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Desarrollan una nueva técnica para observar compañeros poco luminosos de las estrellas.

Comunicado de Prensa ESO PR 28/07.

La observación de la imagen de un objeto poco luminoso que se encuentra cerca de una estrella es una tarea demandante, ya que generalmente el objeto se encuentra escondido en el resplandor de la estrella. La caracterización de estos objetos, tomando sus espectros, es un reto aún más duro. Sin embargo, gracias a ingeniosos científicos y a un nuevo espectrógrafo fotográfico de ESO, esto es posible ahora, lo que allana el camino hacia un auténtico El Dorado de muchos nuevos y emocionantes descubrimientos.

Estas observaciones de contraste muy alto son fundamentales para fotografiar directamente planetas extrasolares desconocidos (es decir, planetas que orbitan a una estrella que no sea nuestro Sol), así como estrellas de muy poca masa y a enanas marrones, esas estrellas fallidas que son demasiado pequeñas como para comenzar a fusionar el hidrógeno en helio.

ESO PR Foto 28a/07: Buscando compañeros tenuesA la izquierda vemos una imagen sin procesar, mientras que a la derecha se muestra el resultado luego de aplicar la nueva técnica. Gracias a la misma es posible estudiar la tenue AB Doradus C (unas 100 veces menos luminosa que su anfitriona), una vez que se han eliminado la contaminación de la brillante AB Doradus A y las distorsiones debidas a la turbulencia atmosférica. AB Doradus es la más cercana compañera tenue que se haya detectado por fotografía.© SINFONI/VLT (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

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El astrónomo Niranjan Thatte y sus colegas desarrollaron un nuevo método precisamente para este propósito. Los fundamentos del concepto son relativamente simples: mientras que las posiciones de la mayoría de las características asociadas con la estrella anfitriona y las distorsiones producidas por el telescopio están en escala con la longitud de onda, la localización de una compañera tenue no lo está.

De este modo si la imagen presenta un reflejo interno de la estrella que parezca ser un planeta, este objeto fantasma tendrá una ubicación en la imagen cuando se lo observe con luz roja y otra cuando se lo observe con luz azul; un planeta real se mantendrá en el mismo lugar sin importar el color de la luz que se examine.

Por lo tanto, con la detección combinada de espectro y posición, se puede comprobar qué es lo que se modifica, eliminarlo, y quedarse con lo que está fijo, es decir con el objeto tenue. Tales observaciones pueden ser realizadas con instrumentos específicos, llamados “espectrógrafos de campo integral”, tales como el instrumento SINFONI del VLT de ESO. Esta técnica, denominada Deconvolución Espectral (SD), si bien fue propuesta por primera vez en 2002 para aplicaciones con base en el espacio, hasta ahora no había sido utilizada para obtener espectros de un objeto real.

“Aplicamos nuestra nueva técnica a un problemático compañero estelar muy pequeño (unas dos veces el tamaño de Júpiter) conocido como AB Doradus C, y el resultado fue sorprendente”, dice Thatte.

Utilizando SINFONI y esta nueva técnica, los astrónomos pudieron por primera vez obtener un espectro del objeto libre de la luz de la compañera luminosa y que contuviera toda la información necesaria para una clasificación completa.

Las nuevas observaciones indicaron una nueva temperatura para el objeto y modificaron los resultados que algunos científicos había derivado en 2005 (véase ESO PR 02/05: Pesando las estrellas más pequeñas).

“Esta es la forma en que progresa la ciencia”, dice Laird Close, líder del equipo científico. “Nuevos instrumentos llevan a mejores técnicas y mediciones, las que a menudo llevan a nuevos resultados, y uno debe cambiar alegremente el curso”.

ESO PR Foto 28b/07: Órbita de AB Doradus CLa órbita de AB Doradus C alrededor de su compañera más masiva, AB Doradus A, se muestra aquí como una elipse de color verde. AB Doradus C tarda 11,75 en completar una órbita, y la separación en el cielo es de apenas unos 0,2 arcosegundos. Esta solución orbital (que implica una masa de 0,09 masas solares para AB Doradus C) fue obtenida con astrometría de Hipparcos/VLBI, y fue confirmada por las últimas 5 imágenes AO del equipo actual.© (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

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Las observaciones SINFONI fueron complementadas con datos previos obtenidos con el VLT de ESO utilizando el instrumento NACO, que estaban almacenados en el archivo ESO.

AB Doradus es un sistema de dos pares de estrellas (cuatro estrellas en total, es decir, un sistema cuádruple) que se encuentra a 48 años luz de distancia en la constelación de Doradus (el Dorado o el Pez Espada).

AB Doradus A es el miembro joven principal de este sistema y posee una compañera tenue, AB Dor C, a 3 unidades astronómicas (UA) de distancia, o sea tres veces la distancia entre la Tierra y el Sol. En nuestro sistema, esto estaría dentro del cinturón de asteroides, entre las órbitas de Marte y Júpiter.

AB Dor C fue fotografiada por primera vez, gracias al VLT de ESO, en 2005. Los otros miembros del sistema son el par AB Doradus BaBb (también fotografiado en el trabajo previo de 2005) localizado a 133 UA de AB Dor A. Mientras que AB Doradus A tiene una masa de aproximadamente un 85% de la del Sol, AB Doradus C es casi diez veces menos masiva que AB Doradus A y pertenece a la categoría de enanas rojas frías.

ESO PR Foto 28c/07: Diagrama Hertzsprung-RussellEn el diagrama Hertzsprung-Russell el diagrama de las temperaturas de las estrellas está relacionado con su luminosidad. La posición de una estrella en el diagrama proporciona información sobre su etapa presente y su masa. Las estrellas que transforman hidrógeno en helio se ubican en la rama diagonal, la así llamada secuencia principal. Las enanas rojas como AB Doradus C se encuentran en la esquina fría y poco luminosa. AB Dor C tiene una temperatura de unos 3 000 grados y una luminosidad que es un 0,2% de la del Sol. Cuando una estrella consume todo su hidrógeno, abandona la secuencia principal y se convierte en una gigante roja o en una súper gigante roja, dependiendo de su masa (AB Doradus C nunca abandonará la secuencia principal porque consume muy poco hidrógeno. Las estrellas con masas similares a la del Sol que han consumido todo su combustible evolucionan finalmente hasta convertirse en enanas blancas (esquina inferior izquierda).© (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

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Las enanas rojas son extremadamente interesantes porque su masa se encuentra en el límite con la categoría de las enanas marrones. Por lo tanto, un conocimiento preciso de estas estrellas resulta imprescindible para nuestra comprensión sobre la evolución de las estrellas. Si AB Doradus C fuera ligeramente menos masiva que sus 93 masas-Júpiter, habría fracasado en convertirse en una estrella, y sería en cambio una enana marrón. Tal como es, el centro de AB Doradus C se está calentando lentamente, y en aproximadamente mil millones de años su núcleo tendrá la temperatura suficiente como para comenzar la fusión del hidrógeno en helio, algo que una enana marrón no podrá hacer jamás.

“Esta enana roja está 100 millones de veces más cerca de su brillante compañera de lo que todo ese sistema está de nosotros, y es unas 100 veces menos luminosa. Es, por lo tanto, un ejemplo perfecto del caso en que se requiere nuestra técnica de alto contraste”, dice el miembro del equipo Matthias Tecza.

Por observaciones previas, esta estrella única parecía ser más fría de lo esperado para un objeto de su masa y edad. Las nuevas y más precisas observaciones demuestran que ése no es el caso, ya que están en buena concordancia con la teoría, en particular con los modelos desarrollados por el grupo de Gilles Chabrier en Lyon, Francia.

Con una temperatura de unos 3 000 grados (aproximadamente la mitad de la del Sol) y con una luminosidad unas mil veces menor que el Sol, AB Doradus C se encuentra exactamente en la senda esperada para una estrella de 75 millones de años de edad y que tenga un 9% de la masa solar. AB Doradus C es la única estrella de ese tipo (joven y fría) con una masa bien conocida, de modo que la determinación de una temperatura precisa resulta crítica para la validación de estos modelos.

De esa forma, en el futuro podrán utilizarse esas sendas para extrapolar la masa de estrellas pequeñas y jóvenes, una vez que su temperatura y luminosidad hayan sido determinadas con precisión.

“Las estrellas pequeñas están nuevamente en el camino esperado”, concluye el miembro del equipo Roberto Abuter.

Más información

"New Photometry and Spectra of AB Doradus C: An Accurate Mass Determination of a Young Low-Mass Object with Theoretical Evolutionary Tracks", por L.M. Close, N. Thatte, E.L. Nielsen, R. Abuter, F. Clarke, M. Tecza, Astrophysical Journal, en prensa. Véase, en inglés, aquí.

"Very high contrast IFU spectroscopy of AB Doradus C: 9 mag contrast at 0.2" without coronagraph using spectral deconvolution", por N. Thatte, R. Abuter, M. Tecza, E.L. Nielsen, F.J. Clarke, L.M. Close, MNRAS en prensa. Está disponible, en inglés, en este enlace.

NOTAS:

[1].- SINFONI es un Espectrógrafo de Campo Integral (IFS) infrarrojo, alimentado por un módulo de óptica adaptativa MACAO. Un IFS permite el registro simultáneo de información de dos dimensiones angulares más una dimensión espectroscópica.

Los productos finales de los espectrógrafos de campo integral son cubos de datos: dos imágenes dimensionales extendidas con una tercera dimensión espectroscópica. Así, por cada uno de mil colores ligeramente diferentes, se produce una imagen bidimensional completa.

Este cubo puede ser dividido en láminas para estudiar las características espaciales y espectroscópicas de una región dada. Las películas que muestran las observaciones de AB Dor C con este instrumento están disponibles aquí.

[2].- Las ventajas de esta técnica de deconvolución espectral (SD) recientemente desarrollada con un espectrógrafo de campo integral en lugar del instrumento NACO SDI utilizado en el estudio previo de este objeto (ESO 02/05: Pesando las estrellas más pequeñas) reside en que, si bien ambas técnicas pueden descubrir a un compañero poco luminoso en cualquier lugar del campo, este método SD no se basa en un rasgo intrínseco del mismo. Cuando se considera el espectro, el continuo puede ser medido correctamente y se puede obtener un alto rendimiento incluso sin un coronógrafo.

La técnica SD detecta y caracteriza simultáneamente cualquier compañero poco luminoso con gran precisión; con el NACO SDI cualquier detección debía ser seguida por observaciones separadas para tomar un espectro. Un espectrógrafo de campo integral permite una utilización mucho más eficiente del tiempo de telescopio. Estas características lo convierten en un instrumento precioso para la búsqueda de exoplanetas.

Contactos
Niranjan Thatte
University of Oxford, UK
Phone: +44 1865 27 34 12
Email: thatte (en) astro.ox.ac.uk

Laird Close
University of Arizona, USA
Phone: +1 520 626 5992
Email: lclose (at) as.arizona.edu

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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 28/07
Artículo: “Back on Track”
Fecha: Junio 19, 2007

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