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Transporte de energía en enanas blancas. ¿Qué pasa con los campos magnéticos?

Los campos magnéticos siempre vuelven las cosas más complicadas. En el artículo de hoy los autores estudian sus efectos en la atmósfera de estrellas enanas blancas. Imagen: ESO/L. Calçada

¿Sabías que la bola amarilla brillante que brilla en el cielo, la cual llamamos “el Sol”, es también un gigantesco imán? Aun así, es gigante solo en términos de dimensiones espaciales; la fuerza de su campo magnético es de aproximadamente solo 1 Gauss (G), o 10-4 Tesla (T). Esto es 10,000 veces más débil que el imán más fuerte que puedes comprar. El imán más fuerte jamás construido sobre la Tierra produce un campo magnético de al menos 45 T. ¡Entre tanto, hay algunos otros pequeños puntos en el cielo con campos tan fuertes como 108G, o 104T!

Pequeños imanes gigantes

Estos pequeños puntos son estrellas enanas blancas, las cuales son aproximadamente del tamaño de la Tierra, pero con una masa comparable a la del Sol. Estos mantienen su equilibrio hidrostático gracias al principio de exclusión de Pauli: la gravedad no puede comprimir más el objeto sin empujar los electrones hacia los mismos estados de energía, por lo que los electrones devuelven el empuje, causando lo que se conoce como presión de degeneración. El gran campo observado en algunas estrellas enanas blancas está probablemente relacionado con el hecho de que son pequeñas: sus progenitores tenían campos mucho más pequeños, pero cuando se comprimen a tamaño planetario, el campo se hace más fuerte debido a que el flujo magnético se conserva. De todos modos, el proceso de evolución involucra la pérdida de mucha masa, y no sabemos exactamente qué le ocurre al campo magnético durante estas etapas. Como resultado no podemos entender completamente el origen de campos magnéticos tan altos.

Con la segunda entrega de datos de Gaia, la cuál ha hecho a muchos astrónomos dibujar un gran círculo alrededor de abril de 2018 en sus calendarios, deberíamos identificar cientos de miles de nuevas enanas blancas. Entre el 5 y el 30% de ellas deberían ser magnéticas, basados en la fracción de enanas blancas magnéticas conocidas. ¡Así que ya va siendo hora de que empecemos a aprender más sobre estos objetos! Un problema particular que tenemos actualmente es que es muy difícil estimar la masa de las enanas blancas magnéticas. Usualmente no podemos aplicar análisis espectroscópicos, nuestro principal método de estimación de masas, porque las líneas espectrales de las enanas blancas magnéticas se ven afectadas por el efecto Zeeman. Este efecto causa un ensanchamiento extra que no hemos sido capaces (aún) de modelar junto con otros efectos importantes. ¡En resumen, no existe ningún modelo completo! Gaia nos dará una mano con eso permitiéndonos estimar el radio de  enanas blancas, el cuál está relacionado con su masa (más acerca de esto, en inglés, en este astrobite). Pero aún necesitamos saber la temperatura de la enana blanca para ser capaces de hacer más ciencia, tal como estimar la edad de las poblaciones estelares (como aquí y aquí).

Figura 1: El ajuste de los autores para las líneas de Balmer del hidrógeno, de H8 a Hß. El panel superior muestra el mejor ajuste usando un modelo convectivo, y el panel inferior muestra el mejor modelo radiativo. Se indican los valores obtenidos para la temperatura y el logaritmo de la gravedad superficial. Figura 1 del artículo.

¿Radiativa o convectiva?

Finalmente llegamos al artículo de hoy. El principal problema con estimar la temperatura de enanas blancas magnéticas es que tenemos indicios teóricos de que el campo magnético puede suprimir la convección en la fotósfera. Conforme las enanas blancas se enfrían, alcanzan temperaturas en las que la radiación ya no es efectiva transportando energía, por tanto la convección debería entrar en escena. En otras palabras, los fotones solos no pueden transportar energía efectivamente por radiación, así que la materia misma empieza a moverse arriba y abajo en celdas convectivas para ayudar con el proceso. Sin embargo, el campo magnético puede impedir esto, tal como se ha encontrado en simulaciones magnetohidrodinámicas (un gran nombre para simulaciones de un fluido magnético conductor de la electricidad). A pesar de estos indicios, las predicciones no han sido confirmadas, hasta el artículo de hoy.

Los autores estudiaron cuatro enanas blancas: una magnética y tres no magnéticas. Eligieron una enana blanca mangética con un campo muy débil, de solo decenas de kG, de tal forma que las líneas no están tan afectadas por el efecto Zeeman y el análisis espectral puede usarse. Luego comparan la relación entre temperaturas efectivas y gravedades superficiales derivadas de ajustes de los espectros ópticos y UV, ambos con modelos radiativos y convectivos. La Fig. 1 muestra sus ajustes de espectros ópticos con dos modelos. Aunque ambos parecen describir los datos muy bien, solo los valores obtenidos con el ajuste radiativo pueden además describir el espectro UV, mostrado en la Fig. 2.

También ajustaron independientemente los espectros UV y ópticos y comprobaron que ambas temperaturas coinciden, tal como se muestra en Fig. 3. Nuevamente, solo el modelo radiativo lleva a un acuerdo entre los espectros UV y óptico para la estrella magnética. Para los objetos no magnéticos, por otro lado, el acuerdo entre ambos ajustes es mucho mejor con modelos convectivos. Hay sin embargo una excepción: la enana blanca WD1310+583, para la cual no hay acuerdo entre las temperaturas en ambos casos.

Extra: ¿Un nuevo sistema doble degenerado?

Para explicar el comportamiento de WD1310+583, los autores sugieren  que se trata de hecho de un sistema binario de dos enanas blancas, en el cual una domina el espectro UV, mientras que la otra tiene un efecto significativo solo en el óptico. Ajustando una combinación de dos modelos de espectros de enanas blancas a este objeto, encuentran que la estrella primaria tendría una temperatura que la colocaría en la banda de inestabilidad de las enanas blancas, donde las estrellas muestran una variabilidad fotométrica intrínseca. Ninguna de las soluciones obtenidas con una sola enana blanca sugiere esto. Felizmente, los autores pudieron verificar con sus datos que la enana blanca muestra de hecho variaciones de brillo, dándole más sustento a esta teoría.

Figura 2: Espectro UV de la enana blanca magnética. Con los modelos convectivo (linea roja) y radiativo (línea verde discontínua) superpuestos. Adaptado de la Figura 2 del artículo.

Figura 3: Comparación entre los valores de la temperatura efectiva a partir de los espectros UV y ópticos. La línea sólida representa una coincidencia perfecta, mientras que las líneas discontinuas muestran una incertidumbre de ±350 K, típica en los modelos. WD2105-820 es la enana blanca magnética. Las enanas blancas no magnéticas analizadas por los autores con espectros COS se muestran con puntos azules. Algunas enanas blancas pulsantes (conocidas como ZZ Ceti) previamente analizadas usando espectros de IUE se muestran como triángulos magenta como comparación. Figura 3 del artículo.

 

Con una prueba simple, los autores pudieron confirmar una predicción teórica. Teoría y observación no siempre van de la mano en astronomía, y algunas veces a una le toma décadas alcanzar a la otra (¡nos tomó casi cien años detectar directamente las ondas gravitacionales!). ¡Es alentador ver un ejemplo en el que esto pasa tan rápido! ¡Estamos en el camino correcto y listos para recibir más datos! ¡Suéltalos, Gaia!

 

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