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martes 21 de noviembre de 2017 
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Sismología estelar

 
Por:Jaime Rubén García
Instituto Copérnico, Argentina
(icoper@satlink.com)


Introducción

Probablemente, la definición más convincente, que haya sido dada, acerca de lo que se considera actualmente la Asterosismología sea la de Dappen, Dziembowski y Sienkiewicz (1988) como un método para testear la estructura estelar y la teoría de la evolución, utilizando todos los datos disponibles de la pulsación (incluyendo también tasas de crecimiento, fases, el hecho de que los modos existen y, algunas veces, son transitorios), y no solamente las frecuencias observadas.

Si las oscilaciones del tipo de las que se observan en el sol pueden observarse para una gran variedad de estrellas, la asterosismología probablemente abra el espacio de parámetros accesible bien por debajo de las clásicas franjas de inestabilidad. Es cada vez más aceptada la opinión de que la pulsación (fundamentalmente, en la forma no radial) es la regla, más que la excepción. Desafortunadamente, las valores observables tienden a ser extremadamente pequeños y se hace necesario utilizar nuevo instrumental, tanto para observaciones en tierra como para las que se realizan desde el espacio. Sin embargo, los pronósticos son magníficos ya que parece posible probar los modelos de interiores y evolución estelares, más allá del espacio de parámetros del diagrama HR. Las estrellas cuyos efectos relativísticos no son importantes y que, por lo tanto, podrían ser clasificadas como normales, servirán probablemente como los objetivos más comunes para la asterosismología.

Las estrellas normales son objetos astronómicos muy interesantes en sí mismos y, por cierto, nada aburridos. Desempeñan un rol crucial en la evolución química del Universo. Las estrellas de la Secuencia Principal y las cercanas a ésta son, por mucho, los ingredientes más frecuente y fácilmente observables del Universo. Toda nuestra comprensión del Cosmos está basada en calibraciones (edad, distancia, masa, etc.) obtenidas de nuestros vecinos más cercanos. No podremos apreciar nuestro Cosmos hasta que no hayamos entendido completamente sus estrellas constitutivas. Entender la evolución estelar es fundamental para una visión coherente del Universo, porque la vida de las galaxias depende ampliamente de la vida de sus componentes luminosos básicos: las estrellas.

Durante muchos años, los astrónomos han luchado con el problema planteado por estos simples objetos, pero se encuentran todavía lejos de la meta anticipada por Eddington que, en 1926, terminó su libro The Internal Constitution of the Stars con la frase: ... pero es razonable esperar que, en un futuro no muy distante, seremos competentes para entender una cosa tan simple como una estrella.

Estas estrellas normales son las más adecuadas para realizar pruebas significativas de varios aspectos de la física estelar fundamental. La confrontación de modelos estelares realistas con observaciones de alta calidad, nos dirá mucho acerca de la física subyacente.

Además, las estrellas constituyen laboratorios esenciales para estudiar importantes aspectos de la física básica (convección, magnetohidrodinámica, reacciones nucleares, ecuación de estado, procesos de transporte, etc. ...) bajo condiciones que no pueden reproducirse en los laboratorios terrestres. Estos laboratorios estelares son indispensables para probar teorías de la física, tanto para temperaturas y densidades extremadamente altas como bajas. Estos son apenas algunos ejemplos del significado de la física estelar, para lo que podría llamarse física de laboratorio.

No es sorprendente que muchas conferencias internacionales hayan sido dedicadas, en años recientes, a la sismología solar y estelar. Un breve panorama de los últimos 40 años de la astrofísica estelar ilustra el gran aumento en el conocimiento acerca de cómo trabajan las estrellas, pero también acerca de los serios descuidos en nuestros conceptos de la física y precisión de los datos.

En la década de 1960, se realizó un paso muy importante en los modelos de estrellas, explicando cualitativamente la estructura del diagrama HR, en el nivel de precisión de los datos observacionales. Al final de los setenta y en los ochenta, el desarrollo de la astronomía de neutrinos solares, así como la heliosismología, mostraron que todavía no hay un modelo satisfactorio que pueda predecir los valores observados, en el muy alto nivel de precisión adquirido en ese lapso. El progreso inmenso en este campo, acelerado por exitosos experimentos espaciales, sufre de una falta de generalidad. Son necesarios nuevos avances para restringir las teorías, estudiando estrellas con diferentes parámetros físicos (temperatura efectiva, luminosidad, composición química, tasa de rotación, campos magnéticos, etc.).

En los noventa, se han desarrollado técnicas observacionales aún más precisas que son adecuadas para desafiar teorías en un espacio de parámetros más complejo que el diagrama HR de dos dimensiones. Las nuevas herramientas más prominentes son:

* distancias precisas, medidas por el satélite Hipparcos;

* períodos de pulsación, observados con redes de telescopios terrestres y con experimentos espaciales;

* velocidades de rotación y campos magnéticos, derivados de técnicas de proceso de imágenes de superficies;

* nuevos detectores poderosos que ayudan a aumentar significativamente la relación señal-ruido;

* llamativos avances en la tecnología.

Objetivos científicos

La fuente clave de la asterosismología es la teoría de la estructura y evolución estelar. En el lugar actual de la teoría, un modelo estelar se caracteriza, típicamente, por cinco parámetros (masa, edad, composiciones iniciales en helio y metales, y longitud de mezcla- un parámetro que describe el transporte de energía por convección) para el cual, usualmente, sólo tenemos dos parámetros observables (luminosidad y gravedad superficial). En consecuencia, los modelos estelares no pueden ser probados adecuadamente. Por otra parte, tenemos algunas razones para no confiar en nuestra descripción de los interiores estelares. Tomemos dos ejemplos.

* Cuando se observan conjuntos de estrellas (como cúmulos o sistemas binarios), para los cuales hay disponibles restricciones independientes sobre algunos parámetros astrofísicos (misma edad y misma composición inicial para cada estrella, en el conjunto), es usualmente imposible reproducir las propiedades observadas de las estrellas, con el mismo valor de la longitud de mezcla. Esto podría indicar que la representación del transporte, por convección, mediante la teoría de la longitud de mezcla, no es adecuada.

* El flujo de neutrinos solares observado es más bajo que lo esperado, indicando que el modelo del interior solar es incompleto.

Estos dos ejemplos demuestran que es absolutamente necesario una mejora de los modelos estelares. Sin embargo, tal progreso es posible sólo si se proveen pruebas adecuadas para los modelos corrientes. La asterosismología es una nueva herramienta para este propósito.

Pulsación

Las estrellas pulsantes clásicas se conocen desde 1784, cuando d Cephei fue descubierta como estrella variable. Llevó casi 200 años entender las razones de este tipo de variabilidad estelar. En las próximas imágenes podemos ver el comportamiento de una cefeida clásica l Carinae, que muestra un período de 35 días. La primera figura nos muestra las observaciones donde puede notarse la regularidad de las oscilaciones. La segunda figura nos muestra el espectro de potencia o periodograma que representa más de 800 observaciones donde se ve claramente que el período que mejor representa a las observaciones es el de 35 días, pues el pico es el de mayor potencia, y se lo denomina frecuencia fundamental.


Figura 1


Figura 2

Pero también es posible percibir variaciones en amplitud de ciclo a ciclo y eso se debe a fenómenos de resonancia de las pulsaciones en el interior de la estrella. La siguiente figura es una onda simulada, con una envolvente que modula la amplitud. A la frecuencia de esa envolvente se la denomina primer armónica, y se trata de un modo resonante de pulsación


Figura 3

Los modos resonantes de pulsación contienen una riqueza de información acerca del estado del interior de las estrellas. Un modo de grado l dado está confinado en una cavidad dada, en el interior de la estrella. Los modos de grado elevado, como los que se representan en las figuras 4 y 5, están restringidos a las capas subyacentes a la superficie, mientras que los modos de grado bajo, como el representado en la figura 6, se propagan a lo largo de todo el camino hacia el centro de la estrella. Para las estrellas distantes, sólo se pueden detectar modos de baja graduación, debido a la falta de resolución espacial. Afortunadamente, estos modos son precisamente aquellos que recorren la estructura desde la superficie al centro. Estos diagramas se deben a S. Frandsen (Astronomisk Institute, Aarhus, Alemania) y son modelos de la pulsación solar.


Las raíces de la sismología estelar son, por supuesto, las mismas que las de la teoría de las estrellas pulsantes clásicas. Esto puede ilustrarse mejor en el caso asintótico, cuando el grado l de un modo de pulsación es mucho más pequeño que el orden (sobretono) de esta pulsación n. Tassoult (1980) ha derivado una solución asintótica para los modos p:

con y

El índice politrópico del modelo es , mientras que y son constantes dependientes de la estructura interna de la estrella, y c es la velocidad de desplazamiento del sonido.

Para una estrella en rotación, la frecuencia no perturbada , tal como se observa desde la tierra, se divide, más adelante, en una frecuencia simétrica múltiple, de acuerdo a:

con - l < m < l, siendo m un entero, la frecuencia de rotación estelar, y C una constante que depende estrechamente de la estructura estelar.

Además, la estructura del campo magnético global de una estrella ejerce también su influencia sobre las frecuencias resonantes y las amplitudes de pulsación. En consecuencia, las tasas de amplitud de los multipletes de frecuencia permiten derivar información sobre esta estructura del campo magnético.

Como es evidente, es necesario una completa identificación de los modos (n, l y m) para poder comparar cualquier frecuencia de pulsación observada, con las predicciones. Para la mayoría de las estrellas pulsantes clásicas, se ha observado solamente una frecuencia de pulsación; algunas veces, dos; muy raramente, tres frecuencias. A menudo, las frecuencias observadas sólo se corresponden pobremente con las que predicen los modelos. La solución para esta discrepancia es, a menudo, impedida por el desconocimiento de una completa identificación de los modos.

Asterosismología - una nueva herramienta

En asterosismología, el análisis de la estructura de la estrella no estará basado en la observación de una o dos frecuencias, sino en el espectro de frecuencias que permite la determinación de estructuras periódicas características, en el seno de dicho espectro. En ese caso, no es necesaria ninguna identificación de un modo individual. La clase de resultados esperados, para estrellas distantes, es comparable con el espectro de potencia del disco solar completo, obtenido por el experimento Iphir, a bordo de la sonda Phobos, viajando hacia Marte (figura 7).


Figura 7

En ese espectro de potencia del sol -visto como una estrella-, es posible distinguir hasta

30 modos de baja graduación. En un tal espectro de potencia, se pueden medir, con alta precisión, dos valores: las grandes y pequeñas separaciones. La separación grande es la diferencia entre las frecuencias entre dos modos del mismo grado l, pero de números cuánticos n que difieren en uno. La separación pequeña es la diferencia en frecuencias entre el modo n,l y el modo n-1, l+2. Resulta que depende del

promedio de la velocidad del sonido, en el interior de la estrella; por lo tanto, transporta

información en la estructura promedio, mientras que es sensible a los detalles de la estructura estelar cercana al núcleo.

Una vez que las separaciones grande y pequeña han sido medidas con gran precisión para

una estrella dada, se puede, por ejemplo, localizarlas en el llamado diagrama HR asterosismológico, donde se grafica la estructura constante , proporcional a la

separación pequeña, versus la separación grande .

Este diagrama fue introducido, en la asterosismología, por J. Christensen-Dalsgaard (de Aarhus). En dicho diagrama (figura 8), se pueden ver las líneas de masa constante y líneas de contenido constante de hidrógeno central. El contenido de hidrógeno central es un excelente indicador de la edad. Al colocar las mediciones de las separaciones grande y pequeña, en el diagrama HR asterosismológico, se puede estimar, con buena precisión, la masa y la edad de la estrella.



Figura 8

Un diagnóstico más avanzado está representado por el diagrama echelle (de escala), cuyas frecuencias son graficadas como módulo (figura 9). La curvatura de las líneas que aparecen en un diagrama echelle (una línea para cada valor de l) es muy

sensible a los detalles de la estructura, justo abajo de la superficie estelar. De esta

manera, los modos de baja graduación también pueden ser utilizados para explorar estas

regiones.



Figura 9

Finalmente, y tal como ya ha sido mencionado, se introduce una dependencia adicional de las frecuencias, en el orden azimutal m, cuando una estrella rota. Esto se conoce como la separación rotacional. Esta hendidura depende de la integral de la rotación interna sobre la región cruzada por el modo que se está considerando (o sea, para la mayoría de las estrellas, los modos de grado bajo), y, por lo tanto, puede proveer una estimación de la rotación interna.

Técnicas sismológicas han sido extensamente aplicadas al sol, y la heliosismología ha aportado una enorme cantidad de información acerca del interior solar. Entre otros resultados, se mostró que las frecuencias solares de modo p no son compatibles con la mezcla del núcleo que se supone actualmente, con la existencia de partículas masivas que interactúan débilmente (WIMPS); que no hay ningún núcleo giratorio rápido, en el Sol; y que la rotación interna del Sol no es constante en los cilindros, como lo sugieren algunas teorías.

Por el contrario, para otras estrellas del tipo solar, sólo se han obtenido unos magros resultados. De hecho, sólo marginalmente Gelly, Grec y Fossat (1986) han detectado pulsación, para dos rotadores lentos muy brillantes): CMi (Procyon) y Cen (Rigil Kentaurus). En los respectivos espectros de potencia para las variaciones de velocidad radial, no emerge evidencia clara para y , y, por lo tanto, no se puede extraer ninguna información confiable acerca de la estructura interna de estas dos estrellas.

Esta falta de resultados asterosismológicos claros es causada por la señal extremadamente baja que debe ser detectada en el caso de, por ejemplo, estrellas de tipo solar. Para la asterosismología, pueden utilizarse dos cantidades observables:

* Fluctuaciones de brillo inducidas por las pulsaciones. Estas fluctuaciones suman hasta sólo 10-6 magnitudes para las estrellas del tipo solar. Tal como se verá más adelante, las mediciones fotométricas terrestres, con esta precisión, no son aún posibles.

* Fluctuaciones de velocidad inducidas por las pulsaciones: estas son del orden de 10 cm s-1, para estrellas del tipo solar, y esta clase de mediciones representa un desafío tecnológico importante, no totalmente fuera de alcance. Sin embargo, estas mediciones están limitadas a sólo muy pocos objetos brillantes, debido a la elevada resolución espectral y el alto valor requerido para la relación señal-ruido. También están limitados a rotadores muy lentos, porque se necesitan líneas espectrales muy finas, para alcanzar la precisión deseada. Desafortunadamente, los lentos rotadores no son los objetos más interesantes para estudiar (no es medible la separación rotacional, no hay dínamos eficientes), y, en consecuencia, para un estudio sistemático, debería preferirse la primera clase de métodos.

A pesar que estamos concentrados en estrellas normales, debemos mencionar que objetos más exóticos, tal como las enanas blancas y los núcleos de nebulosas planetarias, han beneficiado, en gran escala, a la asterosismología.

Concluyendo, podemos decir que la asterosismología es una herramienta poderosa para explorar la estructura interna y la dinámica de las estrellas; y, por lo tanto, para contribuir a la solución de los problemas corrientes básicos de la física estelar, aportando dos parámetros observables independientes ( y ). Sin embargo, como las teorías corrientes de la evolución estelar caracterizan a una estrella con cinco parámetros independientes (masa, fracción de masa inicial de Helio (Y) y metales (Z), edad y longitud de mezcla), se deben agregar datos adicionales, para una prueba completa del interior estelar y los modelos de evolución. Hasta aquí, se puede medir sólo la temperatura y luminosidad efectiva, en la mayoría de los casos, considerando dos parámetros independientes más, fuera del total de cinco que se necesitan.

El impacto científico de la Asterosismología

En las próximas secciones, trataremos de resaltar los aspectos más prominentes de la física estelar, que se beneficiarán -y ya lo han hecho- con los proyectos de la asterosismología.

* Interior estelar: Para las estrellas individuales, como las mencionadas anteriormente, tenemos usualmente dos parámetros observables: la luminosidad absoluta, que puede ahora ser conocida con una elevada precisión, gracias al satélite Hipparcos, y la gravedad superficial, conocida con una precisión mucho menor. Los modos de frecuencias, provistos por los datos asterosismológicos, producirán parámetros observables adicionales para probar modelos estelares. En particular, las separaciones grandes y pequeñas serán medidas con gran precisión. Estos dos parámetros observables son sensibles directamente a los detalles de la estructura interna, mientras que los parámetros observables usuales son propiedad de la superficie de las estrellas, y son sólo sensibles indirectamente a la estructura interna.

* Evolución estelar: Con la eficacia de las mediciones de frecuencia muy precisa, será posible detectar efectos de evolución estelar, aún en el tiempo de vida activo de un científico. Esto ha sido investigado, entre otros, por D. Winget (enanas blancas); St. Kawaler (estrellas roAp); y por M. Breger (estrellas Scuti).

* Excitación y convección: Se piensa que la convección es responsable de la excitación de modos en las estrellas de tipo solar. En consecuencia, la medición de amplitudes de modos y sus tiempos de vida, para estrellas de diferentes tipos y edades tendrá un impacto muy importante en las teorías de la excitación de modos, y, por lo tanto, en nuestra comprensión de la convección estelar.

* Distribución del momento angular y transporte: El problema del momento angular es uno de los más importantes, en la física estelar. La cuestión es entender cómo las estrellas se deshacen de su momento angular inicial; cómo se distribuye el momento angular y cómo se transporta en los interiores estelares, durante la vida de una estrella.

* Teorías dínamo: Las frecuencias de modos y las separaciones proveen una estimación de la edades y las masas estelares. Las frecuencias y separaciones, con la adición de las amplitudes de modos y tiempos de vida, resultarán en restricciones a la estructura de las zonas convectivas. Por lo demás, como fue indicado previamente, las estimaciones simultáneas de la rotación interna (separaciones rotacionales) y de la rotación superficial (modulación rotacional) aportarán una estimación del gradiente de la velocidad angular, y una pista del corte rotacional, en la base de la zona de convección.

En qué puede contribuir el aficionado

No es fácil señalar en qué puede contribuir un aficionado sin telescopio, pero si es muy sencillo remarcar que aquel astrónomo aficionado que posea un telescopio reflector de 20 cm y una cámara CCD, puede hacer una contribución impresionante al estudio de la sismología estelar. Aún si observa sin filtros, puede realizar una excelente fotometría diferencial de estas estrellas que, en general, son muy brillantes (la mayoría de las conocidas tiene magnitudes más brillantes que 12). Lo que importa es conseguir una muy buena resolución temporal, o sea, hacer las observaciones con mucha frecuencia y con mucha precisión, para tratar de detectar las variaciones en amplitud, para identificar de pulsación armónicos. A aquellos interesados sugiero comunicarse conmigo a icoper@satlink.com o icoper@hotmail.com, que, con gusto los orientaré acerca de qué objetos observar y cómo realizar las observaciones.

Referencias

Däppen; Dziembowski; Sienkiewicz: IAU Symposium No. 123, p.233, 1988.
Gelly; Grec; Fossat: Astron. Astrophys. 164, 383, 1986

Sitios en Internet relacionados con Asterosismología

Delta Scuti Star Newsletter

The Whole Earth Telescope (muchos links)
http://ceti.as.utexas.edu/wetpage.html

Kevin Krisciunas Gamma Dor page
http://www.astro.washington.edu/kevin/gdor.html

 

 

 
 
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