El eslabón perdido en la evolución de las estrellas cataclísmicas magnéticas

Un equipo internacional de astrónomos podría haber descubierto el eslabón perdido en la evolución de las estrellas conocidas como variables cataclísmicas magnéticas. Determinaron el giro y periodos orbitales de la estrella binaria Paloma. Encontraron que el sistema Paloma tenía una forma extraña de rotar que rellenaba los huecos entre dos clases de estrellas cataclísmicas magnéticas. Sus resultados se publicarán pronto en la revista Astronomy & Astrophysics.

Ilustración artística de una polar intermedia. Crédito: M.A. Garlick)

Las variables cataclísmicas (VCs) son una clase de estrellas binarias compuestas por una enana blanca [1] y una estrella normal similar a nuestro Sol. Ambas estrellas orbitan tan cerca la una de la otra que la enana blanca adquiere materia de su estrella compañera. En la mayor parte de los varios cientos de VCs conocidas, la materia gira en espiral alrededor de la enana blanca, formando un disco, antes de ser absorbida e incorporada a la estrella. Aproximadamente el 20% de las VCs conocidas incluyen una enana blanca con un potente campo magnético de varios millones de Gauss [2]. Son conocidas como “VCs magnéticas”. El campo magnético de la enana blanca puede ser lo bastante potente para interrumpir el disco de acreción o incluso evitar que se forme el disco.

Los astrónomos actualmente conocen dos clases de CVs magnéticas:

  • Las Polares (también conocidas como la estrella prototipo AM Herculis) que tienen un campo magnético lo bastante fuerte como para sincronizar el periodo de giro de las estrellas y el periodo orbital del sistema [3]. Se observa una salida de la sincronización en cuatro estrellas AM Herculis, los cuales se piensa que son sistemas AM Herculis normales que se han desincronizado por una explosión reciente de una nova. La diferencia entre el periodo de giro y el periodo orbital, es decir, el grado de asincronismo, es menor de un 2% para estas polares casi síncronas.
  • Las polares intermedias (conocidas como estrellas DQ Herculis) que tienen un campo magnético menor, y el periodo de giro de las estrellas es menor que su periodo orbital. La mayoría de las estrellas DQ Herculis tienen periodos orbitales más largos de 3 horas y periodos de giro entre 33 segundos y 1 hora.

En un sistema variable cataclísmico, ambas estrellas están tan cerca una de la otra (todo el sistema igualaría el tamaño del Sol) que los astrónomos no pueden distinguir una estrella de la otra. Para estudiar las VCs, dependen de las observaciones indirectas: midiendo la variación en el brillo del sistema pueden estimarse sus características (tamaño de la órbita, periodo).

El Dr. R. Schwarz y sus colegas [4] estudiaron la candidata a VC magnética, Paloma (también conocida como RX J0524+42), la cual no había sido caracterizada hasta ahora. No encaja con ninguna de las categorías conocidas de VCs. El equipo presentó monitorizaciones a largo y corto plazo de este sistema estelar, usando varios telescopios europeos (OHP de 1.2m, AIP de 70 cm, y Calar Alto de 1.23m), a lo largo de un periodo entre 1995 y 2001. Con esta monitorización, construyeron las curvas de luz y estimaron los periodos del sistema. Las observaciones de ROSAT sobre el sistema confirmaron que tiene un potente campo magnético y por tanto pertenece a las CVs magnéticas.

A partir de sus observaciones, el equipo concluyó que la enana blanca realiza 14 giros sobre su propio eje durante 13 revoluciones orbitales. Este extraño grado de sincronización presenta las características que hacen a Paloma tan interesante. Esto tiende un puente sobre el hueco entre las dos clases principales de CVs magnéticas: gira mucho más lento que cualquier polar intermedia conocida, pero está mucho muy desincronizada para ser una estrella AM Herculis. De esta forma, Paloma revive la vieja idea de que ambas clases están vinculadas evolutivamente y que las polares intermedias son los ancestros de las estrellas AM Herculis más antiguas. Los teóricos predicen que Paloma está en proceso de sincronización y debería terminar como una esterlla AM Hérculis a lo largo de los próximos 100 millones de años.


Notas:

[1] Una enana blanca es una estrella moribunda que ha agotado la mayor parte de su combustible nuclear. Es extremadamente densa (1 tonelada por cm3), con aproximadamente la masa del Sol y el tamaño de la Tierra. Nuestro Sol se convertirá en una enana blanca en aproximadamente 4500 millones de años.

[2] En comparación, el campo magnético del Sol es de aproximadamente 50 Gauss y el campo magnético dentro de un dispositivo de imagen médica nuclear es de unos 10 000 Gauss.

[3] El sistema Tierra-Luna ilustra el caso de sincronización en astronomía: desde la Tierra siempre vemos la misma cara de la Luna debido a que su periodo de rotación es el mismo que el periodo orbital alrededor de la Tierra.

[4] El equipo incluye a R. Schwarz, A.D. Schwope, A. Staude (Instituto de Astrofísica de Postdam en Alemania), A. Rau (CalTech, Estados Unidos), G. Hasinger (MPI, Garching, Alemania), T. Urrutia (UC Davis, Estados Unidos), y C. Motch (Observatorio Astronómico de Estrasburgo, Francia).

Fecha Original: 17 de septiembre de 2007
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