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La Misión de Interferometría Espacial (“Space Interferometry Mission” o SIM, por sus siglas en inglés) investigará el contenido de la masa de la Galaxia, desde enormes estrellas a débiles enanas marrones, y desde calientes enanas blancas a exóticos agujeros negros. Tendrá como objetivo estudiar varias muestras de la población galáctica para determinar y relacionar las características fundamentales de masa, luminosidad, edad, composición y multiplicidad, atributos que unidos traerán aparejada una comprensión extensiva de la población total de estrellas. Las muestras incluirán cúmulos distantes que se abarcan un factor de 5000 en edad y estrellas comunes y objetos subestelares que merodean cerca del Sol.

La masa es la característica más fundamental de una estrella. Gobierna la total evolución de la estrella, determinando qué combustibles quemará, de qué color será y cuánto tiempo vivirá. Es crucial para nuestra comprensión sobre astrofísica estelar que determinemos las masas estelares con gran exactitud. Para poner nuestro conocimiento sobre evolución estelar en un terreno más firme, SIM medirá las distancias y las propiedades orbitales de unas 200 estrellas con precisión suficiente para determinar las masas de estrellas simples y binarias con una precisión de un 1%. Esto, a su vez, permitirá desafíos a los modelos de astrofísica estelar más rigurosos que nunca antes. SIM (1) definirá la relación entre masa y luminosidad en las estrellas de la secuencia principal en cinco cúmulos fundamentales para poder representar gráficamente los efectos de la edad y la metalicidad (Trapecio, TW Hidra, Pléyades, Híades y M67), y (2) determinará las masas precisas de ejemplos representativos de casi cada tipo de estrella, descendiente estelar o enana marrón en la Galaxia.

Se requiere información sobre la masa para calibrar las huellas evolutivas de estrellas anteriores a la secuencia principal que sirven como cronómetro ordenando los sucesos que ocurren durante la evolución de jóvenes estrellas y sistemas planetarios. También se necesitan masas precisas para las estrellas con planetas extrasolares.

Para el estudio de estrellas posteriores a la Rama Asintótica de Gigantes (post-AGB por sus siglas en inglés), mediciones de ángulo amplio determinarán el paralaje, mientras que se harán mediciones de ángulo estrecho para determinar las inclinaciones orbitales de varias estrellas post-AGB (en sistemas binarios) deficientes en hierro, cuyas peculiares abundancias y excesos infrarrojos son evidencia de que están acretando gas de polvo de un disco circun-binario. Mediciones de la inclinación orbital, masa de la acompañante y paralaje proporcionarán limitaciones decisivas.

SIM ayudará a nuestra comprensión sobre la transición de estrellas de la Rama de Asintóticas Gigantes (AGB) esféricamente simétricas, a nebulosas planetarias asimétricas (PNe). Los modelos basados en vientos en interacción han tenido un éxito considerable al explicar las morfologías de PNe. Sin embargo, aún se desconoce si las asimetrías observadas en PNe están presentes en las propias estrellas progenitoras AGB, y si estas asimetrías podrían ser producidas por mecanismos tales como pulsaciones no-radiales o compañeras inadvertidas. Observaciones SIM de un número de estrellas AGB que muestran tener envolturas asimétricas, a través de observaciones por radio de másers circunestelares, permitirán un examen de estas teorías.

SIM puede sondear la distribución galáctica de binarias de rayos X a través de paralajes y movimientos propios midiendo unas 50 binarias de rayos X. Estas mediciones también eliminarán las incertidumbres en las luminosidades de fuentes individuales, lo que es en este momento de un orden de magnitud completo. Esto permitirá comparaciones más detalladas entre las observaciones de rayos-X y modelos físicos tales como los flujos de acreción dominados por advección.

Se harán observaciones precisas de varias binarias de rayos-X para determinar sus órbitas. El objetivo principal de estas observaciones de ángulo reducido del SIM es el de medir masas compactas en binarias de un agujero negro y una estrella neutrónica de rayos X. Estos objetos son tenues y harán uso de la capacidad de SIM para realizar observaciones precisas de objetos tenues.

Se realizará un censo completo de la población estelar de la Galaxia con SIM, incluyendo tanto estrellas ordinarias como “oscuras”. Las estrellas ordinarias, quemando su combustible nuclear y brillando, pueden quizá estudiarse con técnicas astronómicas tradicionales, pero las estrellas “oscuras”, entre las que incluimos viejas enanas marrones, agujeros negros, viejas enanas blancas, estrellas neutrónicas y quizás objetos exóticos como estrellas de materia-espejo o agujeros negros primordiales, sólo pueden ser estudiados a través de sus efectos gravitacionales. Tradicionalmente estos objetos han sido sondeados en binarias, y por lo tanto seleccionados de tal manera que pueden o no ser representativos de sus respectivas poblaciones de campo.

La única forma de examinar el la población del campo de estas estrellas oscuras es a través de micro-lente, la desviación de la luz desde una estrella visible en el fondo por un objeto (oscuro o no) en el primer plano. Cuando se observa, hay dos imágenes de la estrella de fondo. Aunque estas imágenes no puedan ser resueltas cuando la lente tiene sólo una masa estelar, el efecto de lente puede ser detectado de dos maneras: fotométricamente, midiendo la magnificación de la fuente por la lente, y astrométricamente, midiendo el desplazamiento en el centro de las dos imágenes. El centro de luz de las dos imágenes mezcladas se desplaza ligeramente desde su verdadera posición en la fuente hacia la imagen más brillante durante el fenómeno de lente, típicamente por unos 100 mas (miliarcosegundos). Con su precisión de 4 mas, SIM podrá medir con precisión este desplazamiento.

De la diferencia de este hecho tal y como es visto por SIM y otros telescopios con base en tierra, uno puede reconstruir más hechos del fenómeno micro-lente. Ya que SIM estará en una órbita siguiendo a la solar, alejándose de la Tierra a 0,1 UA/año, se puede usar fotometría SIM (un producto derivado de sus observaciones astrométricas) para determinar el segundo parámetro necesario para computar la masa de la lente.

Una determinación alternativa de la masa se basa en mediciones de los movimientos propios. El movimiento propio de estrellas cercanas provocará que pasen en frente de una estrella más distante, lo suficientemente cerca para permitir una desviación medible de su luz. Mediante la medición de esta desviación con SIM la masa de la estrella cercana puede ser medida con una precisión de un 1%.

SIM sondeará la física de estrellas cromosféricamente activas. En estos sistemas binarios cercanos y “activos” existen interacciones entre las estrellas que se sabe que generan emisiones de radio. El o los mecanismo(s) de emisión responsables de generar emisión de radio en estrellas cromosféricamente activas aún se desconocen. ¿Es termal, sincrotrón relativista, o girosincrotrón? Aún no se ha desarrollado un consenso concerniente a la física de formación y evolución de la emisión de radio asociada con sistemas estelares binarios activos. También, para la mayoría de las binarias activas, la localización de la emisión con respecto a los componentes del sistema binario es desconocida, por ejemplo, ¿está la región emisora en una de las estrellas, localizada en la región intrabinaria o rodea a ambas estrellas? Esta incertidumbre puede ser atribuida en parte a insuficiencias en el marco de enlace óptico/de radio. Esta limitación será eliminada por el marco de enlace de SIM (Vea Marcos de Referencia).