La estrella γ Cas y sus emisiones de rayos X

Aunque parezca lo contrario a simple vista, no todas las estrellas son iguales. No sólo evolucionan de manera distinta sino que cada estrella o tipos de estrellas, viven una vida diferente.

Algunas estrellas evolucionan más rápido que otras y mueren de una manera o de otra. Muchas son variables, pulsantes de varios tipos o viven en parejas o sistemas múltiples que influyen las unas en las otras. Sin embargo, cuando las miramos a simple vista o con el telescopio sólo vemos una pequeña parte de lo que les ocurre.

A pesar de que parezcan relativamente tranquilas si nos vamos a otras partes del espectro electromagnético nos damos cuenta de que no lo son. Podemos llegar a detectar fenómenos extremadamente violentos y lo peor de todo es que no siempre sabemos a qué se deben. Engrosando la lista de problemas que hay que seguir investigando.

Uno de estos casos es la estrella γ Cas en la constelación de Casiopea, muy cerca de la estrella Polar. Con una magnitud de 2.15 es visible a simple vista incluso desde las ciudades en el hemisferio Norte. Se puede identificar fácilmente ya que es la estrella que está justo en el centro de la W que parece formar la constelación.

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Constelación de Casiopea (Fuente: Daniel Marín)

A simple vista es una estrella normal. Se trata de una estrella de clase Be que forma parte de un sistema binario, es decir está acompañada de otra estrella que no se ha podido detectar a través de telescopios, sino a través de medidas indirectas de su movimiento alrededor del centro de masas común del sistema formado las dos estrellas. Esta estrella compañera se sabe que es un objeto muy compacto, y muy caliente, de alrededor de 1 masa solar, es decir, la masa de esta compañera sería similar a la de nuestro Sol.

Hace 50 años se descubrió que γ Cas tenía emisiones intensas de rayos X, pero no encajaban dentro de las típicas emisiones de rayos X que tienen las estrellas de tipo Be. La luminosidad de estos rayos X estaba entre la luminosidad de las Be típicas y la de las variables cataclísmicas.

Entre los modelos que se propusieron para explicar estas emisiones de rayos X, se pensaba que la estrella compañera podría ser una estrella de neutrones. De esta manera, la estrella Be acretaba materia directamente a la estrella de neutrones de igual manera que lo haría una variable cataclísmica. Sin embargo, cuando este modelo se aplicaba a todas las estrellas del mismo tipo, por ejemplo a X Per, en la constelación de Perseo, el modelo no reflejaba los mismos resultados.

En un artículo publicado recientemente K. Postnov, L. Osnikova y J.M. Torrejón han desarrollado un modelo a partir del anterior pero teniendo en cuenta algo que había pasado desapercibido. Una estrella de neutrones no es una estrella normal. En una variable cataclísmica, el material de la estrella cae sobre la superficie de una enana blanca o enana roja y, en pocas palabras, se calienta hasta emitir rayos X. En el modelo que han desarrollado Postnov, Osnikova y Torrejón, tienen en cuenta que en una estrella de neutrones la materia no llega a la superficie ya que por un lado tiene que penetrar el intenso campo magnético de la estrella de neutrones que lo caracteriza y por otro tiene que vencer la fuerza centrífuga generada por la rápida rotación de la estrella de neutrones. Estas barreras evitarían que la materia cayera a la superficie de la estrella generando una situación a la que llaman fase de propulsión o fase propulsora.

Teniendo en cuenta este mecanismo, se explicarían, de manera cuantitativa, las luminosidades de las emisiones de estrellas del tipo γ Cas. Eso sí, como siempre, esto es sólo un modelo teórico. Puede que aparezcan otros que expliquen igual de bien, o mejor, el caso de este tipo de estrellas, pero de momento es un buen comienzo para seguir investigando.

Referencias

Me enteré de esta estudio a través de una noticia de la Agencia SINC: Descubierto el origen de la radiación de rayos X de una estrella vecina

El artículo original:

A propelling neutron star in the enigmatic Be-star γ Cassiopeia. K. Postnov, L. Oskinova, J.M. Torrejón. ArXiv: 1610.07799v1 [astro-ph.HE]

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