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ZAPPING 0180, 02-jul-2003

Estrella deforme

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Aspecto esférico de nuestro Sol

Conocemos muy bien la forma física de nuestra Luna y —si bien ofrece más dificultades para su observación— también es posible ver a simple vista a nuestro Sol, usando el filtro adecuado. Si bien no podemos observar la forma de los planetas sin un instrumento ampliador y mucho menos la de otras estrellas, sabemos que es esférica. La divulgación científica actual nos permite ver a través de los "ojos" de los mejores telescopios.

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Y aspecto esférico de nuestro planeta

Pero profundizando en el asunto, uno se da cuenta de que esta afirmación no es del todo cierta. Debido a la rotación sobre su eje y a la fuerza centrífuga resultante, que se manifiesta con mucha más fuerza sobre el ecuador que en los polos, oponiéndose a la fuerza de gravedad, nuestra sólida Tierra está algo achatada. Su radio ecuatorial es unos 21 km más amplio que el polar, lo que representa una diferencia de 0,3 %. No es algo que se aprecie a simple vista, pero es un hecho innegable.

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Un planeta muy conocido

Hay que recordar, entonces, que las estrellas son grandes esferas de gas; y no precisamente sólidas. Se sabe que algunas rotan a gran velocidad, mucho más rápido que el giro de nuestro planeta. Es evidente que estas condiciones físicas tienen que causar que estas estrellas se achaten, pero ¿cuánto?

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Las lunas tambien son esferas (Tethys)

Hace muy poco se han realizado observaciones con el Interferómetro VLT (VLTI) del Observatorio Paranal del ESO (European Southern Observatory, ubicado en Chile) que permitieron obtener a un grupo de astrónomos de esa institución la vista más detallada que se ha podido lograr de una estrella de alta temperatura en rápida rotación, llamada Achernar (Alpha Eridani), la más brillante de la constelación Eridanus del cielo austral.

Se utilizó el equipo VLTI del observatorio Paranal, cuya operación se basa en técnicas interferométricas, porque sólo éstas pueden ofrecer, en definitiva, la información detallada que se necesita sobre la forma, condiciones en la superficie y estructura interior de las estrellas. El equipo estuvo formado por Armando Domiciano de Souza, Lyu Abe y Farrokh Vakili del Laboratoire Univ. d'Astrophysique de Niza-LUAN, Francia; Pierre Kervella de ESO, Santiago; Slobodan Jankov del Observatoire de la Côte d'Azur, Niza, Francia; y Emmanuel DiFolco y Francesco Paresce, de ESO-Garching.

Descubrieron que la estrella Achernar está mucho más achatada que lo que se puede esperar a partir de los modelos teóricos: su radio ecuatorial es más de 50% más extenso que el polar. En otras palabras, y para ser más gráfico, esta estrella posee forma similar a la de una píldora. Recordemos, como ejemplo bien popular, la de las píldoras de chocolate M&M.

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Aspecto de Achenar, por un dibujante

El enorme grado de achatamiento de Achenar —hallado por primera vez por la astrofísica observacional— genera un reto sin precedentes para la astrofísica teórica. El efecto no es compatible con los modelos del interior estelar que se conocen, a menos que se incorporen fenómenos no muy normales, como por ejemplo una circulación meridional en la superficie (de corrientes norte-sur) y rotación no uniforme a diferentes profundidades hacia dentro de la estrella.

El primer intento de medir la deformación geométrica de una estrella de rotación rápida lo hizo, en 1974, el astrónomo británico Hanbury Brown, utilizando el Narrabri Intensity Interferometer de Australia sobre la estrella Altair. Debido a las limitaciones técnicas de ese momento, no pudo determinar qué modelos se podían aplicar a esa estrella. Más cerca en el tiempo, Gerard T. Van Belle y sus colegas realizaron observaciones de Altair utilizando el Testbed Interferometer (PTI) del observatorio de Palomar y midieron una relación axial (diferencia entre el eje de rotación y su perpendicular) de 1,140 ± 0,029. También pudieron definir algunas relaciones entre la velocidad de rotación y la inclinación de la estrella.

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La forma de Achenar

Pero Achernar es —valga la redundancia— una estrella entre las estrellas. Se trata de una estrella del tipo B (muy calientes y azules) y tiene una masa de seis veces la de nuestro Sol. La temperatura de su superficie es de unos 20.000° C y está a 145 años luz de nosotros. Utilizando alrededor de veinte mil interferogramas del VLTI, tomados en la banda K a una longitud de onda de 2,2 µm y realizando una integración total de más de veinte horas, se determinó el perfil aparente de esta deforme estrella: la relación entre sus ejes es de 1,56 ± 0,05. Achenar está tremendamente aplanada, obviamente a causa de su rápida rotación.

El perfil elíptico de Achernar se puede ver en la imagen de arriba. La variación angular es de 0,00253 ± 0,00006 segundos de arco (arcsec) en el eje mayor y 0,00162 ± 0,00001 segundos de arco en el menor. A la distancia a que se encuentra esta estrella, esto significa que el radio estelar es de 12,0 ± 0,4 radios solares en el eje mayor y 7,7 ± 0,2 en el menor, lo que corresponde a 8,4 y 5,4 millones de km, respectivamente. El eje mayor es el radio ecuatorial y el menor es el del radio polar, que, dependiendo de la inclinación de eje polar con la línea de observación, podría ser incluso menor.

Esta relación entre los radios ecuatorial y polar se ha constituido en un desafío sin precedentes para la astrofísica teórica, especialmente en lo relacionado con la perdida de masa desde la superficie que se incrementa por la rápida rotación (efecto de la fuerza centrífuga) y también respecto a la distribución del momento angular interno (la velocidad de rotación a diferentes profundidades).

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Modelos 3D de la forma de Achenar

Los astrónomos han llegado a la conclusión de que para que se produzca esta forma debería rotar aún más rápido que lo que muestran las observaciones del espectro, o sea muy cerca de la velocidad crítica (llamada de "break-up" o "rotura") de 300 km/seg, o sino se estarían violando las leyes de la rotación de cuerpos.

El achatamiento que se observó no se puede reproducir con el modelo Roche, que implica rotación de un cuerpo sólido y una concentración de masa en el centro de la estrella. Las falencias de este modelo se hacen aún más notables si se toma en cuenta el efecto llamado de "gravity darkening" ("oscurecimiento por la gravedad"). Se trata de una distribución no uniforme de temperatura en la superficie —que por cierto se observa en Achenar— que se produce a causa de la gran deformación geométrica.

(Traducido, adaptado y ampliado por Eduardo J. Carletti de un lanzamiento de prensa de ESO (European Southern Observatory) y otros sitios en Internet.)


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