¡La cantidad de información que nos dan los máseres de agua de una estrella OH/IR!

Crédito de la imagen de portada: ESO

• Título del artículo original: Astrometric VLBI observations of H2O masers in an extreme OH/IR star candidate NSV17351
• Autoras/es: Akiharu Nakagawa, Atsushi Morita, Nobuyuki Sakai, Tomoharu Kurayama, Hiroshi Sudou et al.
• Institución del primer autor: Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University, 1-21-35 Korimoto, Kagoshima-shi, Kagoshima 890-0065, Japan
• Estado de la publicación: Publicado en Publications of the Astronomical Society of Japan, acceso abierto en arXiv.

¿Máser de agua? ¿Estrella OH/IR? No entiendo la mitad del título

Si leyendo el título no sabes de qué va el astrobito de hoy, es totalmente normal. ¡Vayamos poco a poco! Se le llama máser a la amplificación de la emisión estimulada en microondas. En esencia es el mismo mecanismo que actúa en un láser, pero en este último se amplifica luz visible. En astronomía se pueden detectar máseres debido a la excitación de niveles energéticos de compuestos que se encuentren entre una fuente de emisión y la Tierra. En particular en este artículo se presenta la emisión de una transición del agua que ocurre a 22GHz y por ello se le llama máser de agua. Por otra parte, las estrellas OH/IR son un tipo de estrellas pertenecientes a la rama asintótica gigante (AGB, por sus siglas en inglés). Las estrellas AGB son estrellas evolucionas con masas entre la mitad y 10 veces más que la del Sol. En estas estrellas el hidrógeno del interior de la estrella ya se ha quemado y se empieza a quemar el helio. Las estrellas OH/IR tienen de particular además que son más brillantes en el infrarrojo y presentan emisión máser en las transiciones del radical hidroxilo (OH) y del agua. Estas estrellas expulsan mucha parte de su material por fuertes vientos que son los responsables de amplificar la emisión de la estrella para ciertas transiciones de especies químicas de su composición.

Ahora sí, ¿y qué se ha observado exactamente?

Les autores de este trabajo han observado 59 veces la estrella NSV17351 desde agosto de 2015 a diciembre de 2020 con cuatro radiotelescopios de 20 metros de diámetro para realizar interferometría de muy larga línea de base. En 41 de las 59 observaciones han detectado emisión máser de agua y en concreto han podido localizar 15 zonas localizadas de emisión y seguirlas durante toda la duración de la campaña de observación. Estudiando sus cambios en brillo y posición se ha podido inferir propiedades de la estrella y del material circundante.

Periodo de pulsación

El brillo de toda la emisión máser de agua detectado varía con el tiempo y esta variación sigue el mismo ciclo que la variación del máser de OH y del infrarrojo, aunque posiblemente con un desfase porque la emisión en agua puede que se emita con un cierto retraso. Estas variaciones vienen impulsadas por cambios en la luminosidad de la propia estrella ya que este tipo de estrellas son pulsantes y, por lo tanto, el periodo es el mismo aunque esté retrasada. En la Figura 1 se muestra el ajuste a una función sinusoidal de la variación de brillo durante los días transcurridos. Este ajuste da como resultado un periodo de unos tres años. Por otra parte, el periodo de pulsación de este tipo de estrellas está relacionado con la masa ya que, a mayor masa, mayor es el periodo. Dado el largo periodo de pulsación, se estima que la estrella tiene entre tres y cuatro veces la masa del Sol lo que corresponde a una edad de unos cien millones de años.

Paralaje y movimientos propios

Para medir distancias a objetos dentro de la Vía Láctea se usa la técnica del paralaje. Ésta consiste en medir durante distintas épocas del año el mismo objecto y comparar su posición respecto a otros objetos más lejanos. En cuanto más se mueva más cerca estará y cuanto más lejos esté menor será su paralaje. En este caso han tomado diez zonas de emisión y han ajustado el movimiento en las dos coordenadas celestes como se muestra en la Figura 2 izquierda. De este ajuste común se extrae una distancia de unos 4 kilo pársecs o de 13200 años-luz.

Eliminando el movimiento debido al paralaje, también se puede estimar el movimiento propio de cada una de las zonas de emisión que se compondrá del movimiento de todo el sistema en su conjunto y del de cada zona individual. El movimiento de todo el sistema como un conjunto se puede obtener promediando todas las velocidades de las zonas de emisión ya que se supone que estarán distribuidas aleatoriamente alrededor de la estrella. En la Figura 2 derecha se pueden ver los movimientos intrínsecos de cada zona de emisión y la cruz muestra la posición de la estrella central.

Puesto que se conocen las velocidades de cada zona de emisión en el plano del cielo y la velocidad perpendicular a este plano es sencilla de conocer por el efecto Doppler en la banda de emisión, el equipo de investigación ha estimado una velocidad de expansión del material circundante a la estrella de unos 16 km/s. Además, con datos tomados en 1979, 1994 y 2010, han podido afirmar que la velocidad del material circundante a la estrella se está acelerando a un ritmo de 0.17 km/s por año.

Posición en la Vía Láctea

Con todos los datos obtenidos, el grupo firmante del artículo ha podido obtener la posición relativa de esta estrella en la Vía Láctea como se muestra en la Figura 3. NSV17351 se encuentra localizado cerca del brazo de Perseo, pero ya en la región entre el brazo exterior y el de Perseo. Lo que el equipo de investigación cree que ha ocurrido es que la estrella se formó en el brazo de Perseo pero que dada su avanzada edad y su velocidad propia ha ido migrando hacia las afueras. Las estrellas OH/IR son por tanto un tipo de estrellas muy interesantes ya que con su emisión máser se pueden obtener de forma precisa las posiciones y velocidades del sistema y, puesto que suelen ser de edad avanzada, permiten estudiar la dinámica en los brazos espirales de nuestra galaxia.