Archivo mensual: octubre 2016

Compleja estructura en torno a GG Tau A.

Muchos exoplanetas fueron descubiertos en sistemas estelares múltiples.
El estudio del material alrededor de estrellas binarias, ayuda a modelar los mecanismos de formación planetaria en sistemas de más de una estrella.

Un caso interesante, lo ofrece la estrella GG Tauri (GG Tau), la que resultó ser un sistema de 5 estrellas jóvenes, todas de tipo T Tauri, de apenas 2 millones de años de edad.

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Imagen publicada en el trabajo de Y. Yang et al.

Su componente GG Tau A, está formada por GG Tau Aa y GG Tau Ab, ambas con masas cercanas a la masas solar (1 Mo).
Los estudios infrarrojos (y polarimétricos) muestran un disco circunestelar que rodea al par. A su vez, la componente Ab tiene un apretado disco y una extensión en forma arco hacia el “Norte”. Por su lado, la componente Aa también muestra un disco a su alrededor.
Todo esto viene a corroborar la probabilidad nada baja de formación de protoplanetas cerca de cada estrella miembro del sistema.

Referencias:

Fuente:

pdp.

Micro lentes gravitacionales en binarias.

Se detectaron muchas estrellas con repentinos aumentos de luz de diferentes naturalezas.
Muchas resultaron ser variables explosivas, estrellas tipo novas o supernovas. Pero en algunas, no se detectó remanente alguno de explosión.

Es sabido que las masas pueden desviar gravitacionalmente la luz. En particular, la pueden enfocar en lo que se conoce como lente gravitacional.
En este caso, puede tratarse de una binaria, donde una estrella ejerce el efecto de lente o micro lente gravitacional (LG) sobre la luz de su compañera.
Al pasar delante de la otra componente del par, eclipsa parte de ella lo que produciría una disminución de la luz total recibida. Pero si ejerce efecto de LG, parte de la luz de su compañera eclipsada puede concentrarse entre nosotros y la estrella eclipsante.
De esta manera, aparece un objeto virtual entre nosotros y ellas. Esa imagen virtual no sólo puede compensar la luz eclipsada, sino que puede agregar luz que de otra manera no llegaría a nosotros. Así, temporalmente se tiene un aumento total de la luz recibida.
El objeto eclipsante y responsable del efecto de micro LG podría ser una estrella masiva, tipo estrella de neutrones o agujero negro; o incluso algún objeto de tipo planetario.

Se detectaron dos casos como estos.
Primero fue la estrella (de magnitud 19) Gaia 16aua.

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Curva de luz de Gaua 12aua – Crédito: ESA/Gaia/DPAC, L. Wyrzykowski, OGLE team (Warsaw), Z. Kostrzewa-Rutkowska (SRON/RU)

Esta estrella aumentó su brillo (en dos magnitudes) y su posición (dada por su imagen) varió un poco justo en ese momento, cosa que corresponde a la luz desviada por un efecto de LG.
Luego, Gaia 16aye (de magnitud 14,5).
En ambos casos, este repentino efecto se detectó con el satélite de observación GAIA y sistemas de observación terrestres.

Fuente:

pdp.

Nuestro movimiento en la Vía Láctea.

Ya habíamos tocado el tema de los colores de las imágenes en Astronomía.
Muchas veces son falsos colores que sirven para identificar diferencias de temperatura o velocidades.

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© HI4PI Collaboration

En este caso, se observa un mapeo de todo el cielo, en la longitud de onda donde se detecta el Hidrógeno, el elemento más común en el Universo.
Las manchas amarillas abajo a la derecha, son la Nubes de Magallanes, nuestras galaxias vecinas satélites. Abajo y a la izquierda, esas dos manchitas amarillas son Andrómeda y la galaxia del Triángulo.
En este mapa, los colores tienen que ver con el movimiento de los objetos registrados.
Los colores de menor longitud de onda (violeta, azul) indican acercamiento; los otros, el verde y el amarillo, representan alejamientos.
Hay que tener en cuenta que el mapa está centrado en el centro galáctico y lo datos fueron obtenidos desde Casa, en torno al Sol. Se distingue el plano galáctico.
Si observamos a la izquierda de la imagen, veremos que predomina el violeta, eso indica que hay un acercamiento relativo. Nos estamos moviendo hacia allí.
Del otro lado, predomina el verde, lo que indica que nos estamos alejando de esa parte de la Galaxia.
Pero cerca del centro, los colores se invierten.
A la izquierda, cerca del centro, predomina el verde. Eso significa que esa parte de la Galaxia se está alejando de nosotros. Del otro lado, sucede lo contrario.
Esto se debe a que las partes centrales de la Vía Láctea se mueven más rápido que las exteriores. A este tipo de rotación, donde el centro gira más rápido que las partes exteriores, se lo conoce omo rotación diferencial, y junto con la falta de homogenidad en la distribución de la materia, es causa fundamental de la existencia de las estructuras espirales.

Referencias:

Fuente:

pdp.

L1448IRS3B, el nacimiento de un sistema estelar triple.

Observando en ondas milimétricas, se encontró un sistema estelar triple en formación.

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Imagen del naciente sistema triple crédito de University of Oklahoma and ALMA.

Catalogado como L1448IRS3B, se lo observa como un disco protoestelar con fragmentaciones y brazos espirales, características típicas de los procesos de acreción dando origen a estrellas; en este caso a tres. Estas características también se dan en discos protoplanetarios durante la formación de protoplanetas.
En este es un verdadero sistema triple bebé, de apenas 150 mil años de edad (nuestro Sol tiene 4500 millones de años).
Las dos estrellas centrales, están separadas unas 61 Unidades Astronómicas (UA), es decir 61 veces la distancia entre la Tierra y el Sol. A manera de referencia, Plutón está a unas 50 UA del Sol. La masa de ambas (del par central) es de una masa solar, o sea que entre ambas tienen la misma masa que el Sol.
La tercera y más alejada, se encuentra en una estructura de brazo espiral 183 UA del centro, con una masa de 85 milésimas la masa de nuestro Sol. El disco que rodea al trío tiene unas 3 décimas de masa solar.
Con el tiempo, el trío podrá continuar como tal, o tal vez algunas o todas se unan formando una sola estrella.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La binaria R145 no es la más masiva.

En la evolución de las estrellas, hay muchas variables que intervienen.
Todas están relacionadas entre sí, pero la única variable independiente que establece cómo será la evolución de una estrella, es su masa.
El estudio de las masas estelares, permite imponer restricciones en su evolución. Se sabe que la mínima masa que puede tener una estrella; es la que puede tener una enana marrón, y es de unas 13 masas jovianas. Por debajo de ese valor, se tiene un gigante gaseoso.

En el otro extremo están las más masivas.
En este grupo de estrellas, se ubican las vigorosas estrellas de tipo Wolf – Rayet (WR). Son gigantes estrellas azules, que muestran potentes vientos estelares y eyección de materia. Su muerte no será menos espectacular cuando terminen en una colosal explosión.

Pero en el Universo no hay balanzas. La única forma de saber la masa de una estrella, es observándola cuando forma parte de una binaria o de un sistema más complejo.
En la Nube Mayor de Magallanes, se encuentra el complejo gaseoso conocido como Nebulosa Tarántula. Es una región de gran formación estelar donde hay asociaciones de estrellas y muchas de ellas son masivas.
Allí se encuentra el cúmulo catalogado como R163. A una distancia proyectada contra el cielo de casi 30 Años Luz de él, se encuentra la binaria R145.

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Imagen publicada en el trabajo de T. Shenar et al.

Es una binaria muy brillante y masiva. Las características de su principal componente indican que se trata de una estrella de tipo WR.
Más precisamente de tipo WH6h, o sea de las WR que aún están quemando Hidrógeno en su interior. Estudiando su comportamiento en el par que forma con su compañera, se puede estimar su masa en base a su vínculo gravitacional.
Se pensaba que esta estrella tenía una masa mínima de unas 300 masas solares (Mo), esto la colocaba como la estrella más masiva conocida. Es más, algunos estimaban que su compañera tenía 200 Mo.
Estudios recientes (publicados en octubre del 2016) desestiman estos valores.
Ambas estrellas tendrían masas alrededor de 50 a 80 Mo. y una edad de poco más de 2 millones de años. Aún teniendo en cuenta los errores involucrados en estos cálculos, las masas no superarían las 100 Mo, y mucho menos a las 300 Mo.
Así, R145 queda destronada.

Fuente:

  • Astronomy & Astrophysics, ESO 2016,October 26, 2016,
    The Tarantula Massive Binary Monitoring project: II. A first SB2
    orbital and spectroscopic analysis for the Wolf-Rayet binary R145,

pdp.

Hubble + James Webb = estereoscopía.

Nuestra visión tridimensional se debe a que tenemos dos ojos.
La noción de la profundidad aparece en base al esfuerzo de superponer la imagen obtenida por cada ojo. Contra más cerca esté el objeto de nosotros, mayor será ese esfuerzo.
Un ejemplo de esto es cómo nos cuesta atajar una pelota con un ojo cerrado.

Cuando el telescopio James Webb esté en órbita, va a coexistir con el Hubble al menos por dos años. Eso dará la posibilidad de observar al mismo tiempo el mismo objeto aprovechando la distancia de 1,5 millones de Kms. que habrá entre ellos. Así se podrán obtener imágenes estereoscópicas de asteroides, lunas de planetas y otros objetos relativamente cercanos.

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Ilustración donde se compara la estereoscopía humana (izquierda) con la que se podría obtener con los telescopios Hubble y James Webb (derecha) – Publicada en el trabajo Joel D. Green et al.

Hasta hoy, se podía hacer algo similar observando el mismo objeto desde posiciones diferentes, pero esas imágenes podían estar afectadas de la evolución del objeto en el tiempo que transcurría el cambio de posición de observación. Ahora se podrá hacer el mismo tiempo.
Esto será bien aprovechado en una época donde está progresando la técnica para obtener imágenes tridimensionales, sobre todo para dispositivos desarrollados para realidad virtual.

La divulgación en imágenes de parabienes.

Fuente:

pdp.

Los brazos de M51 serían de diferente naturaleza.

En las galaxias espirales, los brazos son la cuna de estrellas, de ahí que resalten tanto respecto del resto de la galaxia.
Sucede que también hay brazos de gas.
Los brazos responden a la propagación de ondas de perturbación. Ese mecanismo se conoce como ondas de choque galácticas.
Ante estas ondas, el gas interestelar que se encuentra en los brazos estelares, se comprime bruscamente colaborando con la formación de estrellas. Este gas, viaja hacia afuera por el brazo de estrellas. Así los brazos de gas y de estrellas.

Se observó los brazos de M51.

File:Messier51.jpg

Imagen de M51 y su compañeraNGC 5195 publicada en Wikipedia – Crédito de NASA, ESA, S. Beckwith (STScI), and The Hubble Heritage Team STScI/AURA)

A partir de una cierta distancia, los dos brazos de esta galaxia se vuelven difusos. Estudiándolos cerca del centro, se observó que uno de ellos responde a lo esperado según las ondas de choque galácticas. El otro, no. Así es que se piensa que ambos son de diferente naturaleza, y que éste brazo está siendo afectado por la compañera de M51, la pequeña NGC 5195.

Fuente:

pdp.