Figura 1. Panel superior: mapa de intensidad de una instantánea de un modelo 3D hidrodinámico en la banda L (el rango de intensidad es [0; 2.5x10*5] erg/cm*2/s/Å). En la abcisa se leen los valores en múltiplos del radio solar.Panel inferior: curvas de visibilidad de la instantánea anterior calculadas para 36 ángulos diferentes (líneas grises fina). Tenga en cuenta que la escala de visibilidad es logarítmica. La curva de color negro sólido es un modelo de disco uniforme. La línea discontinua negra es un modelo de disco parcialmente oscurecido. La línea discontinua de puntos es un modelo de disco con totalmente a oscuras. La línea discontinua de triple punto es la nueva ley de oscurecimiento que se determinó en este trabajo. Crédito: Andrea Chiavassa, MPA.
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Las estrellas masivas con masas de entre aproximadamente 10 y 25 veces la masa del sol pasan algún tiempo como supergigantes rojas siendo las estrellas más grandes en el universo. Tienen una temperatura superficial de aproximadamente 4000 ºK (mientras que la del Sol es 5780 ºK), y son aproximadamente 1000 veces más grandes que el Sol, lo que las hace algunas de las estrellas más brillantes conocidas. Estas propiedades extremas predicen la desaparición de un rey estelar de corta existencia, porque están llegando al final de su vida y están condenadas a explotar como supernova.
Diagrama Hertzprung-Rusell. Magnitud absoluta / Tipo espectral. Crédito: ESO.Hay todavía varios misterios a resolver en torno a las supergigantes rojas: el mecanismo de la pérdida de masa, vertiendo enormes cantidades de gas, no está identificado; y su composición química es poco conocida debido a las dificultades en el análisis de sus complejos espectros, producidos a las bajas temperaturas de la superficie y al vigoroso proceso convectivo.
La solución a estos misterios se apoya en un enfoque teórico basado en simulaciones hidrodinámicas realistas, en tres dimensiones, de las estrellas supergigantes rojas. Esta difícil tarea se ha iniciado con simulaciones numéricas del flujo de gas de toda la estrella, incluido el efecto de la radiación.
Un equipo internacional de astrónomos dirigido por Andrea Chiavassa (MPA), incluyendo colaboradores de Montpellier y Lyon, han analizado las propiedades de estas simulaciones en detalle y encontraron que la superficie del modelo estelar está cubierta por unas pocas células convectivas grandes, con cerca de 500 radios solares de tamaño, que evolucionan en un plazo de años. Cerca de la superficie los gránulos son de corta duración (unos pocos meses a un año) a pequeña escala (50-100 radios solares). Además, los autores describen las perspectivas para la detección y caracterización de la granulación (es decir, contraste, tamaño y tiempo de evolución) con los interferómetros actuales, dando así la primera detección sólida de un patrón de convección en Betelgeuse (α Orionis o HIP 27989), el prototipo estelar de una supergigante roja.
La interferometría es una técnica que combina la luz de varios telescopios, lo que resulta en una visión tan aguda como la de un telescopio gigante, con un diámetro igual a la mayor separación entre los telescopios utilizados. Si un objeto se observa en muchas ocasiones, con diferentes combinaciones y configuraciones de los telescopios, es posible poner estos resultados juntos para reconstruir una imagen del objeto. Esto es lo que se ha hecho con el interferómetro del Very Large Telescope (VLT) de ESO, usando telescopios auxiliares de 1.8 metros de Andrea Chiavassa y colaboradores de París, Bonn, ESO, Montpellier y Heidelberg. Ellos revelaron por primera vez la fotósfera de la muy fría estrella de tipo tardío VX Sgr usando las observaciones de interferometría de AMBER y realizando reconstrucciones de imágenes de diferentes longitudes de onda. VX Sgr está a unos 5000 años luz de la Tierra y por lo tanto aparece tan pequeña que sólo las instalaciones de interferometría pueden producir una imagen de la misma.
Figura 2: imágenes reconstruidas de la estrella muy fría de tipo tardío VX Sgr para varios compatimientos espectrales VLTI/AMBER a través de las bandas H y K. Crédito: Andrea Chiavassa, MPA.Para ver la imagen original en alta resolución clickee aquí
La clasificación de VX Sgr es incierta: puede ser una estrella supergigante roja a causa de su luminosidad extremadamente alta y su enorme radio (5,6 unidades astronómicas, que es más grande que la órbita de Júpiter). Sin embargo, su temperatura muy baja y las grandes variaciones la ubican mucho más cerca de las estrellas variables de tipo Mira (estrellas variables gigantes evolucionadas, de masa semejante a la del Sol, que van a morir como enanas blancas).
Las imágenes revelan por primera vez la forma de VX Sgr. Los autores, comparándola con las últimas simulaciones hidrodinámicas, encontraron que la superficie de VX Sgr se caracteriza por la falta de homogeneidad, lo cual puede interpretarse como grandes células convectivas; y que la atmósfera se asemeja más a una estrella tipo Mira rodeada por capas de agua molecular que a una supergigante roja. Comprender las propiedades físicas detrás de este objeto peculiar es importante para restringir la evolución estelar y los modelos de las atmósferas y para llevar las instalaciones VLTI a sus límites, entrando en una nueva era de las imágenes estelares.
El punto clave de esta investigación es la sinergia entre la teoría y las observaciones: por un lado, son muy realistas las simulaciones hidrodinámicas en 3D y por otro, hay un gran conjunto de excelentes observaciones que involucran espectroscopía, fotometría, interferometría y registro de imágenes.
Las estrellas supergigantes rojas contribuyen ampliamente al enriquecimiento químico de nuestra galaxia perdiendo enormes cantidades de su masa debido a un proceso desconocido. La vigorosa convección que ellas experimentan podría ser la base del mecanismo de la pérdida de masa y sólo las simulaciones hidrodinámicas podrían ayudar a los astrónomos resolver este misterio.
Fuente:
Imaging the surface of massive stars
Más información en Datos útiles:
• VLTI/AMBER spectro-interferometric imaging of VX Sgr's inhomogenous outer atmosphere (arXiv.org)
• Andrea Chiavassa home page
• Astronomy and Astrophysics highlight for the paper
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