Esta imagen de la nave espacial Kepler de la NASA muestra miembros del cúmulo estelar de las Pléyades tomada durante la Campaña 4 de la Misión K2. El grupo se extiende a lo largo de dos de los 42 dispositivos de carga acoplada (CCD) que componen la cámara de 95 megapíxeles de Kepler. Las estrellas más brillantes del cúmulo:Alcyone, Atlas, Electra, Maia, Merope, Taygeta, y Pleione - son visibles a simple vista. Kepler no fue diseñado para mirar estrellas tan brillantes; hacen que la cámara se sature, dando lugar a picos largos y otros artefactos en la imagen. A pesar de esta grave degradación de la imagen, la nueva técnica ha permitido a los astrónomos medir cuidadosamente los cambios en el brillo de estas estrellas mientras el telescopio Kepler las observaba durante casi tres meses. Crédito:NASA / Universidad de Aarhus / T. White
Las siete hermanas como los conocían los antiguos griegos, ahora son conocidos por los astrónomos modernos como el cúmulo de estrellas de las Pléyades, un conjunto de estrellas que son visibles a simple vista y han sido estudiadas durante miles de años por culturas de todo el mundo. Ahora el Dr. Tim White del Centro de Astrofísica Estelar de la Universidad de Aarhus y su equipo de astrónomos daneses e internacionales han demostrado una nueva y poderosa técnica para observar estrellas como estas:que normalmente son demasiado brillantes para mirar con telescopios de alto rendimiento. Su trabajo se publica en el Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society .
Usando un nuevo algoritmo para mejorar las observaciones del Telescopio Espacial Kepler en su Misión K2, el equipo ha realizado el estudio más detallado hasta ahora de la variabilidad de estas estrellas. Los satélites como Kepler están diseñados para buscar planetas que orbitan estrellas distantes al buscar la caída en el brillo cuando los planetas pasan por delante. y también para hacer astrosismología, estudiar la estructura y evolución de las estrellas según lo revelan los cambios en su brillo.
Debido a que la misión Kepler fue diseñada para observar miles de estrellas débiles a la vez, algunas de las estrellas más brillantes son demasiado brillantes para observarlas. Apuntar un rayo de luz de una estrella brillante a un punto de un detector de cámara hará que los píxeles centrales de la imagen de la estrella se saturen, lo que provoca una pérdida de precisión muy significativa en la medición del brillo total de la estrella. Este es el mismo proceso que causa una pérdida de rango dinámico en las cámaras digitales ordinarias, que no pueden ver detalles tenues y brillantes en la misma exposición.
"La solución para observar estrellas brillantes con Kepler resultó ser bastante simple, ", dijo el autor principal, el Dr. Tim White." Estamos principalmente preocupados por los en lugar de absoluto, cambios de brillo. Podemos medir estos cambios a partir de píxeles insaturados cercanos, e ignore las áreas saturadas por completo ".
Pero los cambios en el movimiento del satélite y las leves imperfecciones en el detector aún pueden ocultar la señal de variabilidad estelar. Para superar esto, los autores desarrollaron una nueva técnica para ponderar la contribución de cada píxel para encontrar el equilibrio adecuado donde los efectos instrumentales se cancelan, revelando la verdadera variabilidad estelar. Este nuevo método se ha denominado fotometría de halo, un algoritmo simple y rápido que los autores han lanzado como software gratuito de código abierto.
Las fluctuaciones de brillo únicas de cada estrella revelan pistas sobre sus propiedades físicas, como su tamaño y velocidad de rotación. La mayoría de las estrellas brillantes de las Pléyades son un tipo de estrella variable llamada estrella B de pulsación lenta. pero Maia es diferente, y muestra evidencia de una gran mancha química que cruza su superficie cuando la estrella gira con un período de diez días. Crédito:Universidad de Aarhus / T. White
Se revela que la mayoría de las siete estrellas son estrellas B de pulsación lenta, una clase de estrella variable en la que el brillo de la estrella cambia con períodos de un día. Las frecuencias de estas pulsaciones son clave para explorar algunos de los procesos poco entendidos en el núcleo de estas estrellas.
La séptima estrella Maia, es diferente:varía con un período regular de 10 días. Estudios anteriores han demostrado que Maia pertenece a una clase de estrellas con concentraciones superficiales anormales de algunos elementos químicos como el manganeso. Para ver si estas cosas estaban relacionadas, Se tomaron una serie de observaciones espectroscópicas con el telescopio SONG de Hertzsprung.
"Lo que vimos fue que los cambios de brillo vistos por Kepler van de la mano con cambios en la fuerza de absorción de manganeso en la atmósfera de Maia, "dijo la Dra. Victoria Antoci, coautor del trabajo y profesor asistente en el Stellar Astrophysics Center, Universidad de Aarhus. "Concluimos que las variaciones son causadas por una gran mancha química en la superficie de la estrella, que entra y sale de la vista cuando la estrella gira con un período de diez días ".
"Hace sesenta años, Los astrónomos habían pensado que podían ver variabilidad en Maia con períodos de unas pocas horas y sugirieron que esta era la primera de una clase completamente nueva de estrellas variables a las que llamaron 'Variables de Maia'. "White dijo, "¡pero nuestras nuevas observaciones muestran que Maia no es en sí misma una Variable de Maia!"
En este estudio no se detectaron signos de tránsitos exoplanetarios, pero los autores muestran que su nuevo algoritmo puede alcanzar la precisión que será necesaria para Kepler y futuros telescopios espaciales como el Satélite de reconocimiento de exoplanetas en tránsito (TESS) para detectar planetas en tránsito por estrellas tan brillantes como nuestra estrella vecina Alpha Centauri. Estas estrellas brillantes cercanas son los mejores objetivos para futuras misiones e instalaciones como el telescopio espacial James Webb, que se lanzará a finales de 2018.
