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Dos de las instalaciones interferométricas más grandes del mundo se unen para estudiar una estrella gigante roja.

Comunicado de Prensa ESO PR 25/07.

Utilizando el VLTI de ESO en Cerro Paranal y la instalación VLBA operada por NRAO, un equipo internacional de astrónomos ha realizado lo que se puede sostener que es el estudio más detallado del medio ambiente de una estrella gigante roja pulsante. Llevaron a cabo, por primera vez, una serie de observaciones coordinadas de tres cáscaras separadas dentro del tenue envoltorio exterior de la estrella: la capa molecular, la capa de polvo, y la capa máser, alcanzo un significativo progreso para nuestros conocimientos sobre el mecanismo por el cual, antes de morir, las estrellas evolucionadas pierden masa y la devuelven al medio interestelar.

S Orionis (S Ori) pertenece a la clase de las estrellas variables del tipo Mira. Es una estrella de una masa solar que, al igual de cómo será el destino de nuestro Sol dentro de 5 mil millones de años, se está aproximando a su triste fin como enana blanca. Las estrellas Mira son muy grandes y pierden enormes cantidades de materia. Cada año, S Ori eyecta el equivalente de la masa de la Tierra hacia el cosmos.

ESO PR Foto 25/07: Evolución de la estrella tipo Mira, S OrionisLas tres imágenes muestran épocas diferentes en la evolución de S Ori. Los puntos rojos y azules resultan de la emisión de radio de la capa máser. La observación de radio se superpone a la detección infrarroja simultánea: de hecho, el disco rojo indica la superficie estelar y las capas moleculares, mientras que los tonos verdes representan la localización de la capa de polvo. Las primeras dos imágenes se obtuvieron cerca de la luminosidad estelar mínima, cuando se produce la mayor parte del polvo. La tercera imagen se tomó justo después del máximo visual, cuando ya se había expandido la capa de polvo.© ESO (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

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“Dado que todos nosotros somos polvo de estrellas, el estudio de las fases de la vida de una estrella cuando el material procesado es devuelto al medio interestelar para ser utilizado por la generación siguiente de estrellas, planetas… y humanos, es muy importante”, dijo Markus Wittkowski, autor principal del artículo que presenta los resultados. Una estrella como el Sol perderá entre un tercio y un medio de su masa durante la fase Mira.

S Ori pulsa con un período de 420 días. En el curso de su ciclo, cambia su luminosidad por un factor de aproximadamente 500, mientras que su diámetro varía en aproximadamente un 20%.

Aunque estas estrellas son enormes (típicamente, son más grandes que nuestro Sol actual por un factor de unos cientos, es decir, abarcan la órbita de la Tierra alrededor del Sol, también están muy lejos y para poder espiar dentro de sus envolturas profundas se requiere una resolución muy alta. Esto solamente se puede lograr con técnicas interferométricas.

ESO PR Foto 25b/07: Estructura de S OriEsquema de la estructura de una gigante roja pulsante, derivada según el estudio interferométrico de S Orionis. El medio ambiente alrededor de la estrella está integrado por tres componentes: una cáscara molecular (capa interior roja), una cáscara de polvo (capa roja externa) y una cáscara máser (motas rojas y verdes). Gránulos de óxido de aluminio constituyen la mayor parte de la capa de polvo (observada en la banda infrarroja), mientras que la emisión máser de radio proviene de moléculas de monóxido de silicio. Las velocidades de los puntos máser indican que el gas se está expandiendo a una velocidad de unos 10 km por segundo (representación artística).© ESO (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

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“Los astrónomos son como los médicos, que utilizan diversos instrumentos para examinar partes diferentes del cuerpo humano”, dijo el co-autor David Boboltz. “Si bien la boca puede ser examinada con una simple luz, se necesita un estetoscopio para escuchar el latido del corazón. En forma similar, el corazón de una estrella puede ser observado ópticamente, las capas molecular y de polvo pueden ser estudiadas en el infrarrojo, y la emisión máser puede ser detectada con instrumentos de radio. Únicamente la combinación de los tres métodos nos una imagen más completa de la estrella y de su envoltorio”.

La emisión máser proviene de las moléculas de monóxido de silicio (SiO) y puede ser utilizado para fotografiar y trazar el movimiento de las nubes de gas en la envoltura estelar que tiene aproximadamente diez veces el tamaño del Sol.

Los astrónomos observaron a S Ori con dos de las mayores instalaciones interferométricas disponibles: el Interferómetro del Telescopio Muy Grande (VLTI) de ESO en Paranal, estudiando en el infrarrojo cercano y en el medio, y el Conjunto de Línea de Base Muy Larga (VLBA) operado por 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 épocas diferentes. La primer época fue cercana al mínimo de luminosidad estelar, y la última ocurrió justo después del máximo del ciclo siguiente.

ESO PR Foto 25c/07: S Ori a escalaBosquejo de una gigante roja pulsante del tipo Mira superpuesta al sistema solar interior. En esta imagen, S Ori está centrada en la posición del Sol: en cinco mil millones de años nuestro propio Sol evolucionará hasta esta etapa antes de enfriarse y convertirse en una enana blanca. Cuando se convierta en una gigante roja su tamaño promedio envolverá las órbitas de Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. La órbita de Júpiter estará justo más allá de la capa máser. Todas las distancias están a escala, pero los diámetros del Sol, de los planetas y de los puntos máser no lo están (representación artística).© ESO (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

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Los astrónomos descubrieron que el diámetro de la estrella varía entre 7,9 y 9,7 miliarcosegundos. A la distancia de S Ori, esto corresponde a un cambio en el radio desde 1,9 hasta 2,3 veces la distancia Tierra-Sol, o sea entre 400 y 500 radios solares.

Como si esos tamaños no fueran suficientes, la capa interior de polvo tiene aproximadamente el 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.

Más información

La investigación que aquí se presenta es comunicada en un artículo en prensa 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.). Está disponible en formato PDF en el sitio web del publicador.

El equipo está integrado por Markus Wittkowski (ESO), David A. Boboltz (U.S. Naval Observatory, EE.UU.), Keiichi Ohnaka y Thomas Driebe (MPIfR Bonn, Alemania), y Michael Scholz (Universidad de Heidelberg, Alemania, y Universidad de Sydney, Australia).

Notas

Un máser es el equivalente en microondas a un láser, que emite en luz visible. En cambio, un máser emite una poderosa radiación de microondas y para su estudio se requieren radiotelescopios. 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).

Contactos
Markus Wittkowski
ESO
Phone: +49 89 3200 6769
Email: mwittkow (en) eso.org

David A. Boboltz
U.S. Naval Observatory, USA
Phone: +1 202 762 1488
Email: dboboltz (en) usno.navy.mil

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ESO, astronomía hecha en Europa

VLT (Very Large Telescope) de ESO en Paranal, Chile.© ESO / Paranal

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Traducido para Astroseti.org por Heber Rizzo Baladán

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Web Site: ESO Press Release 25/07
Artículo: “Chronicle of a Death Foretold”
Fecha: Mayo 31, 2007

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Enlace con el artículo original en inglés: AQUÍ.