Editorial NexoScience
¿Cómo se mide la edad de una estrella? Su aspecto no lo delata, y no hay nada que cortar y contar. Para las estrellas parecidas al Sol, el mejor truco disponible es la rotación: las jóvenes giran deprisa, las viejas giran despacio, y ese largo frenado ha servido de reloj durante décadas. Un estudio publicado en The Astrophysical Journal encuentra que ese reloj deja de dar la hora correcta hacia la mitad de la vida de una estrella parecida al Sol, justo el tramo que los astrónomos más querían medir.
Una estrella se frena a sí misma con su propio campo magnético. Las capas exteriores agitadas de una estrella parecida al Sol actúan como una dinamo y generan un campo magnético, y ese campo atrapa el viento de partículas cargadas que escapan sin parar de la superficie. Cada partícula que se marcha se lleva consigo un poco de la rotación de la estrella, un proceso llamado frenado magnético. Como el frenado parecía constante y predecible, los astrónomos construyeron encima un método para fechar estrellas, la girocronología, que lee la edad de una estrella a partir de lo rápido que gira, igual que los anillos de un tronco delatan la edad de un árbol. Para una estrella solitaria, sin cúmulo ni compañera que ayude, ha sido durante mucho tiempo el reloj más práctico disponible.
Las estrellas que rompieron el método se cronometraron por sus propias vibraciones. Las ondas sonoras resuenan dentro de una estrella y hacen pulsar su superficie, y el patrón de ese pulso, visible en el parpadeo de su luz, codifica cómo es el interior. La rotación deja allí su propia huella, separando las frecuencias de oscilación de una forma que revela lo rápido que gira la envoltura de la estrella. Eso importa porque la forma habitual de cronometrar una estrella es observar cómo las manchas oscuras entran y salen de la vista al girar, y las estrellas viejas y tranquilas apenas tienen manchas que observar. La astrosismología, el estudio de estas oscilaciones estelares, funciona incluso en estrellas cuya actividad magnética se ha apagado, así que llega justo a la población que el método de las manchas pierde.
El equipo ajustó todas las estrellas de la muestra a la vez. Nicholas Saunders, investigador predoctoral de la NSF en el Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawaiʻi en Mānoa, y sus colegas reunieron 49 estrellas del campo de Kepler con periodos de rotación medidos de esta forma, una muestra pequeña frente a los miles que puede reunir un sondeo de manchas, pero que alcanza edades a las que el método de las manchas nunca llega. Para anclar la parte temprana y menos discutida de la historia, añadieron el Sol y estrellas de tres cúmulos abiertos, Praesepe, NGC 6811 y NGC 6819, lo bastante jóvenes como para seguir frenando de la forma clásica. Correr modelos completos de evolución estelar para cada combinación de masa, composición y fuerza de frenado habría sido imposiblemente lento, así que entrenaron una red neuronal para imitar las rejillas de modelos y después ajustaron toda la población en un único marco jerárquico, con la ley de frenado compartida por todas las estrellas y la masa, la edad y la composición libres para cada una.
El freno se suelta antes de que una estrella llegue a la etapa en la que está el Sol ahora mismo. La transición la gobierna el número de Rossby, la razón entre lo que tarda una estrella en girar una vez y lo que tarda una porción de gas en completar un circuito convectivo bajo su superficie, una cantidad adimensional que pone a estrellas de masas distintas en el mismo plano magnético. Por debajo de un valor crítico, la estrella frena con normalidad. Por encima, según este modelo, la pérdida de momento angular simplemente se detiene. El ajuste sitúa ese valor crítico en 0,91 veces el número de Rossby propio del Sol, claramente por debajo del valor solar de uno y no encima. Una estrella como el Sol, dicho de otro modo, ya ha cruzado esa línea.
Pasado ese punto, el modelo de manual falla, y siempre falla del mismo modo. Promediado sobre toda la muestra, el frenado estándar sobreestima los periodos de rotación en 0,72 días, lo que suena a nada. Limitado a las estrellas que ya han pasado la mitad de su vida en la secuencia principal, ese mismo modelo sobreestima en 6,00 días. El modelo de frenado debilitado se equivoca en la dirección contraria y por más o menos la mitad, sobre esas mismas estrellas viejas, y una prueba de bondad de ajuste salió cerca del valor esperado para un buen modelo de frenado debilitado, frente a algo más de un orden de magnitud peor para el frenado estándar. Las estrellas viejas giran más rápido de lo que deberían, y la brecha se ensancha con la edad en lugar de cerrarse.
El reloj se para justo donde los astrónomos más lo necesitaban. Una vez que el frenado se debilita, la rotación cambia solo despacio, arrastrada por el crecimiento del tamaño de la estrella y no por su magnetismo, y una estrella puede mantener el mismo periodo de rotación durante miles de millones de años. Los autores sitúan el límite práctico de la girocronología en unos cuatro mil millones de años para las estrellas parecidas al Sol, y más cerca de dos mil quinientos millones para las estrellas algo más pesadas que el Sol, que llegan antes al umbral y pierden antes el reloj. Aclaran que un periodo de rotación todavía acota la edad de una estrella después de la transición. Lo que cambia es que la respuesta tiene que venir con un margen mucho más ancho, y su medición del umbral es lo que permite calcular ese margen en lugar de adivinarlo.
Los autores son explícitos sobre lo que su modelo no captura. Cortar por completo la pérdida de momento angular en un valor crítico es, en sus propias palabras, el caso más simple y no una descripción de lo que realmente hace la dinamo, y advierten que probablemente no capture cómo se desarrolla la transición con el tiempo. Las estrellas que sirven de referencia cerca del umbral son escasas, lo que según los investigadores deja difícil de precisar el momento exacto en relación con la propia evolución del Sol. Su modelo también empieza a subestimar los periodos de rotación cerca del final mismo de la secuencia principal, donde el radio creciente de la estrella toma el mando. Tres estrellas se descartaron directamente de la muestra por girar demasiado deprisa para su edad, un patrón que el equipo sospecha que se debe a binarias no reconocidas y no a estrellas solitarias comportándose de forma extraña.
Repetir el ajuste con otro conjunto de modelos estelares movió la respuesta. Cuando los investigadores volvieron a entrenar su emulador con rejillas construidas por un segundo código de evolución estelar, YREC en lugar de MESA, los parámetros de frenado inferidos se desplazaron en torno a una desviación estándar, y la diferencia se debió sobre todo a cómo maneja cada rejilla la cantidad de helio con la que nace una estrella, una magnitud notoriamente difícil de medir en estrellas parecidas al Sol. Concluyen que esta incertidumbre del helio hay que arrastrarla como incertidumbre sistemática del propio umbral, y es la primera vez que se cuantifica el efecto de esa elección de modelo para este problema. Conviene decirlo con claridad: aquí nadie observó un campo magnético debilitándose. Esto es una comparación de modelos contra rotaciones medidas, y la razón física por la que el frenado debería flaquear, quizá un cambio en la complejidad del propio campo, sigue sin resolverse.
Lo que zanjaría la cuestión son más estrellas viejas medidas cerca del momento en que se suelta el freno. Con suficientes, escriben los investigadores, podrían poner a prueba una versión más suave de la transición, una en la que el frenado se desvanece poco a poco o se debilita sin llegar a apagarse del todo, en lugar del interruptor de encendido y apagado que se vieron obligados a asumir. Medir directamente la fuerza del campo magnético estelar daría una vía independiente para abordar la misma pregunta. Hasta entonces, lo más prudente sobre una estrella vieja parecida al Sol es asumir que lleva un tiempo deslizándose sin frenar, a una velocidad que ya no dice cuánto tiempo lleva ahí fuera.
Fuente: «Stellar Cruise Control: Weakened Magnetic Braking Leads to Sustained Rapid Rotation of Old Stars,» de Saunders, van Saders, Lyttle y colegas, publicado en The Astrophysical Journal en 2024. DOI: 10.3847/1538-4357/ad1516
