12/Ene/06

Revista Axxón Axxón en facebook Lectores de Axxón en facebook

El misterio de Vega fue resuelto, pero surgió otro

Los astrónomos finalmente se han sacado de encima un misterio que venía de hace largo tiempo atrás sobre por qué Vega, la quinta estrella en brillo en el cielo nocturno, es más brillante de lo que debiera.

(Sky & Telescope) - Utilizando un conjunto interconectado de telescopios para obtener una resolución extremadamente alta, midieron el brillo y las temperaturas en diferentes partes de la cara de la estrella Vega. Obtuvieron así valores que no esperaban, pero que llevaron a la solución del problema de Vega.

Mientras tanto, otro grupo que usaba la misma instalación ha descubierto que las enanas rojas, las estrellas más comunes del universo, son perceptiblemente más grandes que lo que se ha pensado durante mucho tiempo.

Ambos grupos utilizaron la formación CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy, centro de astronomía de alta resolución angular): una disposición triangular de seis telescopios de 1 metro ubicados en el monte Wilson, sobre Los Ángeles, California. Operado por la universidad estatal de Georgia, la formación CHARA es un interferómetro, un conjunto de telescopios ligados de modo tan íntimo que las ondas luminosas individuales de cada uno se pueden combinar para alcanzar una resolución extremadamente alta. Los dos telescopios de CHARA que están más separados se encuentran a 330 metros uno del otro, lo que le da a esta formación la resolución de un telescopio hipotético de 330 metros. CHARA puede resolver detalles tan pequeños como 200 microarcosegundos, más o menos el tamaño angular de una monedita vista desde 1.600 kilómetros de distancia.

Un equipo dirigido por Jason Aufdenberg (National Optical Astronomy Observatory, Tucson) utilizó la formación CHARA para medir el tamaño angular de Vega, ubicado a 25 años luz de distancia en la constelación de Lyra. Los astrónomos han pensado durante décadas que Vega es alrededor de 50 por ciento más luminosa que lo que debería ser, de acuerdo a la teoría estelar, basándose en la temperatura medida. Con la alta resolución de CHARA, Aufdenberg y sus colegas confirmaron una antigua sospecha: que Vega no es una simple esfera. Su forma es achatada debido a su alta velocidad de rotación, pero ocurre que nosotros la vemos casi sobre el eje de rotación (uno de los polos), por lo que su disco aparece redondo en el cielo y esa alta velocidad de rotación había quedado inadvertida. Esta situación fue la llave que terminó con el misterio.

Las mediciones de CHARA revelaron que el disco de Vega es mucho más oscuro alrededor de sus bordes que en el centro. Esta es la consecuencia natural de una estrella que rota sobre sus polos con tanta velocidad que está a punto de romperse. De hecho, según calculan los astrónomos, el diámetro ecuatorial de Vega es de unas 2,8 veces el del Sol, mientras que su diámetro polar es de sólo 2,3 veces el del Sol, lo que significa que la estrella es 20 por ciento más grande sobre su ecuador que en dirección de su eje de rotación. Esta forma achatada se debe a que Vega gira sobre sí misma cada 12,5 horas, lo que significa el 92 por ciento de la velocidad de ruptura calculada para esa estrella.

"La rotación veloz significa que los polos de la estrella serán más calientes", explica Aufdenberg. De hecho, las observaciones de los polos de Vega muestran que están a una temperatura de 9.900°C, lo que es 2.300°C más caliente que el ecuador. Una civilización cuyo planeta estuviera alineado con el ecuador de Vega vería una estrella mucho más fría y menos lumininosa. El ecuador más oscuro es lo que le da a Vega un aspecto aparente de estar rodeada de sombras (como si tuviese un anillo de polvo alrededor) cuando se la ve desde la perspectiva de la Tierra, y el hecho de que su brillante polo esté dirigido hacia nosotros es lo que la hace aparecer demasiado brillante.

"Vega se ve como una estrella con 60 luminosidades solares, pero debería ser de alrededor de 40", dijo Aufdenberg. Cuando el equipo hizo las correcciones, encontraron que Vega emite en promedio unas 37 veces la luz del Sol, un valor que se aproxima muchísimo al que dan las predicciones teóricas. La capacidad de CHARA de medir los diámetros estelares podría haber cerrado el libro de misterios de Vega, pero esta capacidad ha puesto en problemas los modelos estelares relacionados con las enanas rojas, que son estrellas tenues, frías y pequeñas, y que componen alrededor de tres cuartas partes de la población de estrellas que forma nuestra galaxia.

Un equipo dirigido por David Berger (Universidad de Michigan) midió con precisión el diámetro de seis enanas rojas utilizando el CHARA. Todas resultaron ser de un 15 a 20 por ciento más grandes de lo que predicen los modelos, en relación a sus masas. Estas observaciones confirman las primeras mediciones del tamaño de las enanas rojas que fueron realizadas por otros interferómetros, así como determinaciones indirectas hechas con telescopios convencionales en eclipses de enanas rojas en sistemas binarios.

"Si no comprendemos esto, no entendemos a las estrellas de poca masa", dijo Berger.

Berger piensa que el modelo falla en tener en cuenta apropiadamente la presencia de moléculas tales como las del vapor de agua en la atmósfera superior de la enana roja. Esas moléculas podrían tender a disminuir levemente el brillo de la superficie de la estrella, haciendo en consecuencia que la estrella deba ser mayor para emitir la cantidad de luz que se observa.

Berger y Aufdenberg presentaron sus resultados en la conferencia de la Sociedad Astronómica Norteamericana (American Astronomical Society) que se lleva a cabo esta semana en Washington, DC. Ambos astrónomos señalaron que las primeras mediciones interferométricas de diámetros estelares las realizó en el Monte Wilson el físico norteamericano Albert A. Michelson, a principios de los años 20.

En un logro que hizo historia, Michelson utilizó la interferometría para medir el tamaño angular relativamente grande de Betelgeuse (una supergigante roja) en 1920. Berger comentó: "Este es un lugar verdaderamente histórico para la interferometría".

Aportado por Eduardo J. Carletti