¡Te quitarán el ligue! Estrellas masivas con mucho magnetismo

Título del artículo original: Recent developments in determining the evolution of magnetic OB stars

Autores: Véronique Petit and Alexandre David-Uraz

Institución de la primera autora: Department of Physics and Astronomy, University of Delaware, Newark, DE, USA.

Estado de la publicación: publicación en la Sociedad Polaca de Astronomía (PTA), acceso abierto en arXiv

Evolución de estrellas masivas

Al igual que el resto de estrellas, las más masivas nacen cuando en una nube molecular la masa se va agrupando y calentando, hasta que alcanza la temperatura necesaria para comenzar la fusión de Hidrógeno y situarse en la secuencia principal. Hasta aquí todo bien, pero cuando son estrellas muy masivas son también muy luminosas, lo que implica que necesitan generar mucha más energía. La temperatura sigue subiendo y la estrella comienza a quemar el Helio producido por la fusión del Hidrógeno. Este Helio producirá Carbono, y así la cadena sigue creando elementos más pesados como Neón u Oxígeno. Esto hace que se genere una estructura de capas como se ve en la Figura 1:

Esto es lo que se conoce como nucleosíntesis estelar, el método por el cual las estrellas más masivas son capaces de producir elementos cada vez más y más pesados, hasta llegar al Hierro. Para elementos más pesados como el oro o por ejemplo los materiales radioactivos, el universo tiene que recurrir a métodos más energéticos que las estrellas masivas. Llegados a este punto las estrellas masivas pueden llegar a explotar como supernovas (que por cierto pueden ser de distintos tipos), y dependiendo de la cantidad de masa que tengan pueden terminar siendo una estrella de neutrones o un agujero negro.

¿Cómo se miden los campos magnéticos?

Espectropolarimetría. Alguien podría pensar que esta complicada palabreja es aquello que decía Mary Poppins, cuando en realidad es una importante herramienta usada en astrofísica para poder medir campos magnéticos. Empecemos por la primera parte de la palabra, “espectro”, y es que analizando la luz de las estrellas y galaxias podemos descubrir de qué elementos están compuestas (e incluso en objetos más cotidianos, ya que esta técnica también se usa en otras ramas de la ciencia). Sin embargo, la espectroscopía no saca toda la información disponible en un haz de luz, ya que la luz podría estar polarizada. Estudiar la polarización en función de la longitud de onda podría revelar la fuerza y estructura de posibles campos magnéticos en las estrellas. Aquellas personas con gafas de sol polarizadas podrán comprobar como al girar sus gafas, la intensidad de la luz que ven reflejada, en la nieve, por ejemplo, va cambiando. La luz vibra en diferentes direcciones y básicamente las gafas lo que hacen es filtrar y dejar pasar solo una de esas direcciones (Figura 2).

Cuando un átomo pasa de un nivel de energía a otro, en el espectro que observamos podemos detectar una línea asociada a esa transición. Pero, ¿y si el átomo está en un campo magnético? Aquí es donde entra en juego el efecto Zeeman. Este fenómeno nos cuenta que en ese caso se producirían una serie de líneas espectrales muy juntas, como se ve en la Figura 3.

Estrellas masivas y campos magnéticos

Ya que tenemos todos los ingredientes para adentrarnos en el estudio que realizan en el artículo, comencemos con un experimento mental que nos proponen. Imaginemos que una nube molecular colapsa y se fragmenta en múltiples proto-estrellas. Es lógico pensar que la masa de cada una de esas futuras estrellas dependerá de la distribución de masa inicial. Esto lo confirman las simulaciones de este tipo de colapsos, pero también incluyen la importancia del campo magnético durante el colapso. Pero si volvemos a mirar los párrafos anteriores vemos que, ¿solo la masa influye en la evolución de las estrellas masivas? Lo natural sería pensar que también existe una función inicial de campo magnético que diga como se distribuirá el campo en las estrellas recién nacidas. Hoy en día sabemos que en las estrellas masivas, 1 de cada 10 de tipo estelar O-B-A tiene un campo magnético que no está generado con un mecanismo de dinamo como el de nuestro Sol. Las hipótesis más aceptadas son:

1. Estos campos son un remanente del que había en la región de formación estelar. Éste sería este el caso de la función inicial de campo magnético comentada anteriormente.
2. El campo está generado por un mecanismo tipo dinamo, pero se genera en la fase anterior a la secuencia principal, cuando las estrellas son totalmente convectivas.

Cualquier hipótesis que escojamos debería reproducir la aparente falta de correlación entre las propiedades magnéticas y estelares en las estrellas masivas.

Evolución de campos magnéticos y estrellas masivas

Hay diferentes regiones del diagrama de Hertzsprung-Russell que hasta la fecha han sido estudiadas en detalle por estudios de espectropolarimetría. La mayoría de las estrellas magnéticas observadas están aún en la secuencia principal, y aún nos faltan datos sobre estrellas magnéticas evolucionadas con masas superiores a 15 veces la masa del Sol. Esto se debe a que los campos de estrellas evolucionadas son difíciles de detectar. Esto se debe a la asunción de la conservación del flujo magnético, la cual nos dice que el flujo debería ser inversamente proporcional al cuadrado del radio estelar. Por tanto según la estrella envejece, su radio aumenta, y podemos esperar que el campo magnético disminuya rápidamente. Esto lo podemos ver ilustrado en la Figura 4.

Otro punto importante en la evolución de las estrellas masivas magnéticas es la influencia que pueda tener un campo magnético primigenio. Esta influencia se puede dividir en:

1. Efectos internos. Los campos en el interior de las estrellas no se pueden observar directamente, pero podemos apoyarnos en las descripciones teóricas. En este caso la astrosismología de estrellas pulsantes y magnéticas de tipo B nos da una pista. Nos dice que este tipo de estrellas tienen un sobrecalentamiento del núcleo menor que las no magnéticas. Esto indicaría que los campos primigenios penetran en las profundidades de la estrella e incluso interactúan con los campos generados por dinamo.
2. Interacciones del campo con los vientos estelares. Si el campo tiene una componente que se extiende sobre la superficie estelar, canalizaría el viento creando una magnetosfera alrededor de la estrella. Esto disminuiría la pérdida de masa casi por completo, ya que el material expulsado por los vientos volvería a caer debido al campo.

Con todas estas implicaciones los modelos muestran que, para estrellas con una masa superior a 40 masas solares, la disminución de la pérdida de masa modifica la senda evolutiva de la estrella. Esto es lo que ocurre, por ejemplo, para estrellas con 80 masas solares y un campo magnético como el de NGC 1624-2 (Figura 5), el más fuerte detectado hasta la fecha. En el momento que esta estrella deja de quemar Hidrógeno y sale de la secuencia principal, tendría aproximadamente 20 masas solares más que una estrella del mismo tipo y misma masa inicial, pero sin campo magnético. Esto podría significar que hay un camino diferente para la creación de agujeros negros con grandes masas estelares.

Aunque ahora los campos magnéticos se puedan medir con gran detalle, reconstruir una función inicial de campo magnético no es sencillo. Podemos medir las características actuales de las estrellas masivas magnéticas, pero ser capaces de rebobinar la historia de las poblaciones de estrellas magnéticas requierá de muchas mejoras en nuestro estado actual de conocimiento.