1998

SUMARIO

Actualmente se conoce una gran variedad de clases de estrellas pulsantes, desde las Cefeidas que nos permiten calibrar la escala de distancias del Universo, hasta el mismo Sol, cuya variabilidad es conocida desde hace apenas treinta años pero que ha revolucionado el conocimiento del interior de nuestra estrella más cercana. A semejanza de su aplicación en los movimientos sísmicos terrestres, la Sismología Estelar trata de obtener información del interior de las estrellas por medio de sus pulsaciones, también llamados modos de oscilación. Se han realizado intentos más o menos fructíferos sobre diversos tipos de estrellas pulsantes, cuyo mayor exponente son las enanas blancas pulsantes, en las que es posible determinar con gran precisión su masa, radio y estratificación química. Dentro del proyecto de investigación del IAC dedicado a Sismología Estelar, los autores del siguiente trabajo pretenden aplicar las mismas herramientas sobre estrellas de Secuencia Principal no peculiares y, por tanto, más fáciles de modelar teóricamente, como son las variables delta Scuti.

Mario Hernández Corujo (IAC)

Las estrellas variables delta Scuti pertenecen a tipos espectrales A-F con masas típicas entre 1,5 y 2,5 Mo (masas solares) que son susceptibles de pulsar al encontrarse en una franja de inestabilidad en el diagrama HR producida por un mecanismo de excitación llamado mecanismo kappa o de válvula. Éste produce retenciones y liberaciones continuas de energía debidas a cambios en la opacidad, producidos en la capa de ionización del HeII. Su amplitud de oscilación puede variar desde décimas de magnitud hasta el límite instrumental (~0,1 mmag) con períodos que van, típicamente, desde 30 minutos (~500 mHz) hasta 5 horas (~50 mHz). Un espectro típico de pulsación de una estrella delta Scuti se presenta en la figura 1.

Figura 1: Espectro de Fourier de una de las estrellas delta Scuti del Pesebre, BW Cnc, con 9 modos detectados, 4 de ellos formados por dos pares muy próximos.

El procedimiento a seguir para conseguir información estelar a partir de los modos observados es, en principio, simple: una vez conocidos observacionalmente los valores de temperatura efectiva y luminosidad de la estrella dentro de una caja de error, se intenta reproducir las frecuencias observadas mediante los modos teóricos correspondientes a modelos estelares con parámetros acordes con la caja de error. No se trata sólo de confrontar los dos conjuntos de modos, sino que, además, cada modo de oscilación se caracteriza por una terna de valores (n,l,m) que deben coincidir uno a uno entre el modo observado y el teórico.

Es aquí donde comienzan a surgir los problemas en la aplicación de las herramientas sismológicas sobre nuestras estrellas. Por una parte, el número de modos observados es mucho menor que el previsto teóricamente. Esto puede ser debido bien a que dichos modos se encuentran inmersos en el ruido o a que se ejercen mecanismos de selección, hoy en día desconocidos, sobre el espectro de pulsación estelar. Este hecho influye en la determinación de los valores (n,l,m) característicos de cada modo observado. En el caso solar o el de algunas enanas blancas, la mayor parte de los modos teóricamente excitables son observados y, además, siguen un patrón definido, por lo que es posible su identificación. Por otra parte, la rotación estelar funciona como un grado de libertad añadido a los modelos. En primer orden, ésta interviene en los modos de oscilación de n y l dados desdoblándolos en 2l+1 modos con |m|<2l. La separación entre modos depende del ritmo de rotación y, como consecuencia, complica la confrontación entre el espectro teórico y el observacional. Solamente una estimación de la rotación estelar superficial mínima es posible a partir del valor de nseni observado.

Figura 2: Imagen 1,5ºx 1,5º del cúmulo del Pesebre, donde se encuentra el mayor número de estrellas delta Scuti existentes en un cúmulo. Ocho de las catorce estrellas delta Scuti conocidas han sido observadas con continuidad durante varias semanas.

Visto esto, es evidente que necesitamos trabajar en un entorno favorable en el que se puedan imponer restricciones observacionales más fuertes a los modelos para suplir la carencia de gran parte de los modos excitables. Un cúmulo abierto cercano y con un gran número de estrellas delta Scuti detectadas sería el laboratorio ideal. El cúmulo del Pesebre (Fig. 2) reúne todos estos requisitos: su metalicidad y distancia son relativamente bien conocidas; posee el mayor número de estrellas delta Scuti en un cúmulo, catorce, cuyos parámetros como el nseni están medidos; además, es posible una estimación de su edad a través de ajustes con isocronas. La existencia de varias estrellas pulsantes, gemelas en su origen, cuyas principales diferencias son sólo su masa y ritmo de rotación, hacen posible una modelización más sencilla de forma que se pueda aplicar una comparación diferencial entre sus espectros de pulsación.

Por todo ello, la red observacional STEPHI (Stellar PHotometry International), en la que el IAC participa junto con el Observatorio de Meudon (Francia), el IAUNAM (México) y el Observatorio de Beijing (China), ha dedicado sus últimas campañas a observar estrellas delta Scuti del Pesebre, de las que actualmente ocho ya han sido ampliamente seguidas. Ordenando sus espectros de menor a mayor luminosidad, lo que equivale en el cúmulo a diferentes etapas evolutivas desde plena Secuencia Principal hasta fases iniciales de Subgigante, se puede distinguir una diferente distribución de sus modos observados (Fig. 3) pues, aparte de un desplazamiento del espectro a bajas frecuencias según disminuye la densidad media (sentido descendente), se percibe un estrechamiento del rango de modos observados.

Figura 3: Espectros de las delta Scuti del cúmulo del Pesebre estudiadas en profundidad hasta ahora.

Para maximizar las restricciones sobre nuestro problema, hemos ideado un método en el que suponemos la existencia de al menos un par de modos radiales (l=0 y, por tanto, m=0) en el espectro de cada estrella. Esto nos permite, por un lado, manejar mejor el efecto de la rotación, que en el caso radial entra como un efecto de segundo orden; por otro lado, los cocientes de las frecuencias de los modos radiales son valores muy poco dependientes de los parámetros estelares y composición química, siendo su principal variable de nuevo la rotación estelar. De esta manera, comparando los valores de los cocientes de frecuencias de los modos detectados en cada estrella con los radiales teóricos, sería posible identificar -y, por tanto, conocer sus valores de n- qué modos, entre los detectados, son posibles pares de modos radiales. Cada posible par de modos radiales sería válido para un cierto rango de rotación estelar, coherente con el valor de nseni observado.

Se crea para cada estrella una malla de modelos en los rangos de edad apropiados para el cúmulo considerando los valores posibles de metalicidad y sobrepenetración convectiva (overshooting). Aplicando la caja de error en Teff y Mbol, así como la incertumbre en la frecuencia de los modos radiales dado por el rango de rotación estelar anteriormente determinado para cada par, tendremos todos los modelos posibles que pueden oscilar con ese par de modos radiales en una estrella dada. Esto se hace para todos los pares posibles encontrados en cada estrella, teniéndose un conjunto de modelos para cada par. El origen común de todas las estrellas del cúmulo impone la restricción final por la que, si existen pares de modos radiales en cada estrella, sus modelos asignados deben corresponder a distancia, edad y composición química prácticamente iguales. Por tanto, buscamos qué posibles pares de modos radiales pueden ofrecer estas características comunes superponiendo sus modelos en diagramas como el de la figura 4.

Figura 4: Superposición de los modelos válidos para cuatro posibles pares de modos radiales, cada uno correspondiente a una estrella del Pesebre (BN, BU, BW y BS Cnc). En negrita está marcada la zona de intersección de los modelos de las cuatro estrellas a la vez. El resto de zonas sombreadas pertenecen a zonas comunes a tres (trazo horizontal oscuro), dos (vertical claro) y una estrella (horizontal claro).

En el caso de las cuatro estrellas del Pesebre sobre las que hemos aplicado este método, unas pocas identificaciones han cumplido estos requisitos, correspondiendo a modelos con metalicidad mayor que la solar (Z~0,03) y con sobrepenetración convectiva aov~0,20. Además, se deriva una edad del cúmulo de unos 650 millones de años y una distancia de 190 pc, similar a la encontrada recientemente por HIPPARCOS. Así mismo, se obtiene una estimación de la masa y de la velocidad angular de rotación estelar.

Actualmente, se están llevando a cabo nuevas campañas observacionales sobre estrellas del Pesebre con el objetivo de extraer más información a través de la detección de nuevos modos. Otros cúmulos con varias estrellas delta Scuti, como por ejemplo las Pléyades, están siendo también objetivo de STEPHI, con la idea de aplicar métodos similares al expuesto. Al mismo tiempo, se espera contar en un futuro próximo con métodos observacionales fiables de identificación de los modos que suplan en parte la deficiencia de modos observados. Ya por último, la experiencia espacial podría dar un salto definitivo en el desarrollo de la sismología estelar tal como se espera del mini-satélite francés con participación española COROT, cuyo lanzamiento está previsto para finales del 2001.