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Radiografiando enanas rojas

Título del artículo técnico: Relation of X-ray activity and rotation in M dwarfs and predicted time-evolution of the X-ray luminosity

Autores: E. Magaudda, B. Stelzer, K. R. Covey, St. Raetz, S. P. Matt y A.Scholz

Institución del primer autor: Institut für Astronomie und Astrophysik, Eberhard-Karls Universität Tübingen (Alemania)

Estado: aceptado para su publicación en Astronomy & Astrophysics, acceso abierto en arXiv

Imagen destacada: Concepción artística de una enana roja convectiva e imagen real en rayos-X de la enana roja GJ 3253. Crédito: X-ray: NASA/CXC/Keele Univ./N. Wright et al; Optical: DSS

Enanas rojas, pequeñitas pero matonas

Las enanas rojas, también llamadas enanas M, son las estrellas más abundantes del Universo, pero son también unas incomprendidas. Una de las cosas que no entendemos bien es su actividad magnética, por lo general más intensa que en estrellas como nuestro Sol. Esta actividad puede manifestarse en forma de fulguraciones estelares (los famosos flares), manchas en su superficie o incluso puede verse en su espectro estelar.

Figura 1: Diagrama que muestra la estructura interna de estrellas de entre 0.5 y 1.5 masas solares (estrellas tipo Sol y enanas rojas masivas, a la derecha) y las de masas menores a 0.5 masas solares (enanas rojas de muy baja masa, a la izquierda). La convección es representada por las elipses de color negro y la radiación por las líneas rojas en zig-zag. Crédito: Imagen adaptada de wikipedia.

En este artículo se estudia la actividad de enanas rojas usando los rayos-X: sabiendo cuánto de luminosas son estas estrellas en radiación X, podemos saber cuánto de activas son. Esta radiación se origina en la corona de las estrellas, su capa más externa, que forma algo parecido a un halo difuso a su alrededor. Observando el Sol hemos descubierto que esta capa se encuentra mucho más caliente que su capa superficial, y se piensa que esto es debido al calentamiento producido por la energía magnética liberada mediante un mecanismo de dinamo.

Se piensa que esta dinamo solar se genera en una capa llamada tacoclina, que se encuentra entre las capas interiores radiativas del Sol y una envolvente convectiva. Esto puede verse en el esquema de la figura 1: las estrellas tipo Sol y las enanas rojas más grandes tienen un núcleo radiativo, es decir, que el calor en su interior se transmite por radiación. Su envolvente es convectiva, aquí el calor se transmite por convección, lo que hace que el material se mezcle al subir y bajar en células convectivas. Entre estas dos zonas se encuentra la tacoclina. Pero las enanas rojas más pequeñas no tienen esta capa, ya que son totalmente convectivas, así que fue una sorpresa cuando se descubrió que su actividad magnética era tan importante. Actualmente aún estamos debatiendo si otro tipo de dinamo, llamada dinamo turbulenta, puede ser la responsable de su actividad.

Actividad vs rotación

Figura 2: Relación entre la actividad y la rotación de las estrellas de este estudio junto con datos de estudios anteriores. En el eje Y se muestra el logaritmo de la luminosidad de las estrellas en rayos-X (indicador de la actividad) y en el eje X su periodo de rotación expresado en días. Las estrellas tienen distintos colores dependiendo de su masa (en unidades de masa solar). Crédito: adaptada de la figura 4 del artículo original.

En este estudio se observaron 14 enanas rojas con los telescopios espaciales XMM-Newton y Chandra, que detectan rayos-X procedentes del espacio. Estas estrellas habían sido observadas también por el telescopio espacial Kepler, famoso por ser el cazador de exoplanetas por excelencia. Gracias a estas observaciones con Kepler, se pudo medir el período de rotación de estas estrellas. Cuando en una estrella se forman manchas en su superficie debidas a su actividad magnética, éstas producirán una caída en el brillo de la estrella al pasar por la cara que vemos desde la Tierra. De este modo, si estamos midiendo la curva de luz de la estrella, esto es, su cambio de brillo en función del tiempo, podemos ver unas variaciones periódicas debidas a estas manchas, y este periodo será el periodo de rotación de la estrella.

Los autores midieron así los periodos y las luminosidades en rayos-X de estas estrellas, y las combinaron con datos de estudios anteriores de otras enanas rojas. El resultado puede verse en la figura 2.

Encontraron lo que ya se sabía, que la luminosidad en rayos-X, o sea la actividad de las estrellas, disminuía conforme aumentaba el periodo. Se piensa que es debido a que estrellas de periodos más largos, que rotan más lentamente, tienen dinamos menos efectivas. Esto también se relaciona con la edad de las estrellas, puesto que éstas comienzan su vida rotando muy rápido pero se van frenando con el tiempo debido a la interacción de sus vientos estelares (la masa que van perdiendo) con el campo magnético. Tenemos así una compleja relación entre la edad, la actividad y la rotación de las estrellas, y caracterizar esta relación es uno de los retos que nos quedan para entender bien a las enanas rojas.

Sin embargo, en estudios anteriores se había observado que hay una región en el diagrama de la figura 2 en la cual la luminosidad en rayos X se mantenía aproximadamente constante para distintos periodos. Esta región, llamada región de saturación, se puede ver mejor en la figura 3, donde ajustan dos rectas a los datos.

Figura 3: Misma relación actividad-rotación de la figura 2 pero con los ajustes a los datos en rojo. La línea a trazos es el ajuste a la región de saturación. Crédito: figura 5 del artículo original.

La recta de la izquierda debería ser horizontal, puesto que corresponde a esta región de saturación, donde llega un punto que las estrellas no pueden liberar más energía aunque giren más rápido. Pero los autores encuentran que tiene una ligera pendiente descendente, aunque es muy pequeña y podría ser debida a que hay mucha dispersión en los datos (hay muchos puntos muy alejados de la recta).

Pero, ¿qué pasa con la edad?

Por último, usando modelos que predicen cómo es la evolución de la rotación de las estrellas con su edad, calcularon una relación entre la actividad y la edad para las enanas rojas. Lo hicieron dividiendo la muestra en tres, dependiendo de la masa de las estrellas, y compararon los resultados con datos observacionales.

En la figura 3 puede verse el resultado para las estrellas menos masivas, que son las más interesantes por ser totalmente convectivas. En la figura se compara el resultado teórico con datos de observaciones de enanas rojas en cúmulos estelares, a los que se les conoce la edad. En la esquina inferior derecha de esta figura puede verse que las observaciones están por debajo de la línea teórica, por lo que en realidad estas estrellas son menos luminosas en rayos-X de lo que predice la relación edad-actividad obtenida. Los autores explican que esto es debido a que los modelos teóricos estiman periodos de rotación mayores a los observados, por lo que se requieren modelos más precisos para estas estrellas.

Figura 3: Relación actividad-edad para las estrellas de masas menores a 0.4 masas solares consideradas en el estudio, estimada a partir de modelos de evolución del momento angular de las estrellas. Las líneas rojas corresponden a periodos de rotación iniciales de 1.54 días, las azules a periodos iniciales de 5.51 días y las verdes, a periodos de 8.83 días. La región amarilla muestra la dispersión de los datos de la relación rotación-actividad de la figura 2. Los datos observacionales de enanas rojas en cúmulos estelares con edades conocidas se muestran con cuadrados azull oscuro y claro. Crédito: Adaptada de la figura 7 del artículo original.

Aún quedan muchos misterios por resolver sobre las enanas rojas, y misiones espaciales como TESS, la sucesora de Kepler, o eROSITA, que está haciendo un cartografiado de todo el cielo en rayos-X, nos darán algunas de las respuestas.

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