EL UNIVERSO ESTELAR MAYORITARIO, DE DOS EN DOS

LA GRAN MAYORÍA DE LAS ESTRELLAS MÁS LUMINOSAS, ¿SON MÚLTIPLES…?

Realmente la mayoría de estrellas supergigantes se salen de los límites físicos si se consideran estrellas individuales. No se descarta que estrellas tan luminosas como Deneb o Rigel no sean sistemas dobles por sus variaciones en sus velocidades radiales y magnitudes, lo que justificaría una menor masa de sus componentes que facilitaría una mejor aceptación de sus límites de estabilidad.

En las estrellas de magnitud absoluta más negativa la relación masa-luminosidad se dispara. En el caso de Deneb, su luminosidad equivaldría a su masa de algo más de 20 soles elevada a la potencia cuarta. L= M^(4) cuando la media estelar es de L=M^(3.3).

Algunas de las imágenes más actuales de las estrellas supergigantes, ya se perciben como manchas variables, más que como esferas regulares por la extrapolación de nuestra imagen del Sol. Por ejemplo las de Betelgueuse, donde se vislumbran un par de focos variables dentro de una mancha irregular. Probablemente en el futuro, con los avances de la telescopía astronáutica, una mayoría de las imágenes de las estrellas supergigantes se asemejaran más a concentraciones nebulosas muy brillantes con múltiples focos luminosos muy variables que al aspecto esférico regular que tenemos idealizado.

Incluso cuando se trata de estrellas muy próximas con contacto mutuo se las configura ideológicamente con un lóbulo de Roche más o menos estable, cuando en esas circunstancias la interacción de ambas estrellas las haría muy probablemente extremadamente inestables...

Hoy día se han descubierto estrellas con masas atribuidas superiores a 100 veces la masa del Sol, si bien muchas de ellas pertenecen a sistemas múltiples y se encuentran muy lejos para tener una información precisa. Es evidente, que los sistemas dobles de estrellas supergigantes, como una de las más antiguas: la estrella de Plaskett, nos proporcionan por la precisión de la paralaje dinámica de sus componentes, valores muy precisos de sus masas. Pero, por esa misma condición de estrella doble próximas, se puede deducir una mayor actividad de lo esperado por interacción en los sistemas dobles o múltiples cercanos.

El problema principal es que se sigue tratando a las estrellas como sistemas individuales cuando la estadística y los nuevos avances en el análisis estelar indican lo contrario...

Las respuestas a las variaciones en las velocidades radiales y a sus pequeñas diferencias de magnitud observadas en Rigel o Deneb, casi siempre se atribuyen a “pulsaciones” de un universo estelar demasiado teórico…

Alguna de estas estrellas supermasivas de cerca de un centenar de veces la masa del Sol conjunta, como Eta-Carinae son algo más asequibles y permiten determinar su condición de dobles o múltiples y sobretodo apreciar que cuando dos estrellas muy masivas se aproximan se auto-estimulan incrementando todavía más su actividad y luminosidad. Por ejemplo, independiente a otros tipos de interacción, con sólo una masa equivalente a la de nuestro Sol a cinco radios solares de distancia un astro recibiría una radiación de dos millones y medio de watios, capaz de incrementar la temperatura del astro 2584 grados. Si se tratara de una estrella de la misma masa haría el mismo efecto en la estrella primera, que a su vez incrementaría todavía más la interacción térmica y dinámica de ambos astros. Se trata de un modelo relativamente fácil de realizar en el que se aprecia una variabilidad mutua de las estrellas binarias sobretodo más cercanas, Variabilidad que se hace patente en las que tienen órbitas más excéntricas.

Ese mismo modelo nos indica variaciones entre algo menos de media y poco más de una magnitud en probables Cefeidas binarias, en función de la excentricidad de sus órbitas, radios y masas teóricas, según cuadro adjunto.

Por tanto, es probable, que muchas estrellas masivas, por si mismas, de no interaccionar con otras compañeras, no alcanzarían magnitudes absolutas tan negativas y estarían dentro de los límites más aceptables, dentro del grupo III del diagrama de H. Russell o de la serie principal V.

El análisis estadístico del diagrama de Hertzsprung-Russell con las estrellas superpuestas tras las mediciones del satélite Gaia o del anterior Hipparcos nos da una representación más real del diagrama en la que predominan claramente los grupos III y V.

Aparte de las enanas blancas, las otras familias estelares: I,II y IV son muy residuales y dispersas.

VOLVIENDO A LAS CEFEIDAS

Uno de los problemas que plantea el concepto de pulsante de las cefeidas es la extremada regularidad del periodo de variación y las disparidades entre las velocidades radiales y magnitudes.

Por otra parte, no se justifica la elevada correlación luminosidad-periodo por la simple pulsación.

Además, no se observan eclipses si fueran estrellas binarias, salvo que tengan una atmósfera común que impida ver tal fenómeno.

En estrellas gigantes tan voluminosas por su gran masa y tipo espectral F-G, las capas externas son muy enrarecidas y permiten albergar núcleos interactivos en su seno sin que su apariencia descubra la condición binaria del sistema y afecte demasiado a su estabilidad a corto tiempo.

Los modelos basados en el doble núcleo permiten tal posibilidad y presentan bastante correlación con las variaciones observadas. Por otra parte, los periodos y variaciones coinciden con el comportamiento de núcleos binarios, sobretodo justifican la relación masa-periodo, la más trascendente y difícil de justificar fuera de un sistema doble. Por ejemplo: para Delta del Cefeo, la distancia entre núcleos sería 0,14 U.A. mientras la atmósfera común se aproxima a O,2 U.A.; para X Cigni, la distancia entre núcleos sería de 0,32 U.A.; y para T Monocerotis de 0,48 U.A. , dentro de sus respectivas atmósferas comunes.

Además, sea cual sea su masa y periodo presentan a lo sumo una magnitud de diferencia o poco más sin correlación con el periodo; atribuible más a una variación en la perspectiva círculo-elipse, que a una variación en el volumen de la pulsación que debería ser muy superior, sobretodo en las estrellas mayores, como se observa en las variables de muy largo periodo; si bien no se puede descartar que incluso las variables tipo Mira Ceti no sean binarias de atmósfera común, dado su tipo espectral y extraordinario volumen. Para Mira Ceti, las distancias entre núcleos sería de cerca de 3 U.A. si bien la masa conjunta máxima sería muy elevada, aceptable dentro del diámetro aparente obtenido por el telescopio Hubble que además muestra una forma entre circular y elipsoidal según las fechas, que justifica la condición de binaria de la estrella principal independiente de su satélite.

Incluso, con las novas recurrentes es muy probable que se traten de sistemas binarios. De hecho, en este tipo de estrellas la extremadamente teórica física estelar actual acepta como modelo la presencia de enanas blancas satélites que interactúan con la estrella principal.

Es evidente que en este tipo de variables entran en juego variaciones físicas por interacción muy notables en por lo menos un núcleo estelar, de ahí los cambios tan radicales de magnitud, como se demuestra además por el material desprendido observado en las de tipo Mira y novas, lo que justificaría además una mayor masa conjunta. De hecho, cierto grado de interacción también es evidente en cualquier binaria, sobretodo durante los periastros próximos, lo que se observa en la asimetría de los cambios de magnitud, como en las cefeidas.

De alguna forma, por el elevado porcentaje de las estrellas dobles o múltiples, los objetos menos comunes son las estrellas individuales y en física estelar es difícil concebir cambios regulares sin agentes externos que los produzcan; es como sacarle el péndulo a un reloj y esperar que funcione con regularidad. A esto se podrá responder que el Sol presenta variaciones cada 11 años, aunque mínimas; hay quien las atribuye principalmente al perihelio joviano, pero esto ya es muy teórico.

En cuanto a las variables tipo rr lirae, el problema es semejante, aunque más sencillo al tener magnitudes absolutas semejantes; sus periodos varían de 0,2 a 1.2 días. El modelo, de tratarse como estrellas de la serie principal, que no lo son, nos daría unas distancias entre las estrellas de entre 0,01 a 0,04 U.A., con masas conjuntas entre 3,3 y algo menos de 6 masas solares, congruentes con sus atmósferas comunes, si bien en las estrellas de la población II, es probable que la falta de metales equilibre más la presión de radiación con la gravitación y las masas sean menores, lo que justifica además la extraña estabilidad de los conglomerados globulares incluso de las galaxias elípticas.

Es evidente que la estadística refuerza tal planteamiento:

Primero.- Mas del 75 por ciento de las estrellas son binarias.

Segundo.- Un porcentaje cada vez mayor son dobles próximas espectroscópicas, eclipsantes cuando están en el plano de la Tierra. Son dobles porque puede ser individualizadas ya que sus tipos espectrales son principalmente 0-B-A y por tanto más densas, de menor volumen, lo que no genera atmósferas comunes que oculten los núcleos. Si bien, incuso en este tipo de estrellas si se sitúan lo suficientemente lejos sería difícil desdoblarlas de forma óptica

En tales circunstancias: ¿pueden no existir estrellas binarias ocultas por atmósferas comunes, en resumen cefeidas entre otras…?

Al considerar el tipo mayoritario de estrellas las dobles o múltiples, también se puede especular que al final de sus días se produzca la unión catastrófica de núcleos en forma de novas o supernovas, cuando la interacción de los núcleos reduce sus órbitas hasta la caótica unión de masas.

En este sentido, es interesante observar el comportamiento de la estrella progenitora de la supernova 1987 a., el único antecedente de estrella estudiada antes de convertirse en supernova. El telescopio Hubble detectó tras la explosión, la interacción de la materia expulsada con un anillo previo, probable resultado de un satélite descompuesto de forma semejante a los anillos planetarios.

De ser ciertos los argumentos expuestos, cuya base numérica es muy consistente si se estudia de forma desapasionada, ya que se pueden “pesar” con bastante precisión las masas de muchas estrellas, tendríamos que cuestionar los modelos históricos actuales obtenidos desde sus inicios de principios muy subjetivos, salvo en los sistemas que permiten por su proximidad aplicar la trigonometría paraláctica o, sobretodo, la paralaje dinámica de sistemas dobles, la única “bascula estelar” que permite obtener algo más que conjeturas.

En el listado adjunto se pueden ver las distancias entre núcleos en u.a. y masas conjuntas de las cefeidas comparadas con la masa del Sol, de ser sistemas múltiples y accesibles a simple vista.

Para individualizar las masas se deben dividir por dos. Como se puede ver las masas medias resultantes son compatibles con las paralajes y distancias asumidas.

En todos los casos, los núcleos quedan inmersos en la atmósfera común, de ahí la imposibilidad de individualizar cada estrella. Como hemos dicho tal fenómeno sería posible en estrellas mas densas, de ahí que las binarias espectroscópicas más cerradas sean principalmente del tipo O-B-A y dejen de observarse en espectros de mayor volumen, es decir en cefeidas. Por tanto, la estadística estaría claramente en contra de las cefeidas de un sólo núcleo.

El modelo asumido de formación de sistemas desde la época de Laplace, sólo se puede dar cuando las masas que se integran durante la formación de las estrellas son absolutamente asimétricas, como en quizás menos del 20 por ciento de los casos, incluyendo a nuestro Sol. El proceso teórico más estándar es el de condensación en por lo menos dos núcleos que por su rotación alrededor del baricentro se separan, como se observa en muchos cuerpos, incluso en cometas: “la salchicha rotatoria que se parte por la fuerza centrífuga”. En función de la distribución de masas los satélites serán mayores o menores o semejantes a la masa central en un importante porcentaje.

Recientemente, el telescopio Webb a detectado cuerpos dobles de masas semejantes a las de Júpiter, en gran cantidad, en las zonas ricas de materia interestelar de la nebulosa de Orión. La existencia, por tanto, de estrellas individuales es claramente minoritaria, lo que reduce algo la probabilidad de sistemas semejantes al nuestro y la evolución de la vida de forma paralela...

Carlos de Torres + IAS