Rotación de estrellas

La rotación de una estrella es el movimiento de rotación de una estrella alrededor de su eje. La velocidad de rotación se puede medir por el desplazamiento de las líneas en su espectro o por el tiempo de movimiento de los elementos activos (“ puntos estelares ”) en la superficie. La rotación de la estrella crea una protuberancia ecuatorial debido a las fuerzas centrífugas . Dado que las estrellas no son cuerpos sólidos , también pueden tener rotación diferencial ; en otras palabras, el ecuador de la estrella puede girar a una velocidad angular diferenteque las áreas en latitudes altas. Estas diferencias en la velocidad de rotación dentro de la estrella pueden desempeñar un papel importante en la generación del campo magnético de las estrellas [1] .

El campo magnético de la estrella interactúa con el viento estelar . Dado que el viento estelar se aleja de la estrella y el campo magnético interactúa con el viento, como resultado de esta interacción, el momento angular se transfiere de la estrella al viento, que gradualmente lo "lleva" y, con el tiempo, esta transferencia reduce la velocidad de rotación de la estrella.

Medidas

Si la estrella no se observa desde el lado de su polo, algunas partes de la superficie se acercan al observador y otras se alejan. La componente de movimiento que se acerca al observador se llama velocidad radial. A partir del efecto Doppler , partes del disco de una estrella que se acercan a nosotros provocarán un cambio en las líneas de su espectro hacia el extremo violeta y al alejarse hacia el rojo. Por supuesto, las líneas no pueden moverse en direcciones opuestas al mismo tiempo. En realidad, parte de la línea se desplazará hacia un extremo del espectro, parte hacia el otro, como resultado de lo cual la línea se estirará, expandirá. Es a partir de esta expansión que se puede averiguar si las estrellas giran alrededor de sus ejes, y con un aumento en la velocidad de rotación, también aumenta el ancho de las líneas en el espectro de la estrella [2] . Sin embargo, esta expansión debe separarse cuidadosamente de otros efectos que pueden causar un aumento en el ancho de línea del espectro de la estrella.

Para las estrellas gigantes , las microturbulencias atmosféricas pueden provocar un ensanchamiento de la línea mucho mayor que la rotación de la estrella, lo que distorsiona gravemente la señal. Sin embargo, se puede utilizar un enfoque alternativo para la microlente gravitacional de eventos. Esto sucede cuando un objeto masivo pasa frente a una estrella más lejana y actúa como una lente, magnificando la imagen [3] .

El componente de velocidad radial depende de la inclinación del polo de la estrella con respecto a la línea de visión. El valor medido en los libros de referencia siempre se da como , donde es la velocidad de rotación en el ecuador y es la inclinación. Dado que el ángulo i no siempre se conoce, el resultado de la medición siempre muestra el valor mínimo de la velocidad de rotación de la estrella. Es decir, si i no es un ángulo recto , entonces la velocidad real es mayor que [2] . Este valor también se denomina a veces velocidad de rotación estimada. Los valores medios de las velocidades de rotación ecuatoriales se determinan asumiendo que los ejes están orientados aleatoriamente con respecto a la línea de visión y utilizando la fórmula: [4] . $v_{e}\cdot\sin i$ $v_{e}$ $i$ $v_{e}\cdot\sin i$ ${\overline {v_{e}\cdot \sin i}}={\frac {\pi }{4}}v_{e}$

Si la estrella muestra una alta actividad magnética, como "manchas", estas características también se pueden usar para estimar la tasa de rotación. Pero dado que las manchas pueden formarse no solo en el ecuador, sino también en otros lugares, e incluso transferirse sobre la superficie a lo largo de su vida, tal rotación diferencial de una estrella puede conducir a varios efectos de medición [5] .

La actividad magnética estelar a menudo se asocia con una rotación rápida, por lo que este método también se puede utilizar para medir la velocidad de rotación de este tipo de estrellas [6] . La observación de "manchas estelares" ha demostrado que esta actividad en realidad puede cambiar la velocidad de rotación de la estrella, ya que los campos magnéticos afectan el flujo de gases debajo de la superficie de la estrella [7] .

Efectos físicos

Bulto ecuatorial

La gravedad tiende a convertir un cuerpo celeste en una bola perfecta, en la que todas las partes están lo más cerca posible del centro de masa . Pero las estrellas en rotación no son esféricas: uno de los signos de tal falta de esfericidad es la protuberancia ecuatorial. Cuando una estrella se forma a partir de un disco protoestelar giratorio, su forma se vuelve cada vez más esférica, pero este proceso no llega hasta una esfera perfecta. En los polos, la gravedad conduce a un aumento de la compresión, pero en el ecuador, la fuerza centrífuga contrarresta eficazmente la compresión . La apariencia final de una estrella después de su formación tiene una forma de equilibrio, en el sentido de que la gravedad en la región ecuatorial no puede dar a la estrella una forma más esférica. La rotación también da como resultado un oscurecimiento gravitacional en el ecuador, como se describe en el teorema de von Zeipel . (Este teorema predice el "oscurecimiento", es decir, la diferencia de temperatura (a veces de varios miles de grados) entre la región ecuatorial "más fría" y los polos más calientes). No tener en cuenta el oscurecimiento gravitacional de las regiones ecuatoriales de las estrellas puede conducir a una subestimación sistemática de sus velocidades de rotación [8] .

Un ejemplo sorprendente de una estrella con una protuberancia ecuatorial es Regulus (α Leo). La velocidad de rotación de esta estrella en el ecuador es de 317±3 km/s. Esto corresponde a un período de rotación de 15,9 horas, que es el 86% de la velocidad a la que se desgarraría la estrella.

El radio ecuatorial de esta estrella es un 32% mayor que el radio polar [9] . Ejemplos de otras estrellas que giran rápidamente incluyen Vega , Altair y Achernar .

La velocidad de ruptura es una expresión que se usa para describir el caso cuando las fuerzas centrífugas en el ecuador son iguales a la gravedad. Para estrellas estables, la velocidad de rotación debería estar por debajo de este valor [10] .

Rotación diferencial

La rotación diferencial se observa en estrellas como el Sol , cuando la velocidad angular de rotación varía con la latitud. En general, la velocidad angular disminuye al aumentar la latitud. Sin embargo, también se ha observado lo contrario, por ejemplo, para la estrella HD 31993 [11] [12] . La primera estrella, después del Sol, para la que se revelaron detalles de rotación diferencial fue AB Dorado [1] [13] .

El principal mecanismo que provoca la rotación diferencial es la turbulencia de convección dentro de la estrella. El movimiento convectivo transfiere energía a la superficie debido al movimiento del plasma. Esta masa de plasma transporta parte de la velocidad angular de la estrella. La turbulencia provoca un cambio en la masa y el par, que puede redistribuirse en diferentes latitudes a través de las corrientes meridionales [14] [15] .

Se cree que las interacciones entre regiones, con marcadas diferencias en las velocidades de rotación, son mecanismos eficientes para los procesos de dínamo que generan el campo magnético estelar . También existe una interacción compleja entre la rotación de una estrella y la distribución de su campo magnético, con la transformación de la energía magnética en energía cinética y el correspondiente cambio en la distribución de velocidades [1] .

Rotación lenta

Las estrellas se forman como resultado del colapso de una nube de gas y polvo a baja temperatura. Tan pronto como la nube colapsa, la ley de conservación del momento angular convierte incluso una pequeña rotación general de una nube extendida en una rotación muy rápida de un disco compacto. En el centro de este disco se forma una protoestrella , que es calentada por la energía gravitacional del colapso.

A medida que continúa la implosión, la velocidad de rotación puede aumentar hasta el punto en que el disco de acreción de la protoestrella puede romperse debido a la fuerza centrífuga en el ecuador. Por lo tanto, la tasa de rotación debe reducirse durante los primeros 100 mil años para evitar tal escenario. Una de las posibles explicaciones de la desaceleración puede ser la interacción del campo magnético de la protoestrella con el viento estelar. El viento saliente se lleva parte del momento angular y reduce la velocidad de rotación de la futura estrella [16] [17] .

La mayoría de las estrellas de secuencia principal de tipos espectrales de F5 y O5 giran rápidamente [9] [18] . Para las estrellas de esta clase, la velocidad de rotación medida aumenta con la masa. Este aumento en la rotación alcanza su punto máximo en estrellas jóvenes y masivas de clase B. Dado que la esperanza de vida de una estrella disminuye con el aumento de la masa, esto puede explicarse por una disminución en la tasa de rotación con la edad.

Parámetros de rotación estelar en función del tipo espectral

clase espectral	v e (km/s) [19]	v máx (km/s) [20]	v negativo (km/s) [20]	$R_{\odot}$ [21]	t cf (hora)	T av (días)
Nubes interestelares oscuras , regiones de formación estelar	una	—	—	—	—	—
O5	190	400	—	12	~70	3
B0	200	420	630	6	35	1.5
A0	190	320	500	2.25	quince	0.6
F0	100	180	450	1.6	veinte	0.8
F5	treinta	100	400	1.4	60	2.5
G0	cuatro	100	400	una	300	12
K, M	una	—	—	0.6	>700	>30
v e es la velocidad de rotación promedio de las estrellas suponiendo una orientación arbitraria de los ejes de rotación; vmax es la velocidad de rotación máxima observada; v neg es la velocidad de separación a la que la fuerza de atracción gravitatoria en el ecuador se equilibra con la fuerza centrífuga; es el radio de la estrella en radios solares ; t cf y T cf son el tiempo de circulación en horas y días, respectivamente. $R_{\odot}$

Para las estrellas de secuencia principal, la reducción en la velocidad de rotación se puede aproximar mediante la relación matemática:

\Omega _{e}\propto t^{-{\frac {1}{2))},

donde es la velocidad angular en el ecuador y es la edad de la estrella [22] . Esta relación se denomina ley de Skumanich ( Andrew P. Skumanich ), quien la descubrió en 1972 [23] . ${\ Displaystyle \ Omega _ {e}}$ $t$

Girocronología (Gyrochronology): la determinación de la edad de una estrella en función de la velocidad de rotación, en la que los resultados se calibran en función de la información sobre el Sol [24] .

Las estrellas pierden masa lentamente, que sale de la fotosfera con la ayuda del viento estelar. El campo magnético de la estrella interactúa con la materia expulsada, lo que da como resultado una transferencia constante de momento angular de la estrella. Las estrellas con velocidades de rotación superiores a 15 km/s exhiben una pérdida de masa más rápida y, por lo tanto, se ralentizan más rápidamente. Por lo tanto, con una mayor rotación de la estrella, la tasa de pérdida de momento angular disminuye. En estas condiciones, las estrellas se ralentizan gradualmente, pero nunca pueden lograr una ausencia total de rotación [25] .

Cerrar sistemas binarios

Un sistema binario cercano es un sistema en el que dos estrellas giran entre sí a una distancia promedio que es del mismo orden que sus diámetros. A tales distancias, comienzan interacciones mucho más complejas que la simple atracción mutua. En tales sistemas, por ejemplo, tienen lugar efectos de marea , transferencia de masa e incluso colisiones. Las interacciones de las mareas en un sistema binario cercano pueden provocar cambios en los parámetros orbitales y rotacionales. Por supuesto, el momento angular total del sistema se conserva, pero el momento angular se puede transferir de tal manera que se produzcan cambios periódicos entre los períodos de rotación entre sí y las velocidades de rotación alrededor de su eje [26] .

Cada uno de los miembros de un sistema binario cercano actúa sobre una estrella compañera a través de la interacción gravitatoria. Sin embargo, las protuberancias pueden desviarse ligeramente de la perpendicular con respecto a la dirección de la atracción gravitatoria. Por lo tanto, la gravedad crea un par de torsión en la repisa, lo que resulta en la transferencia del momento angular. Esto lleva al hecho de que el sistema se vuelve inestable, aunque puede acercarse a un estado de equilibrio estable. El efecto puede ser más complejo en los casos en que el eje de rotación no es perpendicular al plano de la órbita [26] .

Para binarias de contacto o muy cercanas, la transferencia de masa de una estrella a su compañera también puede resultar en una transferencia significativa de momento angular. Un satélite en acreción puede alcanzar una velocidad de rotación crítica cuando comienza la pérdida de masa a lo largo del ecuador [27] .

Remanentes estelares

Una vez que una estrella ha terminado de producir energía a través de la fusión , se convierte en un objeto degenerado más compacto. Durante este proceso, el tamaño de la estrella disminuye significativamente, lo que puede conducir a un aumento correspondiente de la velocidad angular.

Enana blanca

Una enana blanca es una estrella que se compone de material que es un subproducto de la fusión termonuclear en la primera mitad de su vida, pero carece de la masa para volver a iniciar una reacción termonuclear. Se trata de un cuerpo compacto que mantiene su existencia a través de un efecto mecánico cuántico conocido como presión de gas degenerada , que evita que la estrella se colapse por completo. En general, la mayoría de las enanas blancas tienen una tasa de rotación baja, muy probablemente como resultado de la pérdida de momento angular cuando las estrellas progenitoras perdieron su envoltura [28] . (Ver nebulosa planetaria ).

Una enana blanca que gira lentamente no puede superar el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares sin convertirse en una estrella de neutrones o explotar como una supernova de tipo Ia . Si una enana blanca alcanza esta masa, por ejemplo por acreción o colisión, la fuerza de la gravedad superará la presión ejercida por el gas degenerado. Sin embargo, si la enana blanca gira rápidamente, la gravedad efectiva disminuye en la región ecuatorial, lo que permite que la enana blanca supere el límite de Chandrasekhar. Una rotación tan rápida puede ocurrir, por ejemplo, como resultado de la acumulación de masa , lo que conduce a la transferencia del momento angular [29] .

Estrella de neutrones

Una estrella de neutrones es un remanente estelar muy denso que consiste principalmente en neutrones , partículas que forman parte de los núcleos atómicos y no tienen carga eléctrica . La masa de una estrella de neutrones está en el rango de 1,35 a 2,1 masas solares . Como resultado del colapso, las estrellas de neutrones recién formadas pueden tener una velocidad de rotación muy alta, del orden de mil revoluciones por segundo [30] .

Los púlsares son estrellas de neutrones giratorias que tienen un fuerte campo magnético. Un estrecho haz de radiación electromagnética proviene de los polos de los púlsares giratorios. Si el haz se dirige hacia el sistema solar, los pulsos periódicos producidos por el púlsar se pueden registrar en la Tierra. La energía emitida por el campo magnético reduce gradualmente la velocidad de rotación, por lo que los pulsos de los púlsares antiguos tienen un período de varios segundos [31] .

Agujero negro

Un agujero negro es un objeto con un campo gravitatorio lo suficientemente fuerte como para evitar que la luz se escape de su superficie. Cuando se forman a partir del colapso de una estrella masiva en rotación, retienen todo el momento angular que no fue expulsado como gas expulsado. Esta rotación hace que la ergosfera que rodea al agujero negro parezca un esferoide achatado . Parte de la materia que cae en el agujero negro puede expulsarse sin caer en el agujero negro. Cuando se produce esta eyección de masa, el agujero negro pierde momento angular (el llamado " proceso de Penrose ") [32] . La velocidad de rotación de un agujero negro puede ser superior al 98,7% de la velocidad de la luz [33] .

Datos interesantes

Si todos los planetas cayeran repentinamente sobre el Sol , entonces éste rotaría 50 veces más rápido que ahora, ya que habría que conservar el momento angular de todos los cuerpos, y la masa de todos los planetas es muy pequeña comparada con la del Sol [34] .
La estrella π 5 Orión gira tan rápido que tiene la forma de un elipsoide triaxial que parece un melón. Girando hacia la Tierra en diferentes direcciones, a veces más ancha, a veces más estrecha, cambia su brillo visible [35] .

Enlaces

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Notas

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diccionarios y enciclopedias	gran ruso