¡Nuestros modelos de enanas rojas no son suficientemente buenos!

• Título del artículo original: “The scatter of the M dwarf mass-radius relationship“
• Autores: S. G. Parsons, B. T. Gänsicke, T. R. Marsh, et al.
• Institución del primer autor: Departamento de Física y Astronomía, Universidad de Sheffield, Reino Unido.
• Estado de la publicación: Aceptado en MNRAS, acceso abierto en arXiv.
• Astrobite original: Our M-Models just aren’t good enough, por Avery Schiff 

Hay una posibilidad bastante alta de que el primer exoplaneta habitable que se descubra esté orbitando alrededor de una estrella enana de tipo M. Sin embargo, esto no es porque este tipo de estrellas, llamadas así por su clasificación espectral y muchas veces referidas como enanas rojas, tengan un entorno acogedor para la vida. Más bien, esto es porque son muy comunes y también porque su tamaño y brillo son ideales para la detección de exoplanetas. Un planeta pequeño y rocoso como la tierra es suficientemente grande, en relación con una enana roja, para atenuar la estrella en un tránsito o sufrir un empuje gravitacional en la estrella. Para estudiar estos potenciales exoplanetas habitables es necesario saber, tanto como sea posible, sobre la estrella huésped. El autor del artículo de hoy señala que, desafortunadamente algunas veces es difícil determinar una de las propiedades estelares más importantes para la exoplanetología: El radio de una estrella.

¿Por qué necesitamos el radio de las enanas rojas?

Para obtener medidas precisas del radio de un exoplaneta es necesario distinguir entre planetas helados y rocosos. Normalmente se suele delimitar el radio de un planeta midiendo la cantidad de luz de la estrella que es bloqueada cuando el planeta pasa por delante de la estrella, y el radio de la estrella es un elemento esencial para nuestro análisis. Podemos derivar una estimación esférica para el radio de una estrella con su color, distancia y brillo, pero para una estimación más precisa de aquellas estrellas más lejanas y débiles es necesario compararlas con modelos de evolución estelar, es decir, modelos que simulan una estrella a lo largo de su vida resolviendo numéricamente las ecuaciones de la estructura interna de las estrellas.

El radio de las enanas rojas suele exceder las predicciones de los modelos. Las estrellas con radios mayores suelen ser llamadas “hiperinfladas”. Mientras que esto a veces indica fuertes campos magnéticos o rápida rotación, los autores señalan que nada garantiza que esta hiperinflación sea debido a esas dos condiciones y viceversa. Por tanto, han buscado relaciones entre la hiperinflación y otras propiedades estelares fundamentales.

Observaciones con enanas blancas

Fig. 1- Curvas de luz de las 16 enanas blancas estudiadas cuando son eclipasadas por sus compañeras enanas rojas. Las curvas de luz están ordenadas en orden decreciente en tamaño de enanas rojas. Figura 2 en el artículo original.

Usando cuatro telescopios diferentes (VLT, NTT, WHT, y TNT), los autores han observado 16 enanas rojas en sistemas binarios eclipsantes con una enana blanca como compañera. También incluyeron en su análisis datos de 7 sistemas estudiados anteriormente. Una de las ventajas de las enanas blancas es que son compactas pero muy brillantes. Por tanto, una enana roja eclipsando a una enana blanca creara una disminución significativa de la luminosidad (Fig. 1). Si sabemos la separación y la velocidad orbital del sistema, podemos saber el radio de la enana roja a partir de la disminución de luminosidad.

Un equipo compuesto por muchos de los autores del artículo de hoy, en realidad publicaron un artículo diferente el año pasado, donde demostraban que los modelos de enanas blancas funcionaban perfectamente a la hora de caracterizar las propiedades fundamentales de las enanas blancas, incluyendo su masa y radio. La información acerca de la enana blanca, incluyendo su temperatura, permitió a los autores determinar la edad del sistema binario (y por tanto de la enana roja) con muy alta precisión. Además del radio y la edad obtuvieron la masa, tipo espectral, temperatura efectiva y la metalicidad de la enana roja a través de varios procesos.

Una vez que se adquirió todos los datos necesarios, los autores empezaron a buscar relaciones de diversos tipos entre las cantidades medibles. La pregunta principal fue si los modelos capturaban con precisión la relación entre el radio y otras características fundamentales Y la respuesta es que no lo son. No lo son ni de forma remota (Fig. 2). Cuando comparamos con los modelos de enanas rojas de una edad, metalicidad, masa o periodo orbital dados, las enanas M reales tuvieron un radio mayor alrededor del 75% del tiempo. Desafortunadamente, esta tendencia muestra una gran dispersión que parece no estar relacionada con ninguna dependencia en cualquiera de las otras relaciones. Adicionalmente, no se vieron diferencias observables entre estrellas parcial y totalmente convectivas y además todas las enanas M, incluyendo aquellas que no estaban hiperinfladas, eran rotadores rápidos. Estos resultados confirman que algunos de los culpables de la hiperinflación previamente sugeridos no son pronosticadores confiables del fenómeno.

Fig. 2- Radios de las enanas rojas frente a la edad (izquierda) y metalicidad (derecha). En ambos casos, el radio es dado como un valor del cociente de los valores predichos por un modelo, con la correspondiente edad o metalicidad. Figuras 8 (izquierda) y 9 (dererecha) del artículo original. 

La conclusión de este artículo pueden ser un poco lúgubre. Es una clara demostración que nuestros modelos son inadecuados respecto a predecir la hiperinflación de enanas rojas, hasta el punto de ser totalmente incorrectos para el análisis de exoplanetas.Es común que en la ciencia, sin embargo, sea tan crítico resaltar una pregunta importante como encontrar su solución. Con los datos adicionales que nos ha dado el artículo de hoy, junto con una severa reprimenda para aquellos que creen ciegamente en los modelos actuales, esperamos estar mucho más cerca de llegar a la solución del problema.