Utilizando dos grandes observatorios exploran las capas interiores de una estrella gigante roja, en las etapas finales de su evolución.
( 8 Junio, 2007 ESO - CA) Mediante dos de las instalaciones astronómicas más grandes del mundo un grupo de astrónomos realizó el estudio más detallado jamás realizado una estrella gigante roja variable. Utilizando el sistema interferométrico del observatorio Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral en Cerro Paranal, Chile, y el Very Long Baseline Array (1), un conjunto de radiotelescopios operado por el National Radio Astronomy Observatory de Estados Unidos.
La gigante roja S Orionis (S Ori) es una estrella variable del tipo Mira, tipo M6.5 y M9.5, con magnitud
Visual: 8.4 - 13.3 y ubicada en la zona de la constelación de Orión, ra = 82.254, dec = -4.692,
a unos 422 (+- 37) pc o 1.375 años luz, similar a la dustancia que nos separa de la Nebulosa de Orión. Su masa es similar a la del Sol, con la diferencia que está mucho más cerca de convertirse en una enana blanca, el final que le espera a nuestro Sol dentro de 5 mil millones de años. Su temperatura superficial es de unos 2500 K, lo que le da su color rojo.
Las estrellas Mira son muy grandes y pierden enormes cantidades de materia. Cada año, S Ori eyecta hacia el cosmos el equivalente a la masa de la Tierra, este material donde va polvo silicatos y otros elementos enriquece las nubes interestelares cercanas.
El grupo de ESO realizó una serie de observaciones coordinadas de tres capas separadas dentro del tenue envoltorio externo de esta estrella: la capa molecular, la capa de polvo y la capa maser (*). Esto significó un avance significativo en la comprensión del mecanismo por el cual las gigantes rojas, antes de morir, pierden masa y la devuelven al medio interestelar.
"Ya que todos somos polvo de estrellas, es muy importante estudiar la fase en que una estrella evolucionada envía materia procesada de vuelta al medio interestelar para ser utilizada por la próxima generación de estrellas, planetas... y humanos”, señala Markus Wittkowski, autor principal del artículo que informa sobre estos resultados. Una estrella como el Sol perderá entre un tercio y la mitad de su masa durante la etapa Mira.
S Ori es además una estrella que pulsa con un período de 420 días. A lo largo de este ciclo, su brillo cambia por un factor del orden de 500, mientras su diámetro varía en un 20%.
A pesar que este tipo de estrellas es enorme – cientos de veces mayores que el Sol, aproximadamente del tamaño de la órbita de la Tierra alrededor de Sol-, se encuentran muy lejos, por lo que se necesita una resolución muy alta para observar sus profundos envoltorios. Ésto se puede lograr sólo con técnicas interferométricas.
Imagen: Estructura de S Ori (Representación artística: ESO).
"Los astrónomos son como los médicos, usan varios instrumentos para examinar distintas partes del cuerpo humano“, dijo el co-autor David Boboltz. "Mientras la boca se puede revisar con una simple luz, se necesita un estetoscopio para escuchar los latidos del corazón. Del mismo modo, el corazón de la estrella se puede observar en el rango óptico, las capas moleculares y de polvo se pueden estudiar en el infrarrojo, y la emisión maser se puede sondear con instrumentos de radio. Únicamente la combinación de los tres nos ofrece una imagen más completa de la estrella y su envoltorio”, concluye Boboltz.
La emisión maser proviene de las moléculas del monóxido de silicio (SiO) y se puede usar para obtener imágenes y rastrear el movimiento de nubes de gas, de hasta 10 veces el tamaño del Sol, en el envoltorio estelar.
Los astrónomos observaron S Ori con dos de las instalaciones interferométricas más grandes disponibles: El Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI) en Paranal, que observa en el infrarrojo mediano y cercano; y el Very Long Baseline Array (VLBA) operado por NRAO, que toma mediciones en el rango de las ondas de radio.
Debido a los cambios periódicos de la luminosidad de la estrella, los astrónomos estudiaron simultáneamente con ambos instrumentos las distintas épocas de máxima y mínima luminosidad.
Los astrónomos encontraron que el diámetro de la estrella variaba entre 7,9 miliarcosegundos y 9,7 miliarcosegundos de una época a otra. Esto corresponde a una variación en su radio de 1,9 a 2,3 veces la distancia entre la Tierra y el Sol, o unos 500 radios solares.
Incluso se descubrió que la capa interna de polvo tiene el doble de ese tamaño. Las manchas maser, que también se forman en el doble del radio de la estrella, muestran la estructura típica de anillos distribuidos por grupos. Sus velocidades indican que el gas se expande radialmente, alejándose a una velocidad de unos 10 Km/s.
El análisis de múltiples longitudes de onda indica que cerca de la fase de luminosidad mínima hay una mayor producción de polvo y eyección de masa. Después de esta intensa producción y eyección de materia, la estrella continúa pulsando y cuando llega a la luminosidad máxima despliega una capa de polvo mucho más expandida. Esto apoya la teoría de una fuerte conexión entre la pulsación Mira con la producción y expulsión de polvo.
Además, los astrónomos encontraron que los granos de óxido de aluminio constituyen la mayor parte de la capa de polvo de S Ori: se calcula que el tamaño del grano es mil veces más pequeño que el diámetro de un cabello humano.
“Conocemos un capítulo de la vida secreta de una estrella Mira, pero se podrá aprender mucho más en el futuro próximo, cuando agreguemos a nuestro enfoque observacional (que ya es amplio) la interferometría del infrarrojo cercano con el instrumento AMBER en el VLTI”, dijo Wittkowski.
Vea el paper original
(1) El Very Long Baseline Array (VLBA), un conjunto de 10 radiotelescopios con antenas de 25 metros de diámetro cada una y con un peso de 240 tonelada ubicados desde Mauna Kea en Hawaii hasta St. Croix en las Islas Vírgenes de Estados Unidos, el VLBA se extiende por más de 8.000 kilómetros. Funcionan como un interferómetro, observando todos el mismo objeto, entregan a los astrónomos la visión más nítida de cualquier telescopio ubicado en la Tierra o el espacio. Fue inaugurado en 1993, y tiene la capacidad de ver detalles muy finos, equivalente a ser capaz de leer un periódico ubicado en Los Angeles desde Nueva York. Es operado por el National Radio Astronomy Observatory de Estados Unidos.
(*) Un maser es el equivalente en microondas de un láser. El maser emite una poderosa radiación de microondas y su estudio requiere de radiotelescopios. Un maser cósmico puede ser originado en de nubes moleculares, cometas, atmósferas planetarias y atmósferas estelares entre otros objetos astronómicos.
En la Gran Nube de Magallanes:
CHOQUE DE TITANES
Con el telescopio espacial de ultravioleta FUSE y un telescopio del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo en el desierto chileno, observan una exótica pareja estelar: dos estrellas gigantes a punto de fundirse.
(29 Mayo, 2007 FUSE/NASA - CA) Astrónomos estadounidenses, utilizando el telescopio Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) de la NASA, actualmente en órbita de la Tierra, han determinado por primera vez las propiedades de un raro y extremadamente masivo sistema estelar binario.
Imagen izquierda: Una ilustración muestra como debe ser el sistema LH54-425. Los feroces vientos estelares de las dos estrellas gigantes chocan y el viento de la menor es arrastrado por el de la mayor, formando un cono alrededor de la estrella menos masiva. Los resultados de esta interacción generan una potente radiación en ultravioleta que pudo ser analizada por el observatorio FUSE. (Crédito: NASA, Casey Reed.)
Conocido como LH54-425, la pareja de estrellas está ubicada en una brillante nube de hidrógeno resplandeciente conocida como N51, iluminada por estrellas recién nacidas en su interior, ubicada en la vecina galaxia Gran Nube de Magallanes, satélite de la Vía Láctea. El sistema estelar binario consiste en dos estrellas del tipo O, las más masivas y luminosas del Universo.
Datos espectrográficos obtenidos por el astrónomo Stephen Williams en el telescopio de 1,5 metros del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo en Chile, muestra que la pareja está formada por dos estrellas,
62 y 37 veces, respectivamente, más masivas que el Sol.
"Las estrellas están tan cercanas, alrededor de la sexta parte de una Unidad Astronómica, la distancia entre el Sol y la Tierra (0,166 UA), que ambas orbitan alrededor de un centro de masa común cada 2,25 días", dijo el colega de Williams Douglas Gies de la Georgia State University, de Atlanta. Con una masa combinada de unas 100 masas solares, es el sistema binario más extremo conocido. Estas estrellas se formaron hace menos de 3 millones de años atrás.
Cuando miramos a regiones activas en formación estelar en nuestra Vía Láctea o en galaxias vecinas, lo que vemos está dominado por las estrellas masivas y calientes que allí se han formado. Las emisiones en ultravioleta de estas estrellas calientes ionizan las nubes de gases que rodean la maternidad estelar haciéndolas resplandecer. Feroces vientos estelares de estas estrellas extremadamente calientes barren el gas y el polvo a su alrededor, removiéndolo y energizándolo. Incluso cuando estas estrellas masivas terminan como impresionantes explosiones de supernova, su energía afecta las regiones del espacio a su alrededor. Al final, la energía entregada al gas y al polvo termina expulsándolos, apagando finalmente el proceso de formación estelar en la región bajo la influencia de estas estrellas.
Imagen: La nube de gas de hidrógeno resplandeciente conocida como N51 y ubicada en la cercana Gran Nube de Magallanes, ditante a unos 170 mil años luz. La nube de gas es excitada y ionizada por el resplandor de estrellas calientes embebidas y formadas en el gas. La flecha azul indica la posición del sistema binario LH54-425. Lo que parece ser una única mancha de luz son en realidad un par de estrellas masivas binarias cercanas de tipo O.
La estrella mayor está expulsando material a una taza de 500 millones de toneladas por segundo (unas 400 veces más que lo que pierde el Sol a través de su viento solar) a una velocidad de 5,4 millones de millas por hora. Mientras que la más pequeña lo hace a un décimo de lo que expulsa su compañera mayor.
Es posible que estas estrellas terminen fundiéndose en el futuro, a medida que envejecen, con lo que producirían una estrella extremadamente masiva, como la mayor del sistema de Eta Carinae, una de las estrellas más masivas y luminosas de la Vía Láctea, que se sospecha tiene una masa de unas 100 masas solares. Este descenlace ocurrirá en aproximadamente un millón de años.
El estudio ha permitido observar el raro evento, ya que la vida de estrellas tan masivas es muy breve, ya que gastan su combustible estelar en unos pocos millones de años, para terminar como una formidable supernova que deja tras de si un agujero negro.
Durante los primeros años de su existencia, violentos chorros surgen a gran velocidad desde su interior, los que son colimados por los campos magnéticos estelares por los polos de la nueva estrella.
(24 de Marzo, 2011, ESO) Mediante observaciones realizadas con el Very Large Telescope de ESO en cerro Paranal en Chile, se han encontrado las estrellas más frías hasta el momento, se trata de un sistema de estrellas marrones, donde el más frío de los dos componentes podría ser la enana marrón con la temperatura más baja encontrada hasta ahora –la temperatura de su superficie es similar a la de una taza de té recién servida. Los dos componentes tienen un tamaño similar al del planeta Júpiter.
Imagen:
Esta impresión artística muestra el par de enanas marrones más frías encontradas hasta ahora, la temperatura supeficial de una de ellas es de apenas 100º C. Ilustración: ESO.
Imagen izquierda: Fotografía de la estrella súper gigante Betelgeuse obtenida con el instrumento NACO de óptica adaptativa en el Very Large Telescope de ESO, fue la base para realizar la imágen de arriba. Crédito: ESO.
(16 Agosto, 2007 GALEX/NASA/CA) Mediante el poco conocido observatorio orbital Galaxy Evolution Explorer - GALEX - de la NASA, astrónomos del Caltech han descubierto la sorprendente cola que la conocida estrella Mira va dejando en el espacio a medida que se desplaza por la Galaxia a velocidades supersónicas.
Imagen: Ilustración telescopio orbital Galaxy Evolution Explorer. NASA.
