13/Jun/07

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Los secretos develados de una estrella gigante roja

Mediante el interferómetro VLTI de la ESO y el VLBA operado por la NRAO, se estudió en detalle el ambiente de una gigante roja pulsante. Así se avanzó en la comprensión del mecanismo por las cuales las gigantes rojas antes de morir pierden masa y la devuelven al espacio.

Usando el interferómetro VLTI de la organización ESO en Cerro Paranal y el VLBA operado por NRAO, un equipo internacional de astrónomos, liderado por Markus Wittkowski, de ESO, realizó el estudio más detallado del ambiente de una estrella gigante roja que pulsa. Por primera vez, el equipo 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 máser. 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.

La gigante roja S Orionis (S Ori) es una estrella variable del tipo Mira. Su masa es similar a la del Sol, con la diferencia que está mucho más cerca de convertirse en una enana blanca, el mismo final que le espera al Sol dentro de 5 mil millones de años.

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.

"Los astrónomos son como los médicos, usan varios instrumentos para examinar distintas partes del cuerpo humano", dijo el coautor 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 máser 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 máser 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.

Los astrónomos encontraron que el diámetro de la estrella variaba entre 7,9 milésimas de segundo de arco y 9,7 milésimas de segundo de arco 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 máser, 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.

ESO opera el Interferómetro del VLT en el Observatorio de Cerro Paranal (II Región de Chile), con cuatro telescopios fijos de 8,2 metros y cuatro telescopios móviles de 1,8 metros, que funcionan a longitudes de onda ópticas/infrarrojas. NRAO opera el Very Long Baseline Array con 10 estaciones a través de Estados Unidos, que trabajan con longitudes de onda de radio entre 3 mm y 90 cm (0,3-90 GHz). ESO, NRAO y NAOJ (Observatorio Astronómico Nacional de Japón) operarán el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) en Chile, que funcionará a longitudes de onda milimétricas entre 0,3 y 10 mm (30 - 950 GHz).

Esta investigación aparece publicada en Astronomy and Astrophysics, bajo el título "The Mira variable S Ori: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs", por M. Wittkowski et al.

El equipo está formado por Markus Wittkowski (ESO), David A. Boboltz (Observatorio Naval de Estados Unidos), Keiichi Ohnaka y Thomas Driebe (MPIfR Bonn, Alemania), y Michael Scholz (Universidad de Heidelberg, Alemania, y Universidad de Sydney, Australia).

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.

Fuente: Cielo Sur . Aportado por Gustavo Courault