Dos de los más grandes interferómetros se unieron para estudiar una gigante roja.
Usando el VLTI de ESO en Cerro Paranal y el VLBA operado por NRAO, un equipo internacional de astrónomos ha hecho lo que es posiblemente el más detallado estudio del entorno de una pulsante gigante roja. Realizaron, por primera vez, observaciones coordinadas de tres capas exteriores de la estrella: la capa molecular, la capa de polvo y la capa máser, alcanzando un progreso significativo en nuestro entendimiento del mecanismo de cómo, antes de morir, las estrellas evolucionadas pierden masa y la retornan al medio interestelar.
Vía ESO
Impresión artística - (c) ESO
S Orionis (S Ori) pertenece a la clase de variable Tipo-Mira. Es una estrella de masa solar que, al igual que el destino de nuestro Sol, está cerca de su triste final como enana blanca. Las estrellas tipo Mira son muy grandes y pierden grandes cantidades de materia. Cada año, S Ori eyecta tanta cantidad como el equivalente a la masa de la Tierra, al cosmos.
"Como todos somos polvo de estrellas, estudiar las fases en la vida de una estrella cuando la materia procesada es devuelta al medio interestelar para ser usada por la próxima generación de estrellas, planetas...y humanos, es muy importante", comentó Markus Wittkowski, líder del paper que reporta los resultados. Una estrellas como el Sol perderá entre una tercera y la mitad de su masa durante la fase Mira.
S Ori pulsa con un período de 420 días. En el curso de su ciclo, cambia su brillo en un factor del orden de 500 mientras su diámetro varía cerca de un 20%.
Aunque estas estrellas son enormes -son típicamente más grandes que el actual Sol en un factor de unos cientos, por ejemplo, pueden abarcar la órbita de la Tierra alrededor del Sol- también son distantes y mirar en sus profundos envoltorios requiere muy alta resolución. Esto sólo puede alcanzarse con técnicas interferométricas.
"Los astrónomos son como médicos, que usan varios instrumentos japra examinar diferentes partes del cuerpo hmano", comentó el co-autor David Boboltz. "Mientras que la boca puede ser revisada con una luz simple, un estetoscopio es necesario para escuchar los latidos del corazón. Similarmente, el corazón de una estrella puede ser observado en el espectro óptico, las capas moleculares y de polvo pueden ser estudiadas en el infrarojo y la emisión maser puede ser probada con instrumentos de radio. Sólo la combinación de los tres nos da una imagen más completa de la estrella y su envoltorio".
La emisión máser viene de moléculas de monóxido de silicio y puede ser usado para fotografiar y rastrear el movimiento de las nubes de gas en el envoltorio estelar de unas diez veces el tamaño del Sol.
Los astrónomos observaron S Ori dos de las instalaciones interferómetricas disponibles: el Very Large Telescope Interferometer (VLTI) de ESO en Paranal, observando en el cercano y medio infrarojo, y el Very Long Baseline Array (VLBA) de NRAO que realiza mediciones en el dominio de las ondas de radio.
Como la luminosidad de la estrella cambia periódicamente, los astrónomos la observaron simultáneamente con ambos instrumentos en diferentes épocas. La primera ocurrió cerca del mínimo de luminosidad de la estrella y la última luego del máximo del ciclo siguiente.
Se encontró que el diámetro varía entre 7.9 y 9.7 miliarcosegundos. A la distancia de S Ori, esto corresponde a un cambio en el radio de unas 1.9 a 2.3 veces la distancia entre la Tierra y el Sol o entre 400 y 500 radios solares!
Como si esos tamaños no fueran suficiente, la capa interna de polvo se encontró que es cerca del doble de tamaño. Los puntos máser, que también se forman a aproximadamente dos veces el radio de la estrella, muestran la estructura típica de anillos parciales o completos con una distribución grumosa. Sus velocidades indican que el gas se está expandiendo radialmente, alejándose a una velocidad de unos 10 kilómetros por segundo.
El análisis multi-onda indica que cerca del mínimo hay más producción de polvo y más eyección de masa; de hecho, en estas fases la cantidad de polvo es significativamente mayor que en las otras.
Después de esta intensa producción y eyección de materia la estrella continúa su pulsación y, cuando alcanza su luminosidad máxima, muestra una capa de polvo mucho más expandida. Esto apoya claramente una fuerte conexión entre la pulsación Mira y la producción y expulsión de polvo.
Más aún, los astrónomos descubrieron que gránulos de óxido de aluminio, también llamado corundum, constituyen la mayor parte de la capa de polvo de S Ori. Se estima que el tamaño de los gránulos se encuentra en el orden la las diez millonésimas de centímetro, es decir mil veces más pequeñas que el diámetro de un cabello humano.
“Conocemos uno de los capítulos de la vida secreta de una estrella Mira, pero se puede aprender mucho más en el futuro cercano, cuando agreguemos a nuestra ya amplio enfoque observacional la interferometría en el infrarrojo cercano con el instrumento AMBER del VLTI”, dijo Wittkowski.
La investigación es reportada en Astronomy and Astrophysics ("The Mira variable S Ori: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs", by M. Wittkowski et al.).
Está disponible en PDF en el web site de la revista.
El equipo consiste en Markus Wittkowski (ESO), David A. Boboltz (U.S. Naval Observatory, USA), Keiichi Ohnaka and Thomas Driebe (MPIfR Bonn, Germany), and Michael Scholz (University of Heidelberg, Germany y University of Sydney, Australia).
Notas
Un máser es la microonda equivalente al láser, que emite luz visible. Un máser, en cambio, emite poderosa radiación de microondas y su estudio requiere radio telescopios. Un máser astrofísico es una fuente natural de emisión estimulada que puede aparecer en nubes moleculares, cometas, atmósferas planetarias, atmósferas estelares, o de otras variadas condiciones del espacio interestelar.
ESO opera el Interferómetro del Telescopio Muy Grande en el Observatorio Paranal, Chile, con cuatro telescopios fijos de 8,2 metros y cuatro telescopios móviles de 1,8 metros, trabajando en longitudes de onda ópticas e infrarrojas.
NRAO opera el Conjunto de Línea de Base Muy Larga con 10 estaciones a lo largo de los EE.UU. trabajando en longitudes de onda de radio entre 3 mm y 90 cm (0,3-90 GHz).
ESO, NRAO y otros asociados operarán el Gran Conjunto Milimétrico-submilimétrico de Atacama (ALMA) en Chile, trabajando con longitudes de onda milimétricas entre 0,3 y 10 mm (30-950 GHz).
Links relacionados
Comunicado de prensa de ESO
Usando el VLTI de ESO en Cerro Paranal y el VLBA operado por NRAO, un equipo internacional de astrónomos ha hecho lo que es posiblemente el más detallado estudio del entorno de una pulsante gigante roja. Realizaron, por primera vez, observaciones coordinadas de tres capas exteriores de la estrella: la capa molecular, la capa de polvo y la capa máser, alcanzando un progreso significativo en nuestro entendimiento del mecanismo de cómo, antes de morir, las estrellas evolucionadas pierden masa y la retornan al medio interestelar.
Vía ESO
Impresión artística - (c) ESO
S Orionis (S Ori) pertenece a la clase de variable Tipo-Mira. Es una estrella de masa solar que, al igual que el destino de nuestro Sol, está cerca de su triste final como enana blanca. Las estrellas tipo Mira son muy grandes y pierden grandes cantidades de materia. Cada año, S Ori eyecta tanta cantidad como el equivalente a la masa de la Tierra, al cosmos.
"Como todos somos polvo de estrellas, estudiar las fases en la vida de una estrella cuando la materia procesada es devuelta al medio interestelar para ser usada por la próxima generación de estrellas, planetas...y humanos, es muy importante", comentó Markus Wittkowski, líder del paper que reporta los resultados. Una estrellas como el Sol perderá entre una tercera y la mitad de su masa durante la fase Mira.
S Ori pulsa con un período de 420 días. En el curso de su ciclo, cambia su brillo en un factor del orden de 500 mientras su diámetro varía cerca de un 20%.
Aunque estas estrellas son enormes -son típicamente más grandes que el actual Sol en un factor de unos cientos, por ejemplo, pueden abarcar la órbita de la Tierra alrededor del Sol- también son distantes y mirar en sus profundos envoltorios requiere muy alta resolución. Esto sólo puede alcanzarse con técnicas interferométricas.
"Los astrónomos son como médicos, que usan varios instrumentos japra examinar diferentes partes del cuerpo hmano", comentó el co-autor David Boboltz. "Mientras que la boca puede ser revisada con una luz simple, un estetoscopio es necesario para escuchar los latidos del corazón. Similarmente, el corazón de una estrella puede ser observado en el espectro óptico, las capas moleculares y de polvo pueden ser estudiadas en el infrarojo y la emisión maser puede ser probada con instrumentos de radio. Sólo la combinación de los tres nos da una imagen más completa de la estrella y su envoltorio".
La emisión máser viene de moléculas de monóxido de silicio y puede ser usado para fotografiar y rastrear el movimiento de las nubes de gas en el envoltorio estelar de unas diez veces el tamaño del Sol.
Los astrónomos observaron S Ori dos de las instalaciones interferómetricas disponibles: el Very Large Telescope Interferometer (VLTI) de ESO en Paranal, observando en el cercano y medio infrarojo, y el Very Long Baseline Array (VLBA) de NRAO que realiza mediciones en el dominio de las ondas de radio.
Como la luminosidad de la estrella cambia periódicamente, los astrónomos la observaron simultáneamente con ambos instrumentos en diferentes épocas. La primera ocurrió cerca del mínimo de luminosidad de la estrella y la última luego del máximo del ciclo siguiente.
Se encontró que el diámetro varía entre 7.9 y 9.7 miliarcosegundos. A la distancia de S Ori, esto corresponde a un cambio en el radio de unas 1.9 a 2.3 veces la distancia entre la Tierra y el Sol o entre 400 y 500 radios solares!
Como si esos tamaños no fueran suficiente, la capa interna de polvo se encontró que es cerca del doble de tamaño. Los puntos máser, que también se forman a aproximadamente dos veces el radio de la estrella, muestran la estructura típica de anillos parciales o completos con una distribución grumosa. Sus velocidades indican que el gas se está expandiendo radialmente, alejándose a una velocidad de unos 10 kilómetros por segundo.
El análisis multi-onda indica que cerca del mínimo hay más producción de polvo y más eyección de masa; de hecho, en estas fases la cantidad de polvo es significativamente mayor que en las otras.
Después de esta intensa producción y eyección de materia la estrella continúa su pulsación y, cuando alcanza su luminosidad máxima, muestra una capa de polvo mucho más expandida. Esto apoya claramente una fuerte conexión entre la pulsación Mira y la producción y expulsión de polvo.
Más aún, los astrónomos descubrieron que gránulos de óxido de aluminio, también llamado corundum, constituyen la mayor parte de la capa de polvo de S Ori. Se estima que el tamaño de los gránulos se encuentra en el orden la las diez millonésimas de centímetro, es decir mil veces más pequeñas que el diámetro de un cabello humano.
“Conocemos uno de los capítulos de la vida secreta de una estrella Mira, pero se puede aprender mucho más en el futuro cercano, cuando agreguemos a nuestra ya amplio enfoque observacional la interferometría en el infrarrojo cercano con el instrumento AMBER del VLTI”, dijo Wittkowski.
La investigación es reportada en Astronomy and Astrophysics ("The Mira variable S Ori: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs", by M. Wittkowski et al.).
Está disponible en PDF en el web site de la revista.
El equipo consiste en Markus Wittkowski (ESO), David A. Boboltz (U.S. Naval Observatory, USA), Keiichi Ohnaka and Thomas Driebe (MPIfR Bonn, Germany), and Michael Scholz (University of Heidelberg, Germany y University of Sydney, Australia).
Notas
Un máser es la microonda equivalente al láser, que emite luz visible. Un máser, en cambio, emite poderosa radiación de microondas y su estudio requiere radio telescopios. Un máser astrofísico es una fuente natural de emisión estimulada que puede aparecer en nubes moleculares, cometas, atmósferas planetarias, atmósferas estelares, o de otras variadas condiciones del espacio interestelar.
ESO opera el Interferómetro del Telescopio Muy Grande en el Observatorio Paranal, Chile, con cuatro telescopios fijos de 8,2 metros y cuatro telescopios móviles de 1,8 metros, trabajando en longitudes de onda ópticas e infrarrojas.
NRAO opera el Conjunto de Línea de Base Muy Larga con 10 estaciones a lo largo de los EE.UU. trabajando en longitudes de onda de radio entre 3 mm y 90 cm (0,3-90 GHz).
ESO, NRAO y otros asociados operarán el Gran Conjunto Milimétrico-submilimétrico de Atacama (ALMA) en Chile, trabajando con longitudes de onda milimétricas entre 0,3 y 10 mm (30-950 GHz).
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