1990-2000
Unos extraños desfases en los colores del fotómetro Strömgren

“En los años 90, las observaciones de distintas estrellas variables (estrellas que varían su brillo periódicamente) presentaban siempre la misma anomalía: las oscilaciones en los distintos colores alcanzaban su máximo en tiempos sistemáticamente desplazados. Estaban desfasados” recuerda Rafael Garrido, por entonces vicedirector del IAA-CSIC. 

Como resultado de esta anomalía, detectada con el fotómetro Strömgren del Observatorio de Sierra Nevada en las cuatro curvas de luz (correspondientes a las bandas uvby: ultravioleta, violeta, azul y verde-amarillo), Rafa Garrido empezó a investigar en fotometría de colores e identificación modal. 

El trabajo seminal de esta técnica remonta a 1987, cuando R. D. Watson desarrolla un método para identificar el número de líneas nodales superficiales de un modo de oscilación, es decir, los paralelos y meridianos que delimitan las distintas áreas del patrón superficial de oscilación de una estrella, responsable final de la variación en su brillo. Este método se basaba en el análisis  de datos fotométricos obtenidos en las bandas B y V - filtros centrados en  4300 A y 5500 A, respectivamente - mediante la comparación de la proporción de sus amplitudes con las diferencias de fases.  

Una perturbación oscilante en el interior de una estrella, tanto en presión como en densidad,  puede expresarse como una superposición de modos normales. Cada modo se caracteriza por una frecuencia de oscilación (ω), y tres índices: n, l y m. El grado angular l es el número de líneas nodales en la superficie de la estrella, mientras el orden radial n es el número de nodos en la dirección radial. 

Si solo disponemos de observaciones de la estrella en luz blanca podemos determinar los diferentes modos de oscilación a través de sus índices n, pero no podemos discriminar el grado angular l.  Esta información es clave en el caso concreto de las llamadas estrellas δ Scuti. En estas estrellas pulsantes, los conjuntos de frecuencias de distintos índices están entremezclados de manera desordenada en el espacio de frecuencias. Es determinante en este caso una buena técnica que identifique cada frecuencia con sus índices (n, l) correspondientes. Y aquí entra el trabajo de Rafael Garrido con el fotómetro Strömgren.

Esquema del fotómetro Strömgren, de la Tesis Doctoral “Variabilidad tipo gamma Doradus en cúmulos abiertos” de Susana Martín Ruiz (2000) 
 

Las bandas b (4685 Å) e y (5488 Å) del fotómetro Strömgren, empleadas en el trabajo de Garrido, son estrechas y no se superponen, a diferencia de los filtros B y V del método de Watson. Este último, además, dejaba dos parámetros libres relacionados con la amplitud y el desfase de las curvas fotométricas. Esta disparidad fue la base de una nueva técnica que, en 1999, permitió a Rafa Garrido determinar en una muestra de estrellas δ Scuti el grado l de los diferentes modos de pulsación, logrando una desviación entre las series teóricas y observacionales bastante reducida, al menos en los primeros tres órdenes (1% en l=1, 6% en l=2, 18% en l=3).

A raíz de este método fue posible en los años 2000 desarrollar modelos teóricos basados en datos de observaciones Strömgren que incluían el efecto del ángulo de observación desde tierra. Esto es debido a que la detección de las pulsaciones correspondientes a modos con diferentes índices l depende también de la inclinación del eje de rotación estelar respecto al observador (por ejemplo, si observamos la estrella por su ecuador podemos identificar solo los modos de l impares, mientras que si lo hacemos por sus los polos, solo identificaríamos los modos de l pares).
 

Representación de algunos armónicos esféricos en función del grado angular l y del índice azimutal m. El color rojo corresponde a valores positivos y el azul a valores negativos, en verde las líneas nodales, i.e. las curvas fijas del patrón de oscilación.

2003
La fotometría de colores llega al espacio

En términos generales, las observaciones fotométricas de colores desde tierra presentaban errores demasiado grandes para realizar estudios sistemáticos, exhaustivos y concluyentes. Esta limitación condujo al comité científico de la misión espacial CoRoT (COnvección, ROtación y Tránsitos planetarios, 2006-2013) a proponer, en 2003, la implementación de una tecnología que hasta ese momento solo empleaban los astrofísicos galácticos: separar la luz de la estrella en diferentes bandas, centradas en el rojo, el azul y el verde. La fotometría de colores llegaba al espacio.

CoRoT, conducida por la Agencia Espacial Francesa (CNES), la ESA y otros patrocinadores internacionales, fue la primera misión espacial de su tipo cuyos objetivos fueron la búsqueda de planetas extrasolares y estudios en astrosismología, el análisis de la pulsación estelar.

Los datos en diferentes colores fueron de extrema utilidad también para la confirmación de tránsitos planetarios. Aquellos tránsitos que mostraban diferentes profundidades en las tres bandas - una característica distintiva de sistemas estelares binarios o manchas estelares - podían ser descartados de manera rápida y sistemática. A lo largo de toda la misión, este análisis permitió descartar el origen exoplanetario del 83% de los tránsitos candidatos. 

Uno de los resultados más destacados de la fotometría de color de CoRoT surgió en 2011 con la observación de una estrella δ Scuti durante 152 días. Durante este período, se detectaron doce modos de oscilación, cada uno caracterizado por su grado l. En este estudio, para detectar las frecuencias casi degeneradas, es decir, con valores muy similares, los autores consideraron un conjunto de modelos con diferentes velocidades rotacionales, edades y máximo grado l de los modos. Este análisis se llevó a cabo utilizando el código de oscilaciones adiabáticas FILOU (que no es un acrónimo, sino un adjetivo en francés que significa “pillo”, “espabilado”, “travieso”, y también es el nombre de una cerveza belga. Uno nunca puede saber de dónde sale la inspiración científica).
 

Concepción artística de la misión CoRoT. Crédito: CNES - D. Ducros

2008
De una estrella esférica y adiabática hacia modelos más complejos y detallados
 

El método de discriminación modal fotométrica se basa en un modelo que no incluye ni la rotación estelar (que deforma la estrella y rompe la simetría esférica), ni los efectos no adiabáticos de la atmosfera (los producidos por el intercambio energético entre la dinámica de oscilación y la atmósfera estelar). Tanto la rotación, como los efectos no adiabáticos son determinantes en física estelar para mejorar la eficacia y precisión en la detección modal. 

Actualmente, se están dando pasos importantes a la hora de introducir estos dos aspectos fundamentales en los modelos de pulsación estelar, para hacer estos lo más realistas posibles.

“En la aplicación TOUCAN, una de las herramientas del Spanish Virtual Observatory, incluimos una malla de modelos astrosismológicos con correcciones por rotación calculados con nuestro código FILOU.” explica Juan Carlos Suarez, profesor de la Universidad de Granada (UGR) y colaborador del Grupo de Variabilidad Estelar (GVE) del IAA. “Lo que hacemos en la UGR es utilizar índices sísmicos para acotar el modelado de la estrella, incluyendo los efectos de la rotación. Podríamos combinar nuestro trabajo con los diagramas de discriminación fotométrica modal de Rafa Garrido, para restringir los modelos y la identificación de los grados angulares. Aunque esto funcionaría quizá solo en algunos casos específicos, sería un avance importantísimo, ya que hoy por hoy la identificación modal directa en estrellas δ Scuti no es posible.”
 

“Por otra parte, la técnica de Rafa Garrido requiere del cálculo de unas cantidades físicas procedentes de observables no adiabáticos. La idea es que estos desfases observados en distintos colores se producen porque la trasmisión de calor no se hace igual a la misma temperatura por distintos colores. Si el sistema fuese perfectamente adiabático observaríamos el mismo desfase en todas las bandas de colores. Para eso desarrollamos GraCo (Granada oscillation Code), un código de pulsación estelar no adiabático, que juega un papel relevante a la hora de describir tanto la zona convectiva externa como la atmósfera estelar.” añade Andy Moya, profesor de la Universidad de Valencia (UV) y colaborador del GVE.

Además, con el objetivo de refinar aún más las técnicas y los algoritmos de identificación modal, en el último Iberian Meeting on Asteroseismology (2023) - con la participación del IAA-CSIC, UGR, UV e IAC - se implementó un test cruzado para la estimación de las fases de los modos de oscilación en algunas curvas de luz simuladas.

Imagen recopilada por CoRoT en la noche del 31 de enero al 1 de febrero de 2007. Las “manchas” estelares de colores son producidas por la difracción de las distintas bandas de luz a través del prisma.

2013-2026
LAS MISIONES BRITE y PLATO, presente y futuro de la fotometría de colores

Actualmente el instrumento espacial por excelencia para la fotometría de colores en astrosismología es la misión BRITE-Constellation, operada por un consorcio entre Canada, Austria y Polonia. La misión está compuesta de cinco nanosatelites, dos de los cuales obtienen datos fotométricos en la banda del azul, y el resto en la banda del rojo. El ancho campo de visión del telescopio de cada nanosatelite, asegura una cobertura de casi la totalidad del cielo para la fotometría diferencial de los targets estelares. 
 

Concepción artística de la misión BRITE-Constellation. Crédito: TU Graz
 

En el futuro próximo, el legado de la misión CoRoT y de su reto tecnológico de la fotometría espacial de colores, recaerá en la misión PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars), de la Agencia Espacial Europea, cuyo lanzamiento está previsto para el 2026. 

La contribución científica del IAA en la misión PLATO se está llevando a cabo por el Grupo de Variabilidad Estelar (GVE), que está involucrado en los paquetes de trabajo “Lightcurve Preparation for Asteroseismology” y “Pulsating stars”, y participa en el desarrollo de técnicas innovadoras de análisis de datos aplicadas a la explotación de este instrumento de nueva generación, y al estudio de modelos estelares avanzados.

Originalmente, de las 26 cámaras que contiene PLATO, las dos cámaras de orientación y navegación se diseñaron para captar luz blanca. Sin embargo, al tener que observar estrellas muy brillantes, se corría el riesgo de que estas pudieran llegar a saturarse. Para solventar este problema, y al igual que ocurrió con CoRoT, se decidió incluir un filtro delante de cada cámara (uno de color azul y otro de color rojo) cuya suma reconstruirá el flujo completo de la estrella, y de paso permitirá seguir realizando fotometría de color desde el espacio.

Diseño multicámara de la misión PLATO, con los 4 grupos de 6 cámaras N-Cam, de cadencia 25s, y las dos cámaras rápidas F-Cam, de cadencia 2.5s, las cuales se utilizarán para el apuntado, la orientación y para la observación de estrellas brillantes de magnitud de 4 a 8

Aún queda mucho por trabajar, entender y descubrir con la técnica de la fotometría de colores, ya sea descifrar los patrones de oscilación de las estrella δ Scuti; discriminar tránsitos exoplanetarios; o estudiar la dinámica de la granulación y de las manchas superficiales. 

No está nada mal para una ‘anomalía’ instrumental molesta que, hace 30 años, desplazaba ligeramente las curvas de colores.
 

Módulo de carga útil de PLATO en proceso de integración en la sala blanca de OHB System AG. Crédito: OHB