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Astronomía desde el Hemisferio Sur para todos
miércoles 28 de febrero de 2024 

Tiempo de lectura: 6:17 min   

Katalin Oláh en Buenos Aires

por Sebastián Otero, Centro de Estudios Astronómicos (Argentina)

En el marco de un intercambio científico entre Argentina y Hungría, la Dra. Katalin Oláh, astrofísica del Observatorio Konkoly y editora del IBVS (Information Bulletin on Variable Stars), el órgano informativo más importante sobre estrellas variables perteneciente a las comisiones 27 y 42 de la Unión Astronómica Internacional, se encuentra en la ciudad de Buenos Aires trabajando en el IAFE (Instituto de Astronomía y Física del Espacio) del CONICET.

La Dra. Oláh es experta en atmósferas estelares y estrellas activas y está realizando un viaje de trabajo de tres semanas. Se encuentra desarrollando sus tareas junto a la Dra. en física Cristina Mandrini, quien se especializa en física solar y también realiza viajes a Hungría en el marco de este intercambio.

El martes 7 de diciembre la Dra. Oláh expuso sus investigaciones en una charla de una hora intitulada Estructura de la superficie estelar: Observaciones y modelos.

La charla versó sobre los estudios realizados en las tres últimas décadas en estrellas magnéticamente activas, tanto de tipo solar como en gigantes. La Dra. Oláh comenzó a investigar justamente cuando se iniciaban los estudios intensivos sobre este tipo de estrellas. Sus observaciones de HK Lacertae abarcan casi 30 años y tienen un valor especial para ella porque se trató de la primera estrella que estudió. Presenta manchas en sus latitudes polares y fue un ejemplo muy ilustrativo para informar sobre la importancia de la determinación de la luz sin manchas (brillo máximo) de las estrellas estudiadas para que los modelos propuestos funcionen.

Para esa determinación se utilizan las observaciones fotométricas y más precisamente la amplitud de las variaciones de luz. Cuanto menor la amplitud, menor la cantidad de manchas y mayor el brillo de la estrella. Cuando la amplitud es igual a cero, entonces tenemos la magnitud del máximo, tan necesaria. En el caso de HK Lac, por ejemplo, gracias a esta relación, se sabe que la estrella ha sido observada siempre con manchas, incluso en su máximo medido. El verdadero máximo resultó ser casi 0,3 magnitudes más brillante.

Entre otras cosas, en la charla aprendimos que la línea entre la zona convectiva y la zona radiativa en estrellas tipo Sol mayores a 0,3 masas solares estaría a una distancia de unos 0,7 radios solares del núcleo.

También nos enteramos que la vida media de las manchas puede ser desde meses a varios años y que, en uno de los casos estudiados, UZ Librae, hay dos zonas activas separadas por 180º que se mantuvieron presentes durante los 7 años de observaciones. Una de las zonas apunta a la estrella compañera (se trata siempre del mismo lado ya que, como casi todos los ejemplos, la rotación y el período orbital son sincrónicos) y la otra en dirección opuesta.

La mayoría de las estrellas estudiadas son sistemas binarios. En los casos de las gigantes, las compañeras no se han visto pero son imprescindibles en los modelos.

En el caso de BY Draconis, se trata de dos enanas de tipos espectrales K5 y K7 y ambas estrellas son activas, siendo la componente secundaria la que más actividad presenta. Cuando la estrella más brillante está en su mínimo de actividad, se detectan más flares (detellos) procedentes de la más débil.

V833 Tauri, otra de las estrellas estudiadas tiene como compañera a una enana marrón, de las menos masivas conocidas, e, incluso, se ha especulado que puede tratarse de un planeta gigante. Este sistema presenta un período orbital de 1,787992 días y el período de rotación es de 1,794 días. La estrella activa está vista de polo. Los modelos indican que en otras latitudes la rotación es más rápida, lo cual la constituye en un ejemplo de rotación diferencial como en el Sol.

Todas las estrellas estudiadas presentan ciclos (como el ciclo solar de 11 años) de diferente duración, superpuestos, y existe una relación aproximada por la cual cuanto mayor es el período de rotación de la estrella, mayor es la duración de los ciclos.

Todas las estrellas usadas de ejemplo presentan mayor actividad que el Sol y esto está relacionado con el hecho que rotan mucho más rápido, generando campos magnéticos mucho más intensos.

ER Vulpeculae, por ejemplo, gira unas 40 veces más rápido y se trata de un sistema binario cuyas dos componentes presentan masas casi idénticas a las del Sol (1,10 y 1,05 masas solares).

La Dra Oláh explicó con ejemplos en imágenes cómo mediante el uso de fotometría y de espectroscopía pueden reconstruirse las superficies estelares de manera confiable. Ejemplos de modelos obtenidos mediante datos fotométricos, al ser contrastados con modelos obtenidos de datos espectroscópicos, han probado ser consistentes entre sí. Estos procesos de reconstrucción, en especial la técnica llamada Doppler imaging es fundamental ya que a las estrellas las vemos sólo como fuentes puntuales y sus rasgos superficiales no pueden ser observados de otra manera. Se presentó el ejemplo de Betelgeuse, una supergigante con un radio 600 veces mayor que el del Sol como una de las pocas excepciones a esta regla.

ER Vulpeculae es una buena prueba para los modelos y las técnicas de mapeo de la superficie estelar ya que se trata de una binria eclipsante, o sea que la curva de luz refleja tanto las variaciones debidas a las ocultaciones mutuas de las dos estrellas como las ocasionadas por las manchas de la componente activa. La curva original presenta un fuerte y cambiante efecto O'Connell (ver la variable del mes de noviembre de Sur Astronómico) y la distinción entre el mínimo primario y el secundario es ambigua. Al aplicar el modelo de manchas para la estrella, se resta la influencia de éstas y la resultante es una curva limpia de una binaria eclipsante con el mínimo primario ahora claramente definido, lo cual prueba que el modelo funciona bien.

Por último, la Dra Oláh llamó la atención sobre la disparidad de opiniones acerca de la duración del Ciclo de Gleissberg en el Sol, un ciclo de manchas al que, dependiendo del científico encuestado, se le adjudican valores de entre 50 y 200 años. "Es imprescindible poder registrar al menos dos repeticiones de una variación para poder llamarla ciclo", explicó Oláh.

En conclusión, el estudio de las estrellas activas, es siempre un proyecto a largo plazo.

Al finalizar su charla, Federico Claus, estudiante de física y astrónomo aficionado de José C. Paz, y quien escribe, pudimos dialogar con la Dra Oláh quien muy amablemente nos mostró sus programas de modelos de manchas en acción. Los programas han sido cargados en las computadoras del IAFE para su uso por parte de quien lo necesite.

En esta charla informal, hablamos sobre su tarea en el IBVS y las nuevas políticas para la publicación de papers. A partir de ahora, sólo envíos que contengan análisis profundos sobre estrellas de especial interés (fotometría en varias longitudes de onda, espectroscopía, modelos) serán publicados como papers separados (luego impresos en papel para los suscriptores de todo el mundo) mientras que descubrimientos de nuevas variables comunes o nuevos datos de variables conocidas serán todos publicados sólo en forma electrónica en las secciones creadas para ello (Ej: IBVS 5599 y 5600). Los interesados pueden acceder al sitio del IBVS en la siguiente dirección: http://www.konkoly.hu/IBVS/IBVS.html

Por último, y como no podía ser de otra manera, la Dra. Oláh compartió con nosotros las fotos que sacó en sus viajes a las Cataratas del Iguazú y a Península Valdés, en los cuales conoció algunos de "los lugares más bellos del planeta".

 

 

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