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Buscando supergigantes rojas en la Pequeña Nube de Magallanes

¿Qué son las supergigantes rojas y por qué son tan asombrosas?

Las supergigantes rojas (RSGs por sus siglas en inglés — Red Super Giants) son estrellas masivas evolucionadas que comienzan su vida en la secuencia principal como estrellas tipo OB con masas alrededor de 8 – 30 veces la masa del sol (M). Después de quemar su hidrógeno, evolucionan fuera de la secuencia principal, a través de la fase supergigante amarilla de corta duración (miles de años), antes de enfriarse a un par de miles de grados Kelvin y expandirse a cientos de radios solares. Aquí permanecen hasta que agotan su suministro de energía y terminan sus vidas como supernovas. Las RSG que brillan actualmente en el cielo nocturno incluyen Betelgeuse y Antares.

Comprender cuántas RSG existen nos provee más que tan solo un número. Las estrellas masivas son los motores cósmicos que proporcionan un importante aporte de energía y enriquecimiento químico en escalas galácticas. Su radiación UV ioniza las regiones HII y alimenta las luminosidades del infrarrojo-lejano de las galaxias mas distantes. Son las principales fuentes de carbono y oxígeno y sus muertes explosivas como supernovas, producen muchos de los elementos en el universo más pesados que el hierro a medida que enriquecen el medio interestelar. Cuantificar sus números en otras galaxias que no sean la nuestra nos da una mejor idea de cómo evolucionará nuestro universo en el futuro. Pero, dado que son tan grandes (tanto en masa como en radio), deben ser fáciles de encontrar, ¿verdad? Bueno, mas o menos…

¿Cómo encontramos RSGs?

El artículo reciente de Ming Yang y sus colaboradores se discute cómo encontrar estas estrellas evolucionadas en nuestra galaxia irregular vecina, la Pequeña Nube de Magallanes (SMC por sus siglas en inglés — Small Magellanic Cloud). Si bien las RSG son muy luminosas (100,000 veces la luminosidad del Sol o más), sus magnitudes visuales disminuyen considerablemente cuando las colocas tan lejos como la SMC. De hecho, terminan teniendo aproximadamente el mismo brillo que los halo gigantes rojos en nuestra propia galaxia. Entonces, ¿cómo se diferencia entre los dos? Hasta hace poco, la forma principal era midiendo sus velocidades radiales, o qué tan rápido se movían las estrellas. Esto se hace tomando espectros de cada estrella y midiendo el desplazamiento Doppler en sus líneas espectrales. Dado que la SMC tiene una velocidad radial sistémica de alrededor de 160 km / s, las estrellas con velocidades radiales cercanas a este valor son probablemente miembros de la SMC, mientras que las estrellas con velocidades radiales cercanas a 0 km/s son probablemente estrellas en primer plano, entre nosotros y el SMC. A continuación se muestra un histograma de velocidad radial de los candidatas a RSG en la SMC.

Figura 1: Las velocidades radiales de las candidatas a RSG observadas en la SMC. Se pueden observar dos picos. Las estrellas con velocidades radiales cercanas a la velocidad radial sistémica de la SMC (160 km / s) tienen más probabilidades de ser RSG en la SMC que las estrellas con velocidades radiales más pequeñas. Se ha dibujado un histograma rojo para diferenciar qué estrellas Yang et al. seleccionó como pertenecientes a la SMC. El valor mínimo fue de 95 km/s (línea discontinua). Crédito: Figura 4 de Yang et al. (2019)

Sin embargo, obtener los espectros de candidatas individuales de RSG es observacionalmente costoso y, por lo tanto, faltan búsquedas sistemáticas de RSG en la galaxia completa. Pero luego llegó la era de Gaia, un observatorio espacial en el proceso de proveer con las posiciones, distancias y movimientos de alrededor de mil millones de estrellas. Gaia actualmente provee el paralaje y, por lo tanto, una estimación de distancia, tanto a las estrellas dentro de nuestra galaxia como a las del Grupo Local, como la SMC. ¡Usando esto, es posible eliminar las estrellas en primer plano usando cortes en paralaje e identificar las RSG sin espectroscopía! Impresionante, ¿así que hemos terminado? No del todo…

Removiendo los contaminantes

Las estrellas RSG de menor luminosidad están adicionalmente contaminadas por las estrellas más brillantes de la Rama Asintótica de las Gigantes (AGB por sus siglas en inglés — Asymptotic Giant Branch), estas son estrellas evolucionadas de baja masa. Sin embargo, en este nuevo artículo, Yang et al. (2019) encuentran que con el conjunto correcto de cortes de color de magnitud, es posible separar las RSG de las estrellas en la AGB, como se muestra en la Figura 2 a continuación.

Figura 2: Cortes de color y magnitud en las bandas J y K utilizadas para seleccionar las RSGs. Los datos son del proyecto 2MASS y muestran las ubicaciones de las supergigantes rojas (RSG), las estrellas de rama asintótica de las gigantes (AGB), la punta de la rama gigante roja (TRGB) y las gigantes rojas (RGB) en el espacio de magnitud J-K vs.K. Nota que las RSG son más brillantes en K que la mayoría de las otras estrellas, pero tienen valores de J-K más bajos que las AGB, lo que les permite separarse utilizando solo colores. Crédito: Figura 15 en Yang et a. 2019.

Utilizando Gaia para eliminar estrellas de primer plano y cortes de color-color para eliminar estrellas AGB, en Yang et al. (2019) se identificó 1,405 RSG y sostienen que el 99.5% de esos objetos son miembros genuinos de la SMC. Además, compararon sus resultados con catálogos de fotometría en 50 bandas diferentes, incluyendo 21 en óptico y 29 en infrarrojo, así como mediciones de velocidad radial. Si bien señalan que esta no es una lista completa de RSG en la SMC debido a complicaciones de hacinamiento, este trabajo sirve como un primer intento para caracterizar completamente la población de RSG de SMC.

Crédito imagen destacada: ESO/M. Kornmesser

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