodos de variación al diagrama H-R anterior.

Figura 2

Las estrellas SX Phe parecen agruparse en las luminosidades bajas y los períodos más cortos. Esto podría indicar la pertenencia a una población diferente. Mientras las d Sct pertenecerían a la Población I, las SX Phe serían de Población II (Cox et al, 1983).

Pasemos ahora a cómo se distribuyen los períodos y las amplitudes (de García et al, 1990).

Figura 3

Es evidente, a partir de la figura 3, que la distribución de los períodos presenta dos picos, uno muy marcado en alrededor de 1 hora y media y otro, menos sobresaliente, en 3 horas y media. Mientras que las amplitudes presentan una distribución más acampanada, con un máximo en las 2 centésimas de magnitud.

Figura 4

Es evidente que los períodos tampoco diferencian a las estrellas d Sct de las SX Phe, por lo tanto, podríamos decir que la única diferencia más claramente manifiesta residiría en la relación período-luminosidad-color.

Modos de pulsación

Como sabemos la variación de estas estrellas se debe a que pulsan, modificando su diámetro periódicamente. Y esto se percibe porque al tomar un espectro de ellas, sus líneas se desplazan a un lado y otro de la posición de laboratorio, con un período igual al de variación de luz.

Figura 5

En la figura 5 podemos observar cómo la modificación del diámetro de la estrella AE Ursae Majoris se explica en términos de la curva de luz (González et al, 1999): el aumento del diámetro implica un consecuente aumento de la superficie radiativa y la disminución de la temperatura superficial, por alejarse, su superficie, del núcleo de la estrella. Pero, como puede verse en la curva de luz, las estrellas d Sct, como estrellas pulsantes presentan una gama fenomenológica algo diferente de otras estrellas pulsantes. Ellas pulsan en diferentes modos. El modo fundamental es el de la onda principal, cuyo período es el que está representado en el histograma de la figura 3. Veamos, en la figura 6 cómo se comporta un pulsador de este tipo.

Figura 6

Podemos ver la onda principal que oscila con una amplitud de 0,04 magnitudes, mientras que aparece una onda secundaria que modula a la primera en amplitud, y produce una variación de máximo a máximo del orden de una centésima de magnitud. Esta es una curva teórica, pero es muy parecida a la de AE UMa que observamos en la figura 5. A estos modos de pulsación se los denomina radiales, porque corresponden a un modelo de pulsación lineal y homogéneo en toda la esfera estelar. Existen también modos no lineales que muestran alguna prevalencia en ciertas direcciones (distribución no homogénea), que muestran coincidencia con el período orbital, que se determina a partir de la curva de velocidad radial de las líneas espectrales. No son sencillos de identificar, pero se los ha detectado en estrellas muy luminosas de clases espectrales tempranas.

Otro fenómeno interesante que es posible detectar en estas estrellas es una variación del período, de la amplitud o de ambos, en largos intervalos. A este efecto se lo llama Blazhko, y puede observárselo en la siguiente gráfica tridimensional de la figura 7 (de Drumont & Gunter, 1994). En el eje x se ha representado el tiempo dentro de una fase, en el eje y se representa la amplitud en magnitudes, y en el eje z se representa la fase.

Estas variaciones hacen de estas estrellas objetos de altísimo interés por parte de la comunidad científica.

Figura 7

Las posibles causas de la variación y la asterosismología

El interior de las estrellas es materia de estudio teórico. Prácticamente no existe forma alguna de acceder allí con ningún medio observacional directo. Se especula con la posibilidad de observar los neutrinos, única radiación capaz de salir incólume del interior de una estrella. Pero el estudio de las estrellas pulsantes permite, por medios indirectos, obtener información de, al menos, ciertas partes del interior de las estrellas.

Según modelos de evolución, una estrella de aproximadamente 1,7 masas solares, en la secuencia principal, quema su núcleo de hidrógeno y es bastante estable. Al cabo de entre quinientos y mil quinientos años, la estrella accede al borde rojo de la franja de inestabilidad. La desestabilización entre atracción gravitacional y la presión de radiación empieza a ocurrir y esta puede ser la causa de la pulsación. Cuando se agota el núcleo de hidrógeno, la estrella evoluciona de la secuencia principal y empieza a quemar hidrógeno en capas. De este modo, la estructura del interior de la estrella se conforma como se puede ver en la figura 8.

Figura 8

La altura o la profundidad a partir de la cual aparece la zona de ionización de Helio parece ser la razón fundamental del comportamiento de estas estrellas. Esta zona actúa como un oscilador que cambia sus dimensiones por la presión ejercida por la radiación, transportada, en ella, en forma no adiabática. La aparición de zonas opacas, que no permiten el transporte de energía por convección, sería el principal causante de los modos no radiales de pulsación, ya que la presión no sería uniforme en todas las direcciones.

Es evidente que la superficie fotosférica recibirá esos movimientos, aumentado su diámetro y escapando del núcleo de la estrella. Así, la temperatura superficial disminuye, pero aumenta la superficie de irradiación, dando por resultado el aumento de brillo, pero también mostrado las alteraciones provocadas por los reflejos de las ondas de expansión que rebotan contra las capas de ionización. Esto es muy similar a lo que ocurre en un sismo sobre la superficie terrestre. Los rebotes de las ondas sísmicas dan como resultado ondas de diferente frecuencia. Analizando la frecuencia derivada de la frecuencia principal nos permite saber a qué profundidad rebota la onda. De este modo, los sismólogos estelares (asterosismólogos) pueden estudiar el interior de las estrellas, escudriñando en las profundidades por medio del análisis de las ondas, sus armónicos y sus modos de pulsación.

Cómo podemos observar estas estrellas

En primer lugar, para observar estrellas de períodos tan cortos es necesario tener una muy buena base de tiempo. Esta puede ser suministrada por el Servicio nacional de la Hora de su país, a través del teléfono o de una frecuencia de radio, ya sea de onda corta o larga. También es posible utilizar algún reloj atómico comercial (hoy los hay y muy accesibles, en precio), o también los navegadores tipo GPS, proveen una base de tiempo atómica. En el caso de valerse del teléfono y de algún reloj de cuarzo, será necesario controlar su marcha verificando la hora antes y después de la ronda de observación.

En cuanto al instrumental, siempre que se observen las estrellas de mayor amplitud (0,8) la estimación visual es razonable. Pero hay que tener en cuenta que estas estrellas presentan variaciones en amplitud de ciclo a ciclo, y son del orden del 20% de la amplitud total. La importancia del estudio de estas estrellas radica en hacerlo con muchísima precisión, para lograr detectar armónicos de orden superior al primero o para detectar modulaciones debidas al efecto Blazhko.

Si es posible hacerse de una cámara CCD o de un fotómetro fotoeléctrico la contribución al estudio de estas estrellas que puede hacer un aficionado es imposible de valorizar.

Referencias

Breger, M.: 1979, Publ. A. S. P. 91, 5
Cox, A.N.; Vauclair, S.; Zahn, J.P.: 1983, Astrophysical Process in Upper Main Sequence Stars (SAAS, FEE, Geneva) p. 1
Drumont, M.; Gunter, J.: 1994, en The Observers Guide to Astronomy Vol. 2 (Cambridge University Press) p. 791
Dziembowski, W.: 1980, Nonradial and Nonlinear Stellar Pulsation eds. H.A. Hill and W.A. Dziembowski (Springer Verlag, New York) p. 22
Dziembowski, W.: 1982, Acta Astron. 32, 147
García, J.R.; Cebral, R.; DiGiorgio, F.; Magaldi, D; Romano P.; Scoccimarro, E.R., Wahnon, P.; Zimmermann, M.: 1990, Rev. Mexicana Astron. Astrof., 21, 395
García, J.R.; Cebral, R.; Scoccimarro, E.R.; Wahnon, P.; Arena, R; Basterra, V.; Pellizza, L.; Risi, A.; Rodríguez, M.L; Zimmermann, M.: 1995, Astron. Astrof., Suppl. Ser. 109, 201
Gonzáles, A.; Martín F.; Merenda, L.; Rey, M.: 1999, Estudio de Estrellas d Scuti (IAC, Tenerife)

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Dr. Jaime R. García
icoper@satlink.com
Instituto Copérnico, Argentina