La rotación estelar es el movimiento angular de una estrella alrededor de su eje. La velocidad de rotación se puede medir a partir del espectro de la estrella o cronometrando los movimientos de las características activas en la superficie.
La rotación de una estrella produce un abultamiento ecuatorial debido a la fuerza centrífuga . Como las estrellas no son cuerpos sólidos, también pueden sufrir rotación diferencial . Por tanto, el ecuador de la estrella puede girar a una velocidad angular diferente a la de las latitudes más altas . Estas diferencias en la velocidad de rotación dentro de una estrella pueden tener un papel importante en la generación de un campo magnético estelar . [1]
A su vez, el campo magnético de una estrella interactúa con el viento estelar . A medida que el viento se aleja de la estrella, su velocidad angular disminuye. El campo magnético de la estrella interactúa con el viento, lo que aplica un arrastre a la rotación estelar. Como resultado, el momento angular se transfiere de la estrella al viento y, con el tiempo, esto reduce gradualmente la velocidad de rotación de la estrella.
A menos que se observe una estrella desde la dirección de su polo, secciones de la superficie tienen cierto movimiento hacia o alejándose del observador. La componente del movimiento que tiene lugar en la dirección del observador se llama velocidad radial. Para la parte de la superficie con un componente de velocidad radial hacia el observador, la radiación se desplaza a una frecuencia más alta debido al desplazamiento Doppler . Del mismo modo, la región que tiene un componente que se aleja del observador se desplaza a una frecuencia más baja. Cuando se observan las líneas de absorción de una estrella, este cambio en cada extremo del espectro hace que la línea se ensanche. [2] Sin embargo, esta ampliación debe separarse cuidadosamente de otros efectos que pueden aumentar el ancho de la línea.
El componente de la velocidad radial observada a través del ensanchamiento de la línea depende de la inclinación del polo de la estrella con respecto a la línea de visión. El valor derivado viene dado como , donde es la velocidad de rotación en el ecuador y es la inclinación. Sin embargo, no siempre se sabe, por lo que el resultado da un valor mínimo para la velocidad de rotación de la estrella. Es decir, si no es un ángulo recto , entonces la velocidad real es mayor que . [2] Esto a veces se denomina velocidad de rotación proyectada. En estrellas que giran rápidamente, la polarimetría ofrece un método para recuperar la velocidad real en lugar de solo la velocidad de rotación; Esta técnica hasta ahora se ha aplicado sólo a Regulus . [3]
Para las estrellas gigantes , la microturbulencia atmosférica puede dar como resultado un ensanchamiento de la línea mucho mayor que los efectos de la rotación, ahogando efectivamente la señal. Sin embargo, se puede emplear un enfoque alternativo que utilice eventos de microlentes gravitacionales . Ocurren cuando un objeto masivo pasa frente a la estrella más distante y funciona como una lente, ampliando brevemente la imagen. La información más detallada recopilada por este medio permite distinguir los efectos de la microturbulencia de los de rotación. [4]
Si una estrella muestra actividad en la superficie magnética, como manchas estelares , entonces se pueden rastrear estas características para estimar la velocidad de rotación. Sin embargo, tales características pueden formarse en lugares distintos del ecuador y pueden migrar a través de latitudes a lo largo de su vida, por lo que la rotación diferencial de una estrella puede producir mediciones variables. La actividad magnética estelar a menudo se asocia con una rotación rápida, por lo que esta técnica puede usarse para medir este tipo de estrellas. [5] La observación de manchas estelares ha demostrado que estas características pueden en realidad variar la velocidad de rotación de una estrella, ya que los campos magnéticos modifican el flujo de gases en la estrella. [6]
La gravedad tiende a contraer los cuerpos celestes en una esfera perfecta, la forma en la que toda la masa está lo más cerca posible del centro de gravedad. Pero una estrella en rotación no tiene forma esférica, sino que tiene un abultamiento ecuatorial.
A medida que un disco protoestelar en rotación se contrae para formar una estrella, su forma se vuelve cada vez más esférica, pero la contracción no llega hasta llegar a una esfera perfecta. En los polos toda la gravedad actúa para aumentar la contracción, pero en el ecuador la fuerza centrífuga disminuye la gravedad efectiva. La forma final de la estrella después de su formación es una forma de equilibrio, en el sentido de que la gravedad efectiva en la región ecuatorial (al estar disminuida) no puede llevar la estrella a una forma más esférica. La rotación también da lugar a un oscurecimiento por gravedad en el ecuador, como lo describe el teorema de von Zeipel .
Un ejemplo extremo de abultamiento ecuatorial se encuentra en la estrella Regulus A (α Leonis A). El ecuador de esta estrella tiene una velocidad de rotación medida de 317 ± 3 km/s. Esto corresponde a un período de rotación de 15,9 horas, que es el 86% de la velocidad a la que la estrella se fragmentaría. El radio ecuatorial de esta estrella es un 32% mayor que el radio polar. [7] Otras estrellas que giran rápidamente incluyen Alpha Arae , Pleione , Vega y Achernar .
La velocidad de ruptura de una estrella es una expresión que se utiliza para describir el caso en el que la fuerza centrífuga en el ecuador es igual a la fuerza gravitacional. Para que una estrella sea estable la velocidad de rotación debe estar por debajo de este valor. [8]
La rotación diferencial de la superficie se observa en estrellas como el Sol cuando la velocidad angular varía con la latitud. Normalmente, la velocidad angular disminuye al aumentar la latitud. Sin embargo, también se ha observado lo contrario, como en la estrella designada HD 31993. [9] [10] La primera estrella de este tipo, además del Sol, cuya rotación diferencial se mapeó en detalle es AB Doradus . [1] [11]
El mecanismo subyacente que causa la rotación diferencial es la convección turbulenta dentro de una estrella. El movimiento convectivo transporta energía hacia la superficie a través del movimiento masivo del plasma. Esta masa de plasma transporta una parte de la velocidad angular de la estrella. Cuando se produce turbulencia por cizallamiento y rotación, el momento angular puede redistribuirse a diferentes latitudes a través del flujo meridional . [12] [13]
Se cree que las interfaces entre regiones con marcadas diferencias en rotación son sitios eficientes para los procesos dinamo que generan el campo magnético estelar . También existe una interacción compleja entre la distribución de rotación de una estrella y su campo magnético, donde la conversión de energía magnética en energía cinética modifica la distribución de velocidades. [1]
Se cree que las estrellas se forman como resultado del colapso de una nube de gas y polvo de baja temperatura. A medida que la nube colapsa, la conservación del momento angular hace que cualquier pequeña rotación neta de la nube aumente, forzando al material a formar un disco giratorio. En el denso centro de este disco se forma una protoestrella , que obtiene calor de la energía gravitacional del colapso.
A medida que continúa el colapso, la velocidad de rotación puede aumentar hasta el punto en que la protoestrella en acreción pueda romperse debido a la fuerza centrífuga en el ecuador. Por tanto, es necesario frenar la velocidad de rotación durante los primeros 100.000 años para evitar este escenario. Una posible explicación para el frenado es la interacción del campo magnético de la protoestrella con el viento estelar en el frenado magnético . El viento en expansión se lleva el momento angular y ralentiza la velocidad de rotación de la protoestrella en colapso. [14] [15]
Se ha descubierto que la mayoría de las estrellas de la secuencia principal con una clase espectral entre O5 y F5 giran rápidamente. [7] [17] Para estrellas en este rango, la velocidad de rotación medida aumenta con la masa. Este aumento en la rotación alcanza su punto máximo entre las estrellas jóvenes y masivas de clase B. "Como la esperanza de vida de una estrella disminuye con el aumento de masa, esto puede explicarse como una disminución de la velocidad de rotación con la edad". [ cita necesaria ]
Para las estrellas de la secuencia principal, la disminución de la rotación se puede aproximar mediante una relación matemática:
donde es la velocidad angular en el ecuador y es la edad de la estrella. [18] Esta relación se llama ley de Skumanich en honor a Andrew P. Skumanich, quien la descubrió en 1972. [19] [20] La girocronología es la determinación de la edad de una estrella basada en la velocidad de rotación, calibrada utilizando el Sol. [21]
Las estrellas pierden masa lentamente por la emisión de un viento estelar desde la fotosfera. El campo magnético de la estrella ejerce un par sobre la materia eyectada, lo que resulta en una transferencia constante de momento angular lejos de la estrella. Las estrellas con una velocidad de rotación superior a 15 km/s también exhiben una pérdida de masa más rápida y, en consecuencia, una velocidad de decaimiento de rotación más rápida. Así, a medida que la rotación de una estrella se ralentiza debido al frenado, se produce una disminución en la tasa de pérdida de momento angular. En estas condiciones, las estrellas se acercan gradualmente, pero nunca alcanzan del todo, una condición de rotación cero. [22]
Las enanas ultrafrías y las enanas marrones experimentan una rotación más rápida a medida que envejecen, debido a la contracción gravitacional. Estos objetos también tienen campos magnéticos similares a los de las estrellas más frías. Sin embargo, el descubrimiento de enanas marrones que giran rápidamente, como la enana marrón T6 WISEPC J112254.73+255021.5 [23], respalda los modelos teóricos que muestran que el frenado rotacional por los vientos estelares es más de 1000 veces menos efectivo al final de la secuencia principal. . [24]
Un sistema estelar binario cercano ocurre cuando dos estrellas orbitan entre sí con una separación promedio del mismo orden de magnitud que sus diámetros. A estas distancias pueden ocurrir interacciones más complejas, como efectos de marea, transferencia de masa e incluso colisiones. Las interacciones de marea en un sistema binario cercano pueden dar como resultado la modificación de los parámetros orbitales y rotacionales. El momento angular total del sistema se conserva, pero el momento angular puede transferirse entre los períodos orbitales y las velocidades de rotación. [25]
Cada uno de los miembros de un sistema binario cercano provoca mareas en el otro mediante interacción gravitacional. Sin embargo, las protuberancias pueden estar ligeramente desalineadas con respecto a la dirección de la atracción gravitacional. Así, la fuerza de gravedad produce un componente de torsión sobre el abultamiento, lo que resulta en la transferencia del momento angular ( aceleración de marea ). Esto hace que el sistema evolucione de manera constante, aunque puede acercarse a un equilibrio estable. El efecto puede ser más complejo en los casos en que el eje de rotación no es perpendicular al plano orbital. [25]
Para las binarias en contacto o adosadas, la transferencia de masa de una estrella a su compañera también puede resultar en una transferencia significativa de momento angular. El compañero en acreción puede girar hasta el punto en que alcanza su velocidad de rotación crítica y comienza a perder masa a lo largo del ecuador. [26]
Una vez que una estrella ha terminado de generar energía mediante fusión termonuclear , evoluciona a un estado más compacto y degenerado. Durante este proceso, las dimensiones de la estrella se reducen significativamente, lo que puede provocar un aumento correspondiente de la velocidad angular.
Una enana blanca es una estrella que se compone de material que es subproducto de la fusión termonuclear durante la primera parte de su vida, pero carece de la masa para quemar esos elementos más masivos. Se trata de un cuerpo compacto que está sostenido por un efecto de la mecánica cuántica conocido como presión de degeneración electrónica que no permitirá que la estrella colapse más. Generalmente, la mayoría de las enanas blancas tienen una velocidad de rotación baja, probablemente como resultado del frenado rotacional o por la pérdida de momento angular cuando la estrella progenitora perdió su envoltura exterior. [27] (Ver nebulosa planetaria ).
Una estrella enana blanca de rotación lenta no puede exceder el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares sin colapsar para formar una estrella de neutrones o explotar como una supernova de Tipo Ia . Una vez que la enana blanca alcance esta masa, ya sea por acreción o colisión, la fuerza gravitacional excedería la presión ejercida por los electrones. Sin embargo, si la enana blanca gira rápidamente, la gravedad efectiva disminuye en la región ecuatorial, lo que permite que la enana blanca supere el límite de Chandrasekhar. Una rotación tan rápida puede ocurrir, por ejemplo, como resultado de una acumulación de masa que resulta en una transferencia de momento angular. [28]
Una estrella de neutrones es un remanente muy denso de una estrella que está compuesto principalmente de neutrones , una partícula que se encuentra en la mayoría de los núcleos atómicos y no tiene carga eléctrica neta. La masa de una estrella de neutrones está en el rango de 1,2 a 2,1 veces la masa del Sol . Como resultado del colapso, una estrella de neutrones recién formada puede tener una velocidad de rotación muy rápida; del orden de cien rotaciones por segundo.
Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación que tienen un campo magnético. Los polos de los púlsares en rotación emiten un haz estrecho de radiación electromagnética . Si el rayo pasa por la dirección del Sistema Solar, el púlsar producirá un pulso periódico que podrá detectarse desde la Tierra. La energía irradiada por el campo magnético ralentiza gradualmente la velocidad de rotación, de modo que los púlsares más antiguos pueden necesitar hasta varios segundos entre cada pulso. [29]
Un agujero negro es un objeto con un campo gravitacional lo suficientemente potente como para impedir que la luz se escape. Cuando se forman a partir del colapso de una masa en rotación, retienen todo el momento angular que no se desprende en forma de gas expulsado. Esta rotación hace que el espacio dentro de un volumen achatado en forma de esferoide, llamado "ergosfera", sea arrastrado con el agujero negro. La masa que cae en este volumen gana energía mediante este proceso y una parte de la masa puede luego ser expulsada sin caer al agujero negro. Cuando la masa es expulsada, el agujero negro pierde momento angular (el " proceso de Penrose "). [30] Se ha medido que la velocidad de rotación de un agujero negro llega al 98,7% de la velocidad de la luz . [31]
