Si miramos el cielo en una noche estrellada de invierno podemos ver la constelación de Tauro, el Toro. Ahí se distingue la estrella brillante y rojiza Aldebarán, ubicada en el grupo de estrellas en forma de “V”, conocido como Las Híades, que forman la cabeza del toro, y también se observan las Pléyades, un grupo de estrellas en el lomo del toro. Tanto las Pléyades como las Híades son cúmulos de estrellas jóvenes.

Precisamente en la dirección que vemos la constelación de Tauro, representada por los antiguos griegos hace más de dos mil años, se encuentran varias nubes oscuras de gas y polvo en donde se forman las estrellas, a las que los astrónomos denominamos “regiones de formación estelar”. La vida de las estrellas es análoga, en muchos sentidos, a la de los seres vivos en nuestro planeta. Ellas nacen, crecen y evolucionan hasta que su fuente de energía interna se agota y mueren. Al igual que los seres vivos, hay una gran variedad de estrellas y cada una toma un camino evolutivo que depende de las características adquiridas desde su inicio.

Los campos magnéticos y la reconexión magnética

Un cuerpo magnetizado produce un campo magnético en el espacio que lo rodea. Las líneas de campo magnético salen de una región, polo norte, y entran en otra con la polaridad opuesta, polo sur. Varios miembros de nuestro Sistema Solar, como Júpiter, la Tierra y el Sol, tienen campos magnéticos que los rodean. A la región donde el campo magnético es considerable se le llama “magnetósfera” y en algunas estrellas puede ser muy intensa y extenderse a distancias varias veces el tamaño de la misma.

Los campos magnéticos juegan un papel muy importante en la evolución de las estrellas. Existen campos magnéticos que atraviesan toda la galaxia y están ligados a las nubes de las regiones de formación estelar. En el proceso de colapso que lleva a estas nubes a formar estrellas, los campos magnéticos se comprimen junto con ellas. Las nuevas estrellas heredan el campo magnético que permeaba a la nube de donde nacieron. El campo magnético de las estrellas se mantiene gracias al movimiento ordenado del plasma (un gas muy caliente y que conduce la electricidad, algo así como el que está dentro de los tubos de lámparas fluorescentes) que se encuentra dentro de ellas. Las observaciones de estrellas jóvenes nos indican que por lo general los campos magnéticos tienden a ser más fuertes en estas etapas tempranas.

Una de las mejores oportunidades para estudiar los campos magnéticos se encuentra en los sistemas estelares binarios cercanos (un par de estrellas orbitando mutuamente muy de cerca), ya que las magnetósferas de las estrellas interaccionan revelando algunas de sus características.  

Esquema de un sistema binario. Se trata de un sistema estelar compuesto por dos estrellas que orbitan alrededor de su centro de masas.

Cuando los campos magnéticos interaccionan puede ocurrir un proceso llamado “reconexión magnética”, mediante el cual el campo magnético se reorganiza y transfiere su energía a partículas. Las partículas aceleradas producen radiación electromagnética que puede ser detectada con telescopios desde la Tierra. Estos sistemas binarios son maravillosos porque presentan las mejores oportunidades para estudiar los campos magnéticos en estrellas jóvenes.

Esquema de un ejemplo de reconexión magnética. En sí el evento comienza cuando dos campos magnéticos se tocan, como en el recuadro rojo. Después lo que ocurre es que el campo magnético se reorganiza y puede producirse emisión de radiación que los astrónomos podemos detectar con radiotelescopios.

 

Telescopios

Los astrónomos utilizamos diferentes tipos de telescopios para ver distintos fenómenos en el cielo. Existen telescopios ópticos que captan la luz, pero existen otros que captan las ondas de radio, luz infrarroja, ultravioleta, rayos X o rayos gamma, es decir, todo el espectro electromagnético.

Cada tipo de telescopio nos dice múltiples cosas sobre el objeto que observamos, por ejemplo, las ondas de radio nos pueden revelar la presencia de campos magnéticos de las estrellas. La luz infrarroja nos da razón de los objetos fríos como el polvo interestelar. Los rayos gamma provienen de lugares muy remotos donde ocurren eventos muy violentos. La luz ultravioleta nos muestra los halos alrededor de las galaxias. Y los rayos X exhiben regiones de gas muy caliente, por ejemplo, el que se encuentra cayendo hacía un agujero negro.

 Los telescopios de radio son muy parecidos a las antenas como las que usamos para televisión o radio. Se pueden construir observatorios compuestos con varias antenas o espejos, según sea el caso, para formar un interferómetro. Estos interferómetros permiten ver con mayor detalle los objetos estudiados ya que sus observaciones son equivalentes a un telescopio de un tamaño igual a la separación entre los elementos del interferómetro, que supera, por mucho, el tamaño de los elementos mismos.

 El interferómetro de radio llamado VLBA (que significa Arreglo de Líneas de Base Muy Largas por sus siglas en inglés) es el que usamos para obtener los resultados que más adelante se mostrarán. El VLBA es un conjunto de diez antenas distribuidas a lo largo de todo Estados Unidos y tiene la capacidad de distinguir detalles que permitirían reconocer la cara de una persona de un lado a otro de la Tierra.

El VLBA es un sistema de diez antenas de radio, cada una con un plato de 25 metros de diámetro y un peso de 240 toneladas. Desde Mauna Kea en la Isla Grande de Hawai a St. Croix en las Islas Vírgenes del Caribe, el VLBA se extiende más de 8,000 km, proporcionando a los astrónomos la visión más nítida de cualquier telescopio en la Tierra o en el espacio. Construido 1993, el VLBA tiene la habilidad de ver detalles equivalentes a estar en Nueva York y leer un periódico en Los Ángeles. Crédito de la imagen: NRAO/AUI, SeaWiFS Project NASA/GSFC, ORBIMAGE. 

La estrella V773 Tau

V773 Tau es el nombre de una estrella en la constelación de Tauro.  En su nombre, la V nos dice que se trata de una estrella de brillo variable y el 773 es el número dentro del catálogo de estas estrellas. Los astrónomos han descubierto que esta estrella en realidad es un conjunto de 4 estrellas que se han nombrado V773 Tau Aa, Ab, B y C, en donde V773 Tau Aa y V773 Tau Ab (que a partir de ahora las llamaremos Aa y Ab) son estrellas muy cercanas entre sí.

Esquema del sistema cuádruple V773 Tau. V773 Tau A es un sistema doble nombrado V773 Tau Aa y V773 Tau Ab.

Si observamos estas estrellas con el VLBA, únicamente veremos las estrellas Aa y Ab porque solo éstas emiten ondas de radio por los campos magnéticos tan fuertes que tienen. Debido a la capacidad del VLBA de medir con precisión la posición de las estrellas, se ha podido medir su distancia de 433 años luz por paralaje «La paralaje trigonométrica es un método para medir distancias que se basa en el movimiento aparente anual de una estrella cercana con respecto al fondo de estrellas», y el periodo de 51 días que tardan en orbitarse mutuamente.

Por las observaciones del VLBA que se muestran en la siguiente figura, es posible saber dos cosas: a) el tamaño de la emisión detectada es seis veces el tamaño de las estrellas y b) la mínima separación de las estrellas es 30 veces el tamaño de una de las estrellas, siendo este alrededor del doble del tamaño del Sol.

 

Sistema V773 Tau Aa y V773 Tau Ab observado con el VLBA.

En la siguiente figura se aprecia cómo el brillo de las estrellas cambia para diferentes épocas de observación. Por ejemplo, el 1 de abril de 2006 las magnetósferas se ven muy juntas y tienen un brillo muy alto (20.9 mJy), en cambio para el 12 de junio de 2006 sólo se detecta una con un brillo muy bajo (0.3 mJy).

 

Sistema binario V773 Tau A. En la imagen se muestran 6 observaciones hechas con el VLBA. La primera corresponde a septiembre del 2005 y se ven las dos estrellas muy juntas y muy brillantes. La segunda y la tercera son de noviembre del 2005 y enero del 2006, respectivamente. La cuarta nuevamente es muy brillante y las estrellas están juntas, corresponde a abril del 2006. Y en la quinta observación de junio del 2006 se aprecia únicamente una estrella con un brillo muy bajo. Finalmente, en la sexta correspondiente a septiembre del 2006 se vuelve a ver a las estrellas juntas con un brillo más alto.

 

Un gran experimento

Como ya se señaló, el tamaño de la emisión detectada es seis veces el tamaño de la estrella pero la separación mínima es de 30 veces el tamaño de una de las estrellas. Así que las estructuras magnéticas se deberían extender como 15 o 20 veces el tamaño de una de las estrellas para que las estrellas se “abracen” con sus campos magnéticos, y produzcan eventos de reconexión magnética.

 

Pero ¿cómo demostramos que ocurren dichos eventos?

Si existieran, veríamos emisión de radio en puntos fuera de la región que comprende las magnetósferas estelares, donde se juntan los campos (por ejemplo, puntos luminosos dentro del recuadro rojo de la imagen 2). Sospechamos que los eventos de reconexión magnética suceden en cuestión de horas y no de días, como en nuestras observaciones.

Así que hicimos el siguiente experimento: imágenes de las observaciones con extensión de una hora, que se tomaron durante cuatro horas aproximadamente y se hizo una imagen para V773 Tau A. Esa imagen puede “partirse” en cuatro imágenes de una hora para ver cómo cambia la imagen de una hora a otra. Encontramos que el brillo cambiaba significativamente a escalas de horas, aunque no sea una observación al periastro y la emisión de las estrellas siempre provenía del espacio que ocupan las estrellas y no fuera de ellas. Como otro experimento que constó en obtener imágenes cada 10 minutos aproximadamente, encontramos emisión entre las estrellas que ocurrió únicamente para una de las 27 observaciones, a la cuál le llamamos época 25.

Sistema binario V773 Tau A en la época 25. Los paneles muestran los mapas de cada fragmento de datos. La longitud de cada trozo se indica en la esquina superior derecha de cada panel. El centro (0,0) de cada imagen es la posición de la estrella más masiva del sistema. La posición predicha de cada una de las estrellas se muestra como cruces sobre cada mapa. Claramente se notan los cambios en la forma de la emisión conforme se va avanzando con el tiempo.

En la figura anterior te mostramos 12 imágenes provenientes de la observación de la época 25, en la que la separación entre las estrellas fue de 42 veces el tamaño de las estrellas. En éstas podemos ver que la emisión se desplaza de una cruz a otra (las cruces indican la posición que deberían tener las estrellas). En el primer cuadro las estrellas tienen campo magnético (emisión) entre ellas y es como si las estrellas estuvieran enlazadas o “abrazadas”. Cada cuadro en esta figura permite advertir cómo el campo magnético se va separando y las estrellas se desenlazan o “dejan de abrazarse”.

Debido a que este “abrazo” no ha sido observado en ninguna de las otras épocas, consideramos que el fenómeno que produce esta emisión es esporádico, es decir, los “abrazos” entre estrellas en realidad no son tan comunes.

El campo magnético tan fuerte en medio de las estrellas (el “abrazo”) es un claro indicador de que existe una interacción magnética entre las estrellas. Hay investigaciones al respecto que señalan que pueden existir los “abrazos” entre estrellas binarias, pero lo cierto es que ésta es la primera vez que se obtiene una imagen directa de eventos de reconexión entre dos estrellas. 

 

Para saber más: 

Echevarría, J. (2002). Estrellas binarias interactivas, 3ª ed., México, FCE, SEP, CONACyT.

Rodríguez, L.F. (1996). Formación estelar/comp. de Luis Felipe Rodríguez—México: FCE, UNAM.

La Ciencia Para Todos. bibliotecadigital.ilce.edu.mx/sites/ciencia/html/astronomia.html

 

Rosa Martha Torres López es Profesor Investigador del Centro Universitario de Tonalá, Universidad de Guadalajara, Tonalá, Jalisco, México.

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Ramiro Franco Hernández es Profesor Investigador del Instituto de Astronomía y Meteorología, Universidad de Guadalajara, Guadalajara, Jalisco, México.

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