Medida por vez primera la masa de una estrella solitaria

as nuevas medidas utilizan la teoría de la relatividad de Einstein en combinación con un programa a gran escala de observación desde telescopios terrestres, aprovechando a su vez la exquisita resolución del Telescopio Espacial Hubble, según publica Astroenlazador.

 Los científicos fijaron su atención en esta débil estrella en 1993, cuando cruzó directamente por delante de otra estrella mucho más distante generando un fenómeno denominado "microlente gravitacional", predicho por la relatividad general en base a la deformación del espacio que produce a su alrededor un objeto masivo tal como una estrella. El espacio "combado" actúa a modo de lente, enfocando y amplificando la luz de la estrella de fondo, que de esta manera parece brillar súbitamente al ser observada desde la Tierra durante el breve intervalo en que ambas estrella se encuentran alineadas.

 Existen varios proyectos de búsqueda de eventos de microlente, como el Massive Compact Halo Objects (MACHO). Este equipo buscó desde Australia en dirección a la Gran Nube de Magallanes, galaxia satélite de la Vía Láctea, verificando el brillo de millones de estrellas durante años a la espera de hallar alguno de estos fenómenos.

 En la mayoría de los casos, el brillo de la estrella que transita es mucho menor que el de la estrella de fondo. Pero uno de estos eventos observado en 1993 y denominado MACHO-LMC-5 mostró variaciones en el color de la luz que indicaban un brillo similar en ambas estrellas (la de fondo y la que produjo el fenómeno de microlente). Al no existir diferencia notable entre el brillo de ambas surgió la posibilidad de estudiarlas por separado, si los astrónomos esperaban los años suficientes para dar tiempo a la estrella situada en primer plano a abandonar el perfecto alineamiento con la estrella de fondo.

 Sin embargo, los telescopios terrestres no lograban resolver ambas estrellas como objetos separados. En 1999, la Wide Field Planetary Camera 2 a bordo del Hubble, y más tarde la Advanced Camera for Surveys, en el 2002 y 2003, tuvieron éxito en mostrar las dos estrellas separadamente, con lo cual los astrónomos calcularon la distancia de la estrella más cercana a la Tierra mediante el método del paralaje: debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol, la posición de una estrella cercana aparenta desplazarse respecto a la posición de las estrellas de fondo. La medida de este espacio permite por triangulación calcular la distancia a la estrella.

 Una vez conocida la distancia a la estrella que actúa como lente, y a partir de la distancia a la Gran Nube de Magallanes (160.000 años-luz), donde se encuentra la estrella de fondo, resulta posible averiguar la restante incógnita de la ecuación: la masa de la estrella en primer plano, equivalente a un décimo de masa solar. Aunque se intuía algo semejante debido a la debilidad de la estrella roja y esta pequeña masa no resultó ninguna sorpresa, los astrónomos celebraron la primera aplicación de un nuevo método de medida para masas estelares, que esperan aplicar innumerables veces en el futuro cuando salga adelante el proyecto Space Interferometry Mission para observar fenómenos de microlente.