Recientemente, un equipo de astrónomos utilizó la matriz de telescopios ópticos infrarrojos (IOTA) de Arizona de tres telescopios vinculados para observar 4 mil millones de años en el futuro, cuando nuestro Sol se infla para convertirse en una estrella gigante roja. Observaron varias estrellas gigantes rojas, el destino final de nuestro Sol, y descubrieron que sus superficies estaban moteadas y variadas, cubiertas de enormes manchas solares.
A medida que los astrónomos vinculan cada vez más dos telescopios como interferómetros para revelar un mayor detalle de estrellas distantes, un astrónomo del Observatorio Keck muestra el poder de unir tres o incluso más telescopios.
El astrónomo Sam Ragland utilizó la matriz de telescopios infrarrojos ópticos de Arizona (IOTA) de tres telescopios conectados para obtener detalles sin precedentes de viejas estrellas gigantes rojas que representan el destino final del Sol.
Sorprendentemente, descubrió que casi un tercio de los gigantes rojos que examinó no eran uniformemente brillantes en su cara, sino que eran irregulares, tal vez indicando grandes manchas o nubes análogas a las manchas solares, ondas de choque generadas por envolturas pulsantes, o incluso planetas.
"La creencia típica es que las estrellas tienen que ser bolas de gas simétricas", dijo Ragland, un especialista en interferómetro. "Pero el 30 por ciento de estos gigantes rojos mostraron asimetría, lo que tiene implicaciones para las últimas etapas de la evolución estelar, cuando estrellas como el Sol se están convirtiendo en nebulosas planetarias".
Los resultados obtenidos por Ragland y sus colegas también demuestran la viabilidad de vincular un trío, o incluso un quinteto o sexteto, de telescopios infrarrojos para obtener imágenes de mayor resolución en el infrarrojo cercano de lo que era posible antes.
"Con más de dos telescopios, puede explorar un tipo de ciencia totalmente diferente de lo que se podría hacer con dos telescopios", dijo.
"Es un gran paso pasar de dos telescopios a tres", agregó el teórico Lee Anne Willson, coautor del estudio y profesor de física y astronomía en la Universidad Estatal de Iowa en Ames. "Con tres telescopios se puede saber no solo qué tan grande es la estrella, sino también si es simétrica o asimétrica. Con incluso más telescopios, puede comenzar a convertir eso en una imagen ”.
Ragland, Willson y sus colegas de instituciones en los Estados Unidos y Francia, incluida la NASA, informaron sus observaciones y conclusiones en un documento recientemente aceptado por The Astrophysical Journal.
Irónicamente, el conjunto de telescopios IOTA, operado conjuntamente en el monte. Hopkins, del Smithsonian Astrophysical Observatory, la Universidad de Harvard, la Universidad de Massachusetts, la Universidad de Wyoming y el Laboratorio Lincoln del Instituto de Tecnología de Massachusetts, fue cerrado el 1 de julio para ahorrar dinero. El interferómetro inicial de dos telescopios se puso en línea en 1993, y la adición de un tercer telescopio de 45 centímetros en 2000 creó el primer trío de interferómetro óptico e infrarrojo.
El director de IOTA, Wesley A. Traub, anteriormente del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica (CfA) y ahora en el Laboratorio de Propulsión a Chorro, ofreció a Ragland y sus colegas la oportunidad de usar la matriz para probar los límites de la interferometría de telescopios múltiples, y tal vez aprende algo sobre el destino final del Sol.
Los interferómetros combinan la luz de dos o más telescopios para ver más detalles, simulando la resolución de un telescopio tan grande como la distancia entre los telescopios. Si bien los radioastrónomos han utilizado matrices durante años para simular telescopios mucho más grandes, tienen la ventaja de longitudes de onda relativamente largas, metros o centímetros, lo que facilita la detección de diferencias de longitud de onda fraccionarias entre los tiempos de llegada de la luz a telescopios separados. Hacer interferometría en el infrarrojo cercano, a una longitud de onda de 1,65 micras, o aproximadamente una centésima de milímetro, como lo hizo Ragland, es mucho más difícil porque las longitudes de onda son casi una millonésima que las ondas de radio.
"En longitudes de onda cortas, la estabilidad del instrumento es una limitación importante", dijo Ragland. "Incluso una vibración destruirá totalmente la medición".
Los astrónomos también emplearon una nueva tecnología para combinar la luz de los tres telescopios IOTA: un chip de estado sólido de media pulgada de ancho, llamado combinador de haz de óptica integrada (IONIC), desarrollado en Francia. Esto contrasta con el interferómetro típico, que consiste en muchos espejos para dirigir la luz de múltiples telescopios a un detector común.
El enfoque principal de Ragland son las estrellas de baja a mediana masa, que van desde tres cuartos de la masa del Sol hasta tres veces la masa del Sol, a medida que se acercan al final de sus vidas. Estas son estrellas que se convirtieron en gigantes rojas varios miles de millones de años antes, cuando comenzaron a quemar el helio que se había acumulado durante toda una vida de combustión de hidrógeno. Sin embargo, al final, estas estrellas consisten en un núcleo denso de carbono y oxígeno rodeado por una capa donde el hidrógeno se convierte en helio, y luego el helio en carbono y oxígeno. En la mayoría de estas estrellas, el hidrógeno y el helio se alternan como combustibles, lo que hace que el brillo de la estrella varíe durante un período de 100,000 años a medida que cambia el combustible. En muchos casos, las estrellas pasan sus últimos 200,000 años como una variable Mira, un tipo de estrella cuya luz varía regularmente en brillo durante un período de 80 a 1000 días. Ellos llevan el nombre de la estrella prototipo en la constelación de Cetus conocida como Mira.
"Una razón por la que estoy interesado en esto es que nuestro Sol tomará este camino en algún momento, dentro de 4 mil millones de años", dijo Ragland.
Es durante este período que estas estrellas comienzan a desprenderse de sus capas externas en un "súper viento", que eventualmente dejará una enana blanca en el centro de una nebulosa planetaria en expansión. Willson modela los mecanismos por los cuales estas estrellas de etapa final pierden su masa, principalmente a través de fuertes vientos estelares.
Durante estos eones menguantes, las estrellas también pulsan del orden de meses a años, a medida que las capas externas eructan hacia afuera como una válvula de liberación, dijo Willson. Muchas de estas denominadas estrellas de rama gigante asintóticas son variables de Mira, que varían regularmente a medida que las moléculas se forman y crean un capullo translúcido o casi opaco alrededor de la estrella parte del tiempo. Si bien se ha demostrado que algunas de estas estrellas no son circulares, cualquier característica asimétrica, como el brillo irregular, es imposible de detectar con un interferómetro de dos telescopios, dijo Ragland.
Ragland y sus colegas observaron con IOTA un total de 35 variables Mira, 18 variables semi-regulares y 3 variables irregulares, todo dentro de aproximadamente 1.300 años luz de la Tierra, en nuestra Galaxia Vía Láctea. Doce de las variables de Mira demostraron tener brillos asimétricos, mientras que solo tres de los semi-regulares y uno de los irregulares mostraron esta irregularidad.
Ragland dijo que la causa de este brillo irregular no está clara. El modelado de Willson ha demostrado que un compañero, como un planeta en una órbita similar a la órbita de Júpiter en nuestro propio sistema, podría generar una estela en el viento estelar que se vería como una asimetría. Incluso un planeta similar a la Tierra más cercano podría generar una estela detectable si el viento estelar fuera lo suficientemente fuerte, aunque un planeta demasiado cerca de la envoltura expandida sería arrastrado rápidamente hacia adentro y vaporizado por la estrella.
Alternativamente, grandes cantidades de material expulsado de la estrella podrían condensarse en nubes que bloquean parte o la totalidad de la luz de parte de la estrella.
Cualquiera sea la causa, dijo Willson, “esto nos dice que es erróneo suponer que las estrellas son uniformemente brillantes. Es posible que necesitemos desarrollar una nueva generación de modelos tridimensionales ".
"Este estudio, el más grande de esta clase de estrellas de tipo tardío, es el primero en demostrar el grado en que las estrellas de tipo tardío, especialmente las variables Mira y las estrellas de carbono, muestran los efectos de los puntos calientes y fríos", dijo el coautor William Danchi del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. "Esto tiene implicaciones sobre cómo interpretamos las observaciones cuando usamos interferómetros infrarrojos para buscar planetas alrededor de gigantes rojos".
Los coautores de Ragland son Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern y F. Malbet del Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG) en Francia; Danchi J. D. Monnier y E. Pedretti de la Universidad de Michigan, Ann Arbor; Willson N. P. Carleton, M. G. Lacasse y M. Pearlman de CfA; R. Millan-Gabet del Instituto de Tecnología de California; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar y G. Wallace de la Universidad de Massachusetts, Amherst; W. Cotton del Observatorio Nacional de Radioastronomía en Virginia; Charles H. Townes de la Universidad de California, Berkeley; P. Haguenauer de ALCATEL Space Industries de Cannes, Francia; y P. Labeye, del Laboratoire d'Electronique de Technologie de l’Information (LETI) en Grenoble, que forma parte de la Comisión Francesa de Energía Atómica (CEA). El chip IONIC fue desarrollado conjuntamente por LAOG, el Institut de Microelectronique, gn lectromagnétisme et Photonique (IMEP) y LETI.
El trabajo fue apoyado por la NASA a través de una beca postdoctoral Michelson y por la National Science Foundation.
El Observatorio W. M. Keck funciona como una asociación científica entre el Instituto de Tecnología de California, la Universidad de California y la NASA. El observatorio fue posible gracias al generoso apoyo financiero de la Fundación W. Keck.
Fuente original: Comunicado de prensa de Keck
