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Los secretos de Capella

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Capella es la estrella más brillante en la constelación de Auriga. Se la ve aquí tarde por la noche desde una latitude intermedia en el hemisferio N. Imagen: Wikimedia Commons, con detalles por earthsky.org.

Como muchas otras estrellas en el cielo nocturno, Capella no es lo que parece. Este punto parpadeante no es una, ni dos, sino cuatro estrellas agrupadas en dos sistemas binarios. En 1936, Stearns descubrió un par de estrellas orbitando la (originalmente) binaria Capella, formando una jerarquía cuádruple.

Se podría imaginar que los astrónomos ya habrían develado todos los misterios de Capella; especialmente en lo que concierne a las estrellas más brillantes de uno de sus sistemas binarios. Pero las observaciones realizadas de este par se resisten aún a ser modeladas por la teoría de evolución estelar. El trabajo que resumimos hoy vuelve a estudiar las propiedades de las estrellas gigantes que forman parte de Capella, usando nuevas observaciones para tratar de buscar respuesta a los interrogantes que han plagado la historia de Capella.

Una medición frustrada por la rotación de una estrella

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Toma alrededor de 300 años para que el sistema binario menos brillante de Capella (círculos) orbite alrededor del más brillante (+) en este sistema cuádruple. La órbita determinada en este trabajo (línea llena) ajusta las observaciones mejor que aquella obtenida en 1975 (línea rayada). La línea de puntos es la línea de nodos, en la cual el plano de la órbita cruza el plano del cielo. La flecha indica el sentido del movimiento.  Nótese que las componentes gigantes de la binaria cuya evolución se estudia en Torres et al no pueden verse por separado en esta figura.  Ambas estrellas están ubicadas en la posición demarcada +. Figura 12 de Torres et al.

Conocer la masa de una estrella nos ayuda a predecir su futuro. Desafortunadamente, ha sido históricamente muy difícil obtener masas precisas para las binarias en Capella. La dificultad reside en que la estrella secundaria está girando rápidamente sobre su propio eje, lo cual complica la medición de cuán rápido se mueve a lo largo de su órbita. Estudios previos no han podido determinar ni su masa, ni su estado de evolución ni su edad. Mientras la masa es la principal determinante de la vida de una estrella, el segundo factor más importante es su composición química (su “metalicidad”). Dado que la estrella está girando tan rápido, esta medición también se dificulta.

Para hacer frente a estos problemas, Torres et al. usan más de 400 observaciones espectroscópicas nuevas en un amplio rango de longitudes de onda. La gran cantidad de observaciones y la posibilidad de comparar la luminosidad de la estrella a diferentes longitudes de onda permitió a Torres et al. medir las velocidades radiales y la metalidad de las dos estrellas gigantes con mucha más precisión que antes. Esto significa que finalmente se ha podido determinar la órbita circular de 104 días que siguen las estrellas en la componente binaria de Capella. Como consecuencia, los autores determinan las masas de ambas estrellas con una precisión de 0.3%. Cada una de ellas tiene 2.5 veces la masa del Sol y es aproximadamente 10 veces más grande.

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Los espectros de estrellas que giran muy rápido se difuminan. La estrella primary (arriba) rota a una velocidad de 4 km/s, y las líneas de absorción en su espectro pueden verse con suficiente resolución. La estrella secundaria menos masiva (abajo) rota a 35 km/s y el efecto Doppler hace que las líneas de absorción se difuminen y se mezclen las unas con las otras.  Estos espectros fueron cuidadosamente separados a partir de un conjunto de señales con ambas estrellas superpuestas. Figura 2 de Torres et al.

La historia de Capella

Ahora que conocemos las masas, los tamaños, las composiciones químicas y otras propiedades de las dos estrellas gigantes que forman parte de Capella, es un buen momento para ver como todas estas mediciones pueden combinarse para entender la vida de estas estrellas de una manera más comprehensiva. Torres et al. usan diferentes técnicas para modelar el pasado, presente y futuro de ambas estrellas gigantes. Abajo mostramos uno de sus modelos. La estrella primaria más masiva (y más evolucionada) está atravesando una fase de la evolución estelar conocida como el “cúmulo rojo”, durante la cual comienza a fusionar el helio en su núcleo. La estella menos masiva no ha encendido aún el helio en el núcleo y brilla en cambio debido a la fusión de una capa de hidrógeno. Ambas estrellas se formaron hace aproximadamente 650 milliones de años.

¿Habremos descubierto todos los secretos de Capella? Todavía no.  Los autores no pueden aún explicar por qué una estrella está rotando sobre sí misma tanto más rápido que la otra. Además, parecería que las estrellas estuvieran rotando con la misma orientación a medida que orbitan, pero no se puede saber con seguridad aún. Torres et al. tampoco pueden determinar si la órbita es completamente circular o algo elíptica. (A lo largo de 650 milliones de años, las fuerzas de mareas que actúan en el sistema deberían haber tenido suficiente tiempo para circularizar la órbita, pero no para alinear los ejes de rotación con respecto al plano de la órbita. )

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Curvas de evolución teórica en el  diagrama H-R  para las dos estrellas gigantes en Capella. Los dos puntos en el diagrama corresponden a las luminosidades y las temperaturas obtenidas en base a las observaciones y las cajas grises representan las incertezas. La estrella secundaria, menos masiva, está representada en azul y atraviesa una fase de evolución  durante la cual su temperatura aumenta relativamente rápido, lo cual permite estimar la edad del sistema. Figura 5 de Torres et al.

En una era en la que estamos descubriendo y caracterizando docenas de planetas extrasolares, es importante recordar que siempre hay misterios cósmicos que se pueden ver a simple vista en una noche estrellada.

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