Una pizca de rojo*

#1# Resumen (Jul 25, 2024): Enlazando un trío de telescopios, los astrónomos han obtenido detalles sin precedentes de las viejas estrellas gigantes rojas. Las estrellas tienen un inexplicable brillo irregular que podría ser causado por planetas orbitales. #2# *Nota del editor: Juego de palabras intraducible pues IOTA, siglas de 'Infrared-Optical Telescope Array' significa 'pizca' basado en una publicación del Keck Observatory #3# Mientras los astrónomos enlazan dos telescopios para que los interferómetros revelen en gran detalle las estrellas distantes, los astrónomos del Observatorio Keck muestran el poder de enlazar tres o más telescopios juntos. El astrónomo Sam Ragland usó el conjunto de telescopios ópticos infrarrojos (IOTA por sus siglas en inglés) para enlazar tres telescopios y obtener detalles sin precedente de las viejas estrellas gigantes rojas que representan el eventual destino de nuestro Sol. Él encontró, sorprendentemente, que casi un tercio de las gigantes rojas que observó no tenían un brillo uniforme en su superficie, al contrario, son irregulares, quizá indicando grandes manchas o nubes similares a las manchas solares, u ondas de choque generadas por envolturas pulsantes, o incluso planetas. “La creencia típica es que las estrellas deben ser bolas simétricas de gas”, comentó Ragland, especialista en interferometría. “Pero el 30% de estas gigantes rojas mostraron asimetrías, las cuales tienen implicaciones en sus últimos estados de evolución estelar, cuando las estrellas como el Sol están evolucionando hacia nebulosas planetarias”. Los resultados obtenidos por Ragland y sus colegas también muestran la posibilidad de enlazar un trío, o incluso un quinteto o sexteto, de telescopios infrarrojos para obtener imágenes de mayor resolución en las longitudes de onda cercanas al infrarrojo, de lo que ha sido posible hasta ahora. “Con más de dos telescopios, se puede explorar de manera completamente diferente lo que puede observarse solo con dos telescopios”, comentó. “Es un gran adelanto pasar de dos a tres telescopios”, agregó la teórica Lee Anne Willson, coautora del estudio y profesora de física y astronomía en la Universidad del Estado de Iowa en Ames. “Con tres telescopios se puede distinguir no solo qué tan grande es la estrella, también se puede saber si es simétrica o asimétrica. Con más telescopios se puede transformar esto en un panorama más amplio”. Ragland, Willson y sus colegas en instituciones de los Estados Unidos y Francia, incluyendo la NASA, reportaron sus observaciones y conclusiones en un artículo recientemente aceptado por el Astrophysical Journal. Irónicamente, el conjunto de telescopios IOTA, operado en conjunto en el Monte Hopkins por el Smithsonian Astrophysical Obervatory, la Universidad de Harvard, la Universidad de Massachussets, la Universidad de Wyoming, y el Laboratorio Lincoln del Instituti de Tecnología de Massachussets, fue clausurado el 1o de julio para ahorrar dinero. El interferómetro inicial de dos telescopios comenzó a funcionar en 1993, y se le agregó un tercer telescopio de 45 centímetros en el año 2000, creando el primer interferómetro óptico e infrarrojo en trío. El director de IOTA, Wesley A. Traub, anterior director del -Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) y ahora en el Jet Propulsion Laboratory, ofreció a Ragland y sus colegas la oportunidad de usar el conjunto para probar los límites de la interferometría de telescopios múltiples, y quizá, aprender algo sobre el destino último del Sol. #4# Los interferómetros combinan la luz de dos o más telescopios para observar con mayor detalle, simulando la resolución de un telescopio tan grande como la distancia entre los telescopios. Mientras que los radioastrónomos han usado conjuntos de telescopios por años, ellos tienen la ventaja de trabajar con longitudes de onda relativamente grandes, de metros o centímetros, lo que hace más fácil el detectar las diferencias fraccionales entre los tiempos de llegada de la luz, a los telescopios por separado. Realizar interferometría en longitudes de onda cercanas al infrarrojo, con longitudes de 1.65 micrones, o la centésima parte de un milímetro, como hizo Ragland, es mucho más difícil debido a que las longitudes de onda son de una millonésima parte de las ondas de radio. ”A longitudes de onda corta, la estabilidad del instrumento es una restricción mayor”, comenta Ragland. “Aún la mas leve vibración podría destruir por completo la medición”. Los astrónomos también emplean una nueva tecnología para combinar la luz de los tres telescopios IOTA: un chip de estado sólido de media pulgada, llamado integrador de óptica – combinador de haz (IONIC por sus siglas en inglés), desarrollado en Francia. Esto contrasta con el interferómetro típico, que consiste de varios espejos que dirigen la luz de múltiples telescopios a un detector común. El objetivo principal de Ragland son las estrellas lentas de masa media, en un rango de tres cuartas partes la masa del Sol a tres veces la masa del mismo, que estén próximas al final de su vida. Estas estrellas que se han expandido a gigantes rojas desde hace varios miles de millones de años, cuando comenzaron a quemar el helio que se había acumulado durante su vida al quemar hidrógeno. Hacia el final, estas estrellas consisten en un denso núcleo de carbono y oxígeno, rodeado por un caparazón donde el hidrógeno se convierte en helio, y el helio en carbono y oxigeno. En la mayoría de estas estrellas, el hidrógeno y helio se alternan como combustibles, ocasionando que el brillo de la estrella varíe en un periodo de 100 000 años en lo que cambia de combustible. En muchos casos, la estrella pasa sus últimos 200 000 años como una “Mira variable” – un tipo de estrella cuya luz varía regularmente en brillo por periodos de 80 a 1000 días. Estas son llamadas así por la estrella prototipo en la constelación de Cetus, conocida como Mira. “Una de las razones por las que estoy interesado en esto es por que nuestro Sol va a tomar esta ruta dentro de unos 400 mil millones de años”, comentó Ragland. Es durante este periodo que la estrella comienza a expandirse y a expulsar sus capas exteriores en un “súper viento”, el cual eventualmente dejará atrás al núcleo como enana blanca en el centro de una nebulosa planetaria. Willson modela los mecanismos por los cuales estas estrellas en últimas etapas pierden su masa, principalmente debido a los fuertes vientos estelares. Durante estos eones de disminución de materia, la estrella también comienza a pulsar en el orden de meses a años, mientras las capas exteriores son expulsadas como en una válvula de presión, comentó Willson. Muchas de estas llamadas estrellas de tipo asintótico, son “Mira variables”, las cuales varían regularmente debido a que las moléculas forman un capullo transparente o casi opaco alrededor de la estrella durante una parte del tiempo. Mientras que algunas de estas estrellas se han mostrado no circulares, cualquier detalle asimétrico, tales como brillos irregulares, es imposible de detectar con un interferómetro de dos telescopios, comenta Ragland. Ragland y sus colegas observaron con el IOTA un total de 35 “Mira variables”, 18 variables semi regulares y 3 variables irregulares, todas dentro de una distancia de 1 300 años luz de la Tierra, en nuestra galaxia de la Vía Láctea. Doce de las “Mira variables” se comprobó que tienen brillo asimétrico, mientras que solo dos de las semi regulares y ninguna de las irregulares mostraron esta característica. #5# La causa de este brillo irregular no está clara, comenta Ragland. El modelado de Willson ha mostrado que un acompañante, tal como un planeta en una órbita similar a la de Júpiter en nuestro propio sistema, podría generar una huella en el viento estelar que podría mostrarse como una asimetría. Incluso planetas más cercanos, como la Tierra podrían generar huellas detectables en el viento estelar si éste es lo bastante fuerte, pues un planeta demasiado cerca de la envoltura en expansión sería tragado rápidamente y vaporizado por la estrella. Alternativamente, grandes cantidades del material expulsado de la estrella podría condensarse en nubes que bloqueen una parte o toda la luz de una sección de la estrella. Cualquiera que sea la causa, comenta Willson, “esto nos enseña que la idea de que las estrellas brillan de manera uniforme esta equivocada. Necesitaríamos desarrollar una nueva generación de modelos tri-dimensionales”. ”Este estudio, el mas grande de su tipo de estrellas de última fase, es el primero en demostrar el grado en el cual las estrellas de última fase, en especial las “Mira variables” y estrellas de carbono, muestran los efectos de puntos fríos y calientes”, comenta el coautor William Danchi, del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. “Esto tiene implicaciones de cómo interpretar las observaciones cuando se usan interferómetros infrarrojos para buscar planetas alrededor de gigantes rojas”.