LAS CEFEIDAS ¿ESTRELLAS DE DOBLE NUCLEO 4…?

Uno de los problemas que plantea el concepto de pulsante de las cefeidas es la extremada regularidad del periodo de variación y las disparidades entre las velocidades radiales y magnitudes.

Por otra parte, no se justifica la elevada correlación luminosidad-periodo por la simple pulsación.

Ademas, de la menor magnitud absoluta por el modelo de evolución estelar, si se trata de una sola estrella.

Por otra parte, no se observan eclipses si fueran estrellas binarias, salvo que tengan una atmósfera común que impida ver tal fenómeno.

En estrellas gigantes tan voluminosas por su gran masa y tipo espectral F-G, las capas externas son muy enrarecidas y permiten albergar núcleos interactivos en su seno sin que su apariencia descubra la condición binaria del sistema y afecte demasiado a su estabilidad.

Los modelos basados en el doble núcleo permiten tal posibilidad y presentan bastante correlación con las variaciones observadas. Por otra parte, los periodos y variaciones coinciden con el comportamiento de núcleos binarios, sobretodo justifican la relación masa-periodo, la más trascendente y difícil de justificar fuera de un sistema doble. Por ejemplo: para Delta del Cefeo, la distancia entre núcleos sería 0,15 U.A. mientras la atmósfera común se aproxima a O,2 U.A.; para X Cigni, la distancia entre núcleos sería de 0,46 U.A.; y para T Monocerotis de 0,55 U.A. , dentro de sus respectivas atmósferas comunes.

Además, sea cual sea su masa y periodo presentan a lo sumo una magnitud de diferencia o poco más sin correlación con el periodo; atribuible más a una variación en la perspectiva círculo-elipse, que a una variación en el volumen de la pulsación que debería ser muy superior, sobretodo en las estrellas mayores, como se observa en las variables de muy largo periodo; si bien no se puede descartar que incluso las variables tipo Mira Ceti no sean binarias de atmósfera común, dado su tipo espectral y extraordinario volumen. Para Mira Ceti, las distancias entre núcleos sería de algo más de 3 U.A. si bien la masa conjunta sería muy elevada 43 masas solares, aceptable dentro del diámetro aparente obtenido por el telescopio Hubble que además muestra una forma entre circular y elipsoidal según las fechas, que justifica la condición de binaria de la estrella principal independiente de su satélite.

Es evidente que en este tipo de variables entran en juego variaciones físicas por interacción muy notables en por lo menos un núcleo estelar, de ahí los cambios tan radicales de magnitud, como se demuestra además por el material desprendido observado, lo que justificaría además una mayor masa conjunta.

De alguna forma, por el elevado porcentaje de las estrellas dobles o múltiples, los objetos menos comunes son las estrellas individuales y en física estelar es difícil concebir cambios regulares sin agentes externos que los produzcan; es como sacarle el péndulo a un reloj y esperar que funcione con regularidad. A esto se podrá responder que el Sol presenta variaciones cada 11 años, aunque mínimas; hay quien las atribuye principalmente al perihelio joviano, pero esto ya es muy teórico.

En cuanto a las variables tipo rr lirae, el problema es semejante, aunque más sencillo al tener magnitudes absolutas semejantes. Sus periodos varían de 0,2 a 1.2 días. El modelo, de tratarse como estrellas de la serie principal, nos daría unas distancias entre las estrellas de entre 0,01 a 0,04 U.A., con masas conjuntas entre 3,3 y algo menos de 6 masas solares, congruentes con sus atmósferas comunes.

Es evidente que la estadística refuerza tal planteamiento:

Primero.- El 75 por ciento de las estrellas son binarias.

Segundo.- Cerca de un 20 por ciento son eclipsantes, porque puede ser individualizadas ya que sus tipos espectrales son principalmente 0-B-A y por tanto más densas, de menor volumen, lo que no genera atmósferas comunes que oculten los núcleos.

En tales circunstancias: ¿pueden no existir estrellas binarias ocultas por atmósferas comunes, en resumen cefeidas entre otras…?

Carlos de Torres.