Nota de prensa

LOS SECRETOS DE UNA GIGANTE ROJA

31 de Mayo de 2007

Dos de las instalaciones interferométricas más grandes del mundo se unieron para estudiar una estrella gigante roja. El Very Large Telescope de ESO en Cerro Paranal y el Very Long Baseline Array operado por NRAO, permitieron a un grupo de astrónomos realizar el estudio más detallado que se conoce de este tipo de estrellas.

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 a nuestro 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.

Por primera vez, un grupo de astrónomos 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%.

Aunque se trata de una estrella enorme –aproximadamente del tamaño de la órbita de la Tierra alrededor de Sol-, se encuentra muy lejos, por lo que se necesita una resolución muy alta para observar sus profundos envoltorios. Ésto se puede lograr sólo con técnicas interferométricas.

"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.

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).

(*) Un maser es el equivalente en microondas de un láser. El maser emite una poderosa radiación de microondas y su estudio requiere radiotelescopios. Un maser astrofísico puede provenir de nubes moleculares, cometas, atmósferas planetarias y atmósferas estelares entre otras fuentes del espacio interestelar.

Información adicional

Esta investigación aparece publicada en la revista Astronomy and Astrophysics (“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).

Contactos

Markus Wittkowski
ESO
Garching, Germany
Teléfono: +49 89 3200 6769
Correo electrónico: mwittkow@eso.org

David A. Boboltz
U.S. Naval Observatory
USA
Teléfono: +1 202 762 1488
Correo electrónico: dboboltz@usno.navy.mil

José Miguel Mas Hesse (Contacto para medios de comunicación en España)
Red de Difusión Científica de ESO y Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)
Madrid, Spain
Teléfono: +34 918131196
Correo electrónico: eson-spain@eso.org

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Esta es una traducción de la nota de prensa de ESO eso0725.