Las variables de tipo SX
Phoenicis se parecen a las variables DSCT y hay autores que consideran que no
deberían tratarse como un tipo independiente. Son de subenanas pulsantes de la componente
esférica o población vieja del disco (Población II), con tipos espectrales entre A2 y
F5. Pueden mostrar simultáneamente varios períodos de oscilación, en general de 0,04 a
0,08 días, con amplitudes de variación variables que pueden ser de hasta 0,7 mag. Están
presentes en los cúmulos globulares.
La curva de luz es un
ejemplo de una variable del tipo SX Phe cuya naturaleza fue descubierta por el GEA en
1997. Las SX Phe son en realidad Delta Sct de Población II, es decir, que poseen baja
metalicidad.
Las estrellas SX Phe y los 'Blue
stragglers'
Las estrellas Blue stragglers (término introducido por K.H Strom y S.E. Strom en 1970)
fueron descubiertas en el cúmulo globular M3 en 1953 por Sandage. En la actualidad se
conocen varios centenares, tanto en cúmulos globulares como en el halo de la Galaxia y en
galaxias enanas del Grupo Local. Lo que llama la atención de estos objetos en los
cúmulos globulares es su masa, de aproximadamente 1,5 veces la masa solar, frente a las
0,8 masas solares típicas del resto de las estrellas del cúmulo y por consiguiente su
tipo espectral respecto al resto de estrellas circundantes, así como su edad, de 2 a 4
mil millones de años que contrasta con los 12.000 millones o más de las estrellas
circundantes. Así pues, aparentemente son objetos jóvenes, lo que significaría que son
de reciente creación, pero en realidad la formación de nuevas estrellas en los cúmulos
globulares cesó hace muchos miles de millones de años y por consiguiente los blue
strangglers no pueden tener la edad que realmente aparentan.
Varias teorías han sido formuladas para resolver
la paradoja de los blue strangglers que han tenido mayor o menor fortuna. La más
verosímil, que concuerda bien con la teoría y con los hechos observados, fue formulada
en 1976 por Hills y Day, que sugerían que los blue strangglers eran el resultado de
colisiones estelares en cúmulos, favorecidas por la alta densidad de estrellas que se da
en la mayoría de cúmulos globulares. En 1987 Bens y Hills demostraron que la colisión
de dos estrellas de la Secuencia principal tendría como consecuencia la formación de una
única estrella cuya masa sería del orden de la calculada para los blue strangglers.
Los hechos observaciones parecen bastante claros en
cuanto a la naturaleza de los blue strangglers: de un lado la teoría indica que las
estrellas binarias cercanas, por efecto de las mareas mutuas, tarde o temprano terminan
fusionándose en un solo cuerpo. De otro lado, pese al gran número de variables
detectadas en los cúmulos, se detectan pocas binarias eclipsantes. Además, la alta
densidad estelar en los cúmulos favorece el que pueda haber "choques" entre
algunas estrellas. Finalmente, la "fusión" de un sistema compuesto por
estrellas de tipo solar, da como resultado un cuerpo casi 2 veces más masivo y
consecuentemente un aumento de su temperatura, es decir, un "rejuvenecimiento"
del mismo, pasando de tipos espectrales G y K a ser estrellas de tipo A y F. Todo un
magnífico ejemplo de la teoría y de las leyes de la evolución estelar.
¿Cómo están relacionadas las
variables SX Phoenicis con los Blue strangglers? Pues muy fácil. Las SX Phe tienen
espectros A y F y la mayoría se hallan situadas en los cúmulos. Por tanto, son blue
strangglers, es decir, son el resultado de la evolución y posterior fusión de un sistema
estelar binario viejo, para dar origen a una nueva estrella "joven" de
características distintas a las de sus progenitoras.
Imagen del cúmulo globular 47 Tucanae tomada
con el telescopio espacial Hubble. En el centro del disco (derecha y en color) se aprecian
varias estrellas azules; son "blue stragglers". Con el Espectrógrafo de Objetos
Débiles se pudo obtener el espectro de una de ellas y determinar su temperatura,
diámetro y período de rotación. A partir de ello pudo conocerse que posee una masa 1,7
veces la solar, pero sin embargo su velocidad de rotación es de 2 a 3 veces superior a la
normal para un objeto de este tipo. En consecuencia se deduce que los "blue
strangglers" deben formarse tras la fusión de dos estrellas de baja masa, tal como
se venía suponiendo. Dos son las posibilidades que existen para esta fusión. La una es
que se deba a la colisión violenta de dos estrellas sin ninguna relación entre sí. La
otra es que sea una fusión más pausada de un sistema doble. La observación de 47
Tucanae favorece esta última posibilidad. En el caso de una fusión lenta de un sistema
binario el resultado debe ser una estrella más masiva y de rápida rotación, teniendo en
cuenta la elevada velocidad orbital de sus componentes. No obstante, no puede descartarse
del todo el que muchos "blue strangglers" tengan su origen en una colisión
violenta, pues también han sido detectados algunos con baja velocidad de rotación, como
también los hay pertenecientes a sistemas binarios.
