Rotación estelar

La rotación estelar es el movimiento angular de una estrella sobre su eje. La velocidad de rotación se puede medir a partir del espectro de la estrella o cronometrando los movimientos de las características activas en la superficie.

La rotación de una estrella produce un abultamiento ecuatorial debido a la fuerza centrífuga . Como las estrellas no son cuerpos sólidos, también pueden sufrir una rotación diferencial . Por lo tanto, el ecuador de la estrella puede girar a una velocidad angular diferente a la de las latitudes más altas . Estas diferencias en la velocidad de rotación dentro de una estrella pueden tener un papel importante en la generación de un campo magnético estelar . ^[1]

A su vez, el campo magnético de una estrella interactúa con el viento estelar . A medida que el viento se aleja de la estrella, su velocidad angular disminuye. El campo magnético de la estrella interactúa con el viento, lo que aplica un arrastre a la rotación estelar. Como resultado, el momento angular se transfiere de la estrella al viento y, con el tiempo, esto reduce gradualmente la velocidad de rotación de la estrella.

A menos que se observe una estrella desde la dirección de su polo, las secciones de la superficie tienen cierta cantidad de movimiento hacia o desde el observador. El componente de movimiento que está en la dirección del observador se llama velocidad radial. Para la parte de la superficie con un componente de velocidad radial hacia el observador, la radiación se desplaza a una frecuencia más alta debido al desplazamiento Doppler . Del mismo modo, la región que tiene un componente que se aleja del observador se desplaza a una frecuencia más baja. Cuando se observan las líneas de absorción de una estrella, este desplazamiento en cada extremo del espectro hace que la línea se ensanche. ^[2] Sin embargo, este ensanchamiento debe separarse cuidadosamente de otros efectos que pueden aumentar el ancho de la línea.

El componente de la velocidad radial observada a través del ensanchamiento de línea depende de la inclinación del polo de la estrella con respecto a la línea de visión. El valor derivado se da como , donde es la velocidad de rotación en el ecuador y es la inclinación. Sin embargo, no siempre se conoce, por lo que el resultado da un valor mínimo para la velocidad de rotación de la estrella. Es decir, si no es un ángulo recto , entonces la velocidad real es mayor que . ^[2] Esto a veces se conoce como la velocidad de rotación proyectada. En las estrellas que giran rápidamente, la polarimetría ofrece un método para recuperar la velocidad real en lugar de solo la velocidad de rotación; esta técnica hasta ahora se ha aplicado solo a Regulus . ^[3]${\displaystyle v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i}$${\displaystyle v_{\mathrm {e} }}$${\estilo de visualización i}$${\estilo de visualización i}$${\estilo de visualización i}$${\displaystyle v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i}$

En el caso de las estrellas gigantes , la microturbulencia atmosférica puede dar lugar a un ensanchamiento de la línea mucho mayor que los efectos de la rotación, lo que ahoga la señal. Sin embargo, se puede emplear un enfoque alternativo que hace uso de eventos de microlente gravitacional . Estos ocurren cuando un objeto masivo pasa frente a la estrella más distante y funciona como una lente, ampliando brevemente la imagen. La información más detallada recopilada por este medio permite distinguir los efectos de la microturbulencia de la rotación. ^[4]

Si una estrella muestra actividad magnética superficial, como manchas estelares , se pueden rastrear estas características para estimar la velocidad de rotación. Sin embargo, estas características pueden formarse en lugares distintos del ecuador y pueden migrar a través de latitudes a lo largo de su vida, por lo que la rotación diferencial de una estrella puede producir mediciones variables. La actividad magnética estelar a menudo se asocia con una rotación rápida, por lo que esta técnica se puede utilizar para la medición de dichas estrellas. ^[5] La observación de manchas estelares ha demostrado que estas características pueden variar la velocidad de rotación de una estrella, ya que los campos magnéticos modifican el flujo de gases en la estrella. ^[6]

La gravedad tiende a contraer los cuerpos celestes hasta formar una esfera perfecta, la forma en la que toda la masa está lo más cerca posible del centro de gravedad. Pero una estrella en rotación no tiene forma esférica, sino que tiene un abultamiento ecuatorial.

A medida que un disco protoestelar giratorio se contrae para formar una estrella, su forma se vuelve cada vez más esférica, pero la contracción no llega a ser perfecta. En los polos, toda la gravedad actúa para aumentar la contracción, pero en el ecuador la gravedad efectiva se ve disminuida por la fuerza centrífuga. La forma final de la estrella después de su formación es una forma de equilibrio, en el sentido de que la gravedad efectiva en la región ecuatorial (al disminuir) no puede hacer que la estrella adquiera una forma más esférica. La rotación también da lugar al oscurecimiento por gravedad en el ecuador, como se describe en el teorema de von Zeipel .

Un ejemplo extremo de un abultamiento ecuatorial se encuentra en la estrella Regulus A (α Leonis A). El ecuador de esta estrella tiene una velocidad de rotación medida 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 la estrella se desintegraría. El radio ecuatorial de esta estrella es un 32% mayor que el radio polar. ^[7] Otras estrellas que giran rápidamente son Alpha Arae , Pleione , Vega y Achernar .

La velocidad de ruptura de una estrella es una expresión que se utiliza para describir el caso en el que la fuerza centrífuga en el ecuador es igual a la fuerza gravitatoria. Para que una estrella sea estable, la velocidad de rotación debe ser inferior a este valor. ^[8]

La rotación diferencial superficial se observa en estrellas como el Sol cuando la velocidad angular varía con la latitud. Normalmente, la velocidad angular disminuye al aumentar la latitud. Sin embargo, también se ha observado lo contrario, como en la estrella designada HD 31993. ^{[9] [10]} La primera estrella de este tipo, aparte del Sol, en la que se ha cartografiado en detalle su rotación diferencial es AB Doradus . ^{[1] [11]}

El mecanismo subyacente que causa la rotación diferencial es la convección turbulenta dentro de una estrella. El movimiento convectivo transporta energía hacia la superficie a través del movimiento de masa del plasma. Esta masa de plasma transporta una parte de la velocidad angular de la estrella. Cuando se produce turbulencia a través de la cizalladura y la rotación, el momento angular puede redistribuirse a diferentes latitudes a través del flujo meridional . ^{[12] [13]}

Se cree que las interfaces entre regiones con marcadas diferencias en rotación son sitios eficientes para los procesos dinamo que generan el campo magnético estelar . También existe una interacción compleja entre la distribución de rotación de una estrella y su campo magnético, en la que la conversión de energía magnética en energía cinética modifica la distribución de velocidad. ^[1]

Se cree que las estrellas se forman como resultado del colapso de una nube de gas y polvo a baja temperatura. A medida que la nube colapsa, la conservación del momento angular hace que cualquier pequeña rotación neta de la nube aumente, forzando al material a formar un disco giratorio. En el denso centro de este disco se forma una protoestrella , que obtiene calor de la energía gravitatoria del colapso.

A medida que el colapso continúa, la velocidad de rotación puede aumentar hasta el punto en que la protoestrella en proceso de acreción puede romperse debido a la fuerza centrífuga en el ecuador. Por lo tanto, la velocidad de rotación debe frenarse durante los primeros 100.000 años para evitar este escenario. Una posible explicación para el frenado es la interacción del campo magnético de la protoestrella con el viento estelar en el frenado magnético . El viento en expansión se lleva el momento angular y reduce la velocidad de rotación de la protoestrella en colapso. ^{[14] [15]}

Se ha descubierto que la mayoría de las estrellas de la secuencia principal con una clase espectral entre O5 y F5 rotan rápidamente. ^{[7] [17]} Para las estrellas en este rango, la velocidad de rotación medida aumenta con la masa. Este aumento en la rotación alcanza su punto máximo entre las estrellas jóvenes y masivas de clase B. "Como la esperanza de vida esperada de una estrella disminuye con el aumento de la masa, esto se puede explicar como una disminución en la velocidad de rotación con la edad". ^{[ cita requerida ]}

Para las estrellas de la secuencia principal, la disminución de la rotación se puede aproximar mediante una relación matemática:

${\displaystyle \Omega _{\mathrm {e} }\propto t^{-{\frac {1}{2}}},}$

donde es la velocidad angular en el ecuador y es la edad de la estrella. ^[18] Esta relación se llama ley de Skumanich en honor a Andrew P. Skumanich, quien la descubrió en 1972. ^{[19] [20] [21]} La girocronología es la determinación de la edad de una estrella en función de la velocidad de rotación, calibrada utilizando el Sol. ^[22]${\displaystyle \Omega _ {\mathrm {e} }}$${\estilo de visualización t}$

Las estrellas pierden masa lentamente por la emisión de un viento estelar desde la fotosfera. El campo magnético de la estrella ejerce un par sobre la materia expulsada, lo que da como resultado una transferencia constante de momento angular que se aleja de la estrella. Las estrellas con una velocidad de rotación superior a 15 km/s también muestran una pérdida de masa más rápida y, en consecuencia, una tasa de decaimiento de la rotación más rápida. Por lo tanto, a medida que la rotación de una estrella se ralentiza debido al frenado, hay una disminución en la tasa de pérdida de momento angular. En estas condiciones, las estrellas se acercan gradualmente, pero nunca alcanzan, una condición de rotación cero. ^[23]

Las enanas ultrafrías y las enanas marrones experimentan una rotación más rápida a medida que envejecen, debido a la contracción gravitacional. Estos objetos también tienen campos magnéticos similares a los de las estrellas más frías. Sin embargo, el descubrimiento de enanas marrones que giran rápidamente, como la enana marrón T6 WISEPC J112254.73+255021.5 ^[24], respalda los modelos teóricos que muestran que el frenado rotacional por los vientos estelares es más de 1000 veces menos efectivo al final de la secuencia principal. ^[25]

Un sistema binario estelar cercano se produce cuando dos estrellas orbitan entre sí con una separación media que es del mismo orden de magnitud que sus diámetros. A estas distancias, pueden producirse interacciones más complejas, como efectos de marea, transferencia de masa e incluso colisiones. Las interacciones de marea en un sistema binario cercano pueden dar lugar a la modificación de los parámetros orbitales y rotacionales. El momento angular total del sistema se conserva, pero el momento angular puede transferirse entre los períodos orbitales y las velocidades de rotación. ^[26]

Cada uno de los miembros de un sistema binario cerrado genera mareas en el otro a través de la interacción gravitatoria. Sin embargo, los abultamientos pueden estar ligeramente desalineados con respecto a la dirección de la atracción gravitatoria. Por lo tanto, la fuerza de gravedad produce un componente de torsión en el abultamiento, lo que resulta en la transferencia de momento angular ( aceleración de marea ). Esto hace que el sistema evolucione de manera constante, aunque puede acercarse a un equilibrio estable. El efecto puede ser más complejo en los casos en que el eje de rotación no es perpendicular al plano orbital. ^[26]

En el caso de sistemas binarios de contacto o semidesprendidos, la transferencia de masa de una estrella a su compañera también puede dar lugar a una transferencia significativa de momento angular. La compañera que se acrecienta puede girar hasta el punto en que alcanza su velocidad de rotación crítica y comienza a perder masa a lo largo del ecuador. ^[27]

Una vez que una estrella ha terminado de generar energía mediante la fusión termonuclear , evoluciona hacia un estado más compacto y degenerado. Durante este proceso, las dimensiones de la estrella se reducen significativamente, lo que puede dar lugar a un aumento correspondiente de la velocidad angular.

Una enana blanca es una estrella que está formada por material que es el subproducto de la fusión termonuclear durante la primera parte de su vida, pero que carece de la masa necesaria para quemar esos elementos más masivos. Es un cuerpo compacto que se sostiene gracias a un efecto mecánico cuántico conocido como presión de degeneración electrónica que no permitirá que la estrella colapse más. En general, la mayoría de las enanas blancas tienen una baja tasa de rotación, probablemente como resultado del frenado rotacional o por la pérdida de momento angular cuando la estrella progenitora perdió su envoltura exterior. ^[28] (Véase nebulosa planetaria ).

Una estrella enana blanca de rotación lenta no puede superar el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares sin colapsar para formar una estrella de neutrones o explotar como una supernova de tipo Ia . Una vez que la enana blanca alcanza esta masa, por ejemplo por acreción o colisión, la fuerza gravitatoria superaría la presión ejercida por los electrones. Sin embargo, si la enana blanca está girando rápidamente, la gravedad efectiva disminuye en la región ecuatorial, lo que permite que la enana blanca supere el límite de Chandrasekhar. Dicha rotación rápida puede ocurrir, por ejemplo, como resultado de la acreción de masa que da como resultado una transferencia de momento angular. ^[29]

Una estrella de neutrones es un remanente altamente denso de una estrella que está compuesta principalmente de neutrones , una partícula que se encuentra en la mayoría de los núcleos atómicos y no tiene carga eléctrica neta. La masa de una estrella de neutrones está en el rango de 1,2 a 2,1 veces la masa del Sol . Como resultado del colapso, una estrella de neutrones recién formada puede tener una velocidad de rotación muy rápida; del orden de cien rotaciones por segundo.

Los púlsares son estrellas de neutrones que giran y tienen un campo magnético. Un haz estrecho de radiación electromagnética se emite desde los polos de los púlsares giratorios. Si el haz pasa por la dirección del Sistema Solar, el púlsar producirá un pulso periódico que puede detectarse desde la Tierra. La energía irradiada por el campo magnético reduce gradualmente la velocidad de rotación, de modo que los púlsares más antiguos pueden requerir varios segundos entre cada pulso. ^[30]

Un agujero negro es un objeto con un campo gravitatorio lo suficientemente potente como para impedir que la luz escape. Cuando se forman a partir del colapso de una masa en rotación, retienen todo el momento angular que no se desprende en forma de gas expulsado. Esta rotación hace que el espacio dentro de un volumen esferoide achatado, llamado "ergosfera", sea arrastrado por el agujero negro. La masa que cae en este volumen gana energía mediante este proceso y una parte de la masa puede ser expulsada sin caer en el agujero negro. Cuando la masa es expulsada, el agujero negro pierde momento angular (el " proceso de Penrose "). ^[31] Se ha medido que la velocidad de rotación de un agujero negro es tan alta como el 98,7% de la velocidad de la luz . ^[32]

• Efecto Rossiter-McLaughlin

• Staff (28 de febrero de 2006). «Stellar Spots and Cyclic Activity: Detailed Results» (Puntos estelares y actividad cíclica: resultados detallados). ETH Zúrich. Archivado desde el original el 16 de marzo de 2008. Consultado el 16 de marzo de 2008 .