Estrellas pulsantes: un fen¨®meno espectacular

El fen¨®meno de la pulsaci¨®n estelar es uno de los m¨¢s llamativos y espectaculares que se detectan en las estrellas. En efecto, resulta sorprendente comprobar c¨®mo la variaci¨®n luminosa observada en una estrella se repite, con una incre¨ªble precisi¨®n, a intervalos regulares de tiempo. Estos intervalos de tiempo, por otra parte, pueden ser muy diferentes, seg¨²n la clase de estrellas de que se trate. As¨ª, podemos encontrar desde estrellas con una pulsaci¨®n realmente r¨¢pida (repiten su cielo con una periodicidad de hasta una hora), hasta otras cuya pulsaci¨®n es mucho m¨¢s lenta (repiten su ciclo con periodicidades de varios a?os). Asimismo, existen otros muchos cambios incluso no peri¨®dicos en distintos par¨¢metros F¨ªsicos estelares, cuya relaci¨®n ser¨ªa muy prolijo detallar aqu¨ª, y que resultan igualmente sorprendentes.Muchas de estas caracter¨ªsticas se dan, en forma similar, en estrellas cuya variaci¨®n no se debe a la pulsaci¨®n, como es el caso de las binarias eclipsantes. Por esta raz¨®n, durante mucho tiempo se intent¨® explicar las variaciones luminosas observadas en este tipo de estrellas pulsantes como un efecto de sucesivos eclipses producidos por compa?eras oscuras. Naturalmente, resultaba imposible elaborar modelos f¨ªsicos adecuados en base a tales presunciones. El problema se comenz¨® a encauzar en forma apropiada a partir de 1923, gracias a los trabajos de Sir Arthur S. Eddington, quien estableci¨® las bases f¨ªsicas de los posibles mecanismos involucrados en los procesos de pulsaci¨®n radial. En la actualidad, es posible medir las variaciones luminosas mediante el uso de fot¨®metros fotoel¨¦ctricos y, simult¨¢neamente, realizar medidas de las velocidades de expansi¨®n y contracci¨®n que se producen en las capas superficiales de la estrella durante cada ciclo. Tales tipos de trabajo han sido realizados simult¨¢neamente por nosotros desde dos estaciones pr¨®ximas: Sierra Nevada, donde se han hecho los trabajos de fotometr¨ªa, y Calar Alto, donde se han obtenido las velocidades radiales a partir de medidas espectrosc¨®picas.

Mecanismos de la pulsaci¨®n

El mecanismo f¨ªsico responsable de la pulsaci¨®n estelar ha sido muy controvertido. En esencia, se trataba de encontrar una forma v¨¢lida para que la atm¨®sfera de la estrella realizara una expansi¨®n radial seguida de una compresi¨®n posterior. Para ello, la totalidad de la atm¨®sfera estelar deber¨ªa realizar un trabajo positivo sobre el resto del gas estelar -de forma que en virtud del mismo pudieran producirse oscilaciones-, lo que solamente pod¨ªa ocurrir en el caso de que dicha atm¨®sfera absorbiera una cantidad neta de calor, seg¨²n se deniva del primer principio de la termodin¨¢mica. La forma en que se deber¨ªa llevar a cabo esa absorci¨®n de calor para que fuese efectiva estar¨ªa regulada por el segundo principio de la termodin¨¢mica, de manera que, en el proceso c¨ªclico que nos ocupa, el calor previamente absorbido debe ser parcialmente devuelto. Es decir, si ha de realizarse un trabajo positivo sobre el medio, ha de absorberse calor cuando la temperatura crece y cederlo cuando disminuye.

Con estas ideas como base, Eddington sugiri¨® dos principios capaces de actuar en una atm¨®sfera estelar: el mecanismo de energ¨ªa nucleary el mecanismo de v¨¢lvula.

En el mecanismo de energ¨ªa nuclear, la velocidad de las reacciones nucleares resulta ser directamente proporcional a la densidad y a la temperatura. Por tanto, en una pulsaci¨®n central es de esperar que se libre calor durante la compresi¨®n. Pero aunque el ritmo de producci¨®n de reacciones nucleares pueda ser el adecuado para producir oscilaciones, la magnitud del efecto es mucho menor, ya que es necesario atravesar la regi¨®n disipativa, que rodea la. parte central de la estrella en la que se producen las reacciones nucleares. Por ello, resulta inadecuado para poder explicar un fen¨®meno de oscilaci¨®n permanente como el que las estrellas pulsantes, aunque s¨ª que ser¨ªa capaz de originar una oscilaci¨®n amortiguada.

En cuanto al mecanismo de v¨¢lvula, necesitaremos (que el propio material estelar sea capaz de producir una modulaci¨®n adecuada del flujo de energ¨ªa radiante.

En realidad este principio es similar al que utiliza un motor de explosi¨®n en el que el calor lo proporciona la combusti¨®n de la gasolina durante la fase en la que el gas se calienta por medio de la compresi¨®n, siendo liberado parcialmente con posterioridad, mientras el gas se enfr¨ªa merced a la expansi¨®n.

Modelos estelares

Por supuesto, la analog¨ªa con el motor de explosi¨®n no es total. El modo ordinario de hacer funcionar un motor es variar el suministro de calor, aument¨¢ndolo durante la compresi¨®n y disminuy¨¦ndolo durante la expansi¨®n. Pero podr¨ªamos obtener el mismo resultado suponiendo un suministro continuo de calor y liaciendo que fuesen las p¨¦rdidas las que variasen, es decir, deteniendo la fuga durante la compresi¨®n y aument¨¢ndola durante la expansi¨®n. Al aplicar este procedimiento a la atm¨®sfera estelar, convendr¨ªamos en que el suministro de calor ser¨ªa proporcionado por la fracci¨®n de energ¨ªa que atravesara la zona disipativa de la estrella, procedente de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. Por otra parte, debe existir un procedimiento capaz de actuar como v¨¢lvula en la propia atm¨®sf¨¦ra estelar, de forma que ¨¦sta se haga m¨¢s transparente al calor cuando la estrella se expande -lo que facilita la fuga- que cuando se comprime -lo que detendr¨ªa la fuga- En otras palabras, la opacidad de la estrella, debe aumentar con la compresi¨®n.

Con este mecanismo como base se ha podido llegar en la actualidad a disponer de modelos estelares, que reproducen con bastante exactitud las condiciones f¨ªsicas inferidas de las observaciones. En este sentido. los trabajos de R. F. Christy, J. Cox., N. Baker, R. Kippenhahn, y otros, han suministrado modelos muy adecuados de este tipo de fen¨®menos estelares. Bien es verdad que para ello ha sido necesario disponer no s¨®lo de grandes ordenadores, sino tambi¨¦n de complejos procesos matem¨¢ticos capaces de reducir la evoluci¨®n de una estrella de este tipo a sus estadios m¨¢s caracter¨ªsticos con el fin de comprobar la estabilidad de las oscilaciones as¨ª producidas.

De esta forma, es posible hoy explicar fen¨®menos tan complejos como las muItiperiodicidad es, modulaciones de la periodicidad, deformaciones de las curvas de luz, etc¨¦tera, que est¨¢n siendo observados desde hace poco tiempo merced al perfeccionamiento del instrumental de observaci¨®n, tanto desde tierra como desde sat¨¦lite.

Y aunque, sin duda, este tipo de trabajos resulta costoso, no es menos cierto que el inter¨¦s que en s¨ª mismo posee justifica los esfuerzos realizados, puesto que, en definitiva, este es uno de los campos de la ciencia donde en este momento es posible someter a prueba y perfeccionar las m¨¢s avanzadas teor¨ªas f¨ªsicas a un menor costo econ¨®mico.