Miércoles 12 de agosto de 2015
No obstante cuatro siglos de saber que las estrellas rotan, la astrofísica teórica prefirió por mucho tiempo asumir que no lo hacen, construyendo modelos estelares a partir únicamente de la masa de la estrella y su composición química. La razón era doble. Por un lado, estos modelos "estándar" ya explicaban satisfactoriamente la mayoría de las observaciones. Por otro lado, la inclusión de la rotación no es trivial desde un punto de vista técnico: en una estrella en rotación, las zonas ecuatoriales se mueven a más altas velocidades que las polares, lo que hace que la estrella se deforme ligeramente, ensanchándose en el ecuador y achatándose en los polos.
Esta pérdida de simetría esférica no solo complica la construcción de modelos, sino que además tiene consecuencias importantes al interior de la estrella. En particular, la deformación implica que la fuerza de la gravedad en el ecuador es distinta que en los polos, lo cual lleva a un desbalance más crítico aún: la eficiencia con que es transportada la energía generada en el núcleo de la estrella se hace diferente dependiendo de si el camino es hacia el ecuador o hacia los polos.
Este último desbalance es insostenible, y solo se compensa con la aparición de corrientes de circulación meridional, es decir, movimientos de material a gran escala que transportan calor a lo largo y ancho de la estrella.
Así, el problema dejó de ser simple mientras la estrella no rotaba –o queríamos imaginar que no lo hacía–, y es ahora un monstruo bastante dinámico, física y matemáticamente complejo.
El primer paso para aprender sobre fenómenos asociados a rotación estelar es la medición del período de la rotación, es decir, el tiempo que tarda la estrella en dar una vuelta completa. Midiendo períodos de estrellas con diferentes masas y edades aprendemos sobre la historia rotacional de estas a lo largo de sus vidas.
Tal como en el siglo XVII, para ello aprovechamos las manchas estelares. Como la temperatura de una mancha es menor que la del resto de la superficie, a mayor número de manchas será menor la luminosidad de la cara que vemos de una estrella dada. Por ello, el brillo de la estrella varía ligeramente conforme las manchas entran y salen de nuestra línea de visión cada medio período. Esto permite, después de unas pocas vueltas, reconocer el período de la rotación.
Si bien las manchas solares llevaron al descubrimiento de la rotación estelar, en realidad son las manchas las que son un producto de esta. La razón es que la rotación de una estrella no es rígida sino diferencial , con diferentes regiones rotando a diferentes velocidades. Esto produce estrés en el material eléctricamente cargado, llevando a la generación de campos magnéticos, los cuales permean la estrella y salen por la superficie al exterior. Las manchas estelares son una manifestación de esta actividad magnética.
Más aún, a lo largo de estos campos magnéticos la estrella pierde masa a través de vientos estelares. Como todo está rotando, además de masa estos vientos se llevan una correspondiente fracción del contenido de rotación disponible, por lo que con el tiempo la estrella gira cada vez un poquito más lentamente. Esta desaceleración implica a su vez una reducción en los niveles de estrés al interior y, cerrando el círculo de retroalimentación, tenemos una correspondiente reducción de la actividad magnética.
Este proceso es tan determinístico en estrellas de tipo solar que, calibrando la desaceleración con cuidado, podemos utilizar los períodos de rotación como relojes bastante precisos, obteniendo una valiosa alternativa para determinar la edad de una estrella.
