Archivo mensual: marzo 2017

Un agujero negro en retroceso (viajero).

En la fusión de dos grandes galaxias, no sólo se asimilan ambos sistemas estelares sino que también lo hacen sus agujeros negros (ANs).
Ambos comienzan a girar uno en torno, cada vez más rápido al otro a medida que se acercan mutuamente. Lo esperado es que terminen unidos en un sólo AN dominante de la galaxia resultante, pero no es tan así. Eso sería un caso sencillo.
Los ANs puden tener diferentes masas y rotaciones (spines). En ese caso, en el momento de la fusión se da un brusco desequilibrio. En términos más exactos, las ondas gravitacionales generadas son más intensas en una dirección que en otra; o sea que no son isotrópicas. En conclusión, el AN resultante recibe un empuje, una “patada” que lo puede impulsar y sacarlo de la galaxia resultante. Así es como aparece un AN en retroceso, un solitario.

Hay objetos candidatos a ser AN solitarios, uno de ellos es B3 1715 aparentemente explusado de la galaxia ZwCl 8183 resultante de una fusión (pdp, https://paolera.wordpress.com/2016/06/18/b3-1715425-un-posible-agujero-negro-solitario/).

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Imagen publicada en el trabajo de J. J. Condon et al.. La Cruz señala el centro de la galaxia y el círculo señala al agujero negro solitario.

Pero recientemente (febrero 2017) parece haberse confirmado el descubrimiento de otro AN en retroceso.
A 8000 millones de años luz (AL) de casa, se encuentra la galaxia 3C186, resultado de la fusión de dos galaxias.
Su agujero negro es de unas 1000 millones de masas solares y está 35 mil AL de su centro (más que nuestro Sol del centro de la Vía Láctea). Se mueve a 7,5 millones de Kms./h. (a esa velocidad vamos de la Tierra a la Luna en tres minutos). Estas galaxias habrían colisionado entre 1000 millones y 2000 millones de años atrás expulsando su AN resultante.
La energía involucrada en la expulsión de semejante objeto equivale a 100 millones de Supernovas.

Imagen de 3C186 crédito de NASA/ESA Hubble Space Telescope

Imaginemos objetos como esos vagando por el espacio. Luego, no sólo un asteroide puede amenazarnos. Por suerte es casi imposible que nos visite un AN solitario.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Galaxias enanas difusas “agrandadas”.

Las grandes galaxias han crecido asimilando a otras menores.
De hecho, nuestra Vía Láctea ha crecido asimilando a galaxias enanas vecinas. Hay muchas evidencias de eso, como ser, cúmulos globulares como restos de sus núcleos y corrientes estelares como resultado de desgarros gravitatorios de las asimiladas (las mastica antes de tragarlas).

Existen las galaxias enanas difusas y las ultradifusas (muy débiles) y son conocidas como galaxias enana difusas (DDG – Diffuse Dwarf Galaxy) y enanas ultradifusas (UDDG – Ultra Diffuse Dwarf Galaxy).

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Imagen de la ultradifusas DGSAT 1 (arriba a la izquierda) y de And II (abajo a la derecha) publicda en el trabajo de D. Martínez Delgado et al.

Para sorpresa, se hallaron galaxias ultradifusas que no son enanas sino que tienen dimensiones comparables a grandes galaxias, se las denomina simplemente galaxias ultra difusas (UDG – Ultra Diffuse Galaxy). Hay dos candidatas en nuestro Grupo Local y unas 20 en el Volumen Local.

Esto viene a complicar los modelos evolutivos que dicen que estos sistemas crecen asimilando enanas y en la agitación de la materia asimilada se detona la formación de estrellas.
Aparentemente se trataría de enanas difusas “agrandadas”.
Estas galaxias se abrían formado en un ambiente de rápida rotación (o spin); o habrían adquirido alto spin, por lo que adoptaron una distribución espacial mayor.

Fuente:

pdp.

MN Dra., una particular Nova enana activa.

Las estrellas Novas, son variables cataclísmicas periódicas.
Su modelo es similar al de las Supernovas (SN). En un sistema binario, una estrella le dona materia a la otra. La amplitud del estallido depende del flujo de esa donación, cuando la receptora de satura de materia presenta la erupción de energía con expulsión de materia. En el caso de las SN, estallan colosalmente quedando la estrella destruída . En el caso de las Novas, la explosión es menor por lo que la estrella no pierde tanta masa y se recupera (http://www.astromia.com/universo/supernovas.htm).

Las Novas enanas, son más modestas en sus estallidos que las Novas clásicas.
Entre las enanas hay algunas particulares. Estrellas como SU Uma y ER Uma, son Novas enanas activas que presentan periódicas supererupciones además de las periódicas erupciones normales. Al período entre dos supererupciones se lo conoce como superciclo. Estrellas como SU UMa y ER Uma se distinguen por la duración de esos superpciclos. Estas binarias tienen períodos orbitales menores a las 2,5 hs. (imagínense dos estrellas orbitándose con ese período).
Además, presentan variaciones u oscilaciones en superciclos adelantánolos y atrasándolos casi periódicamente. La materia donada puede caer en un disco de acreción; pero también lo puede hacer en un flujo de materia que viaja por las líneas del campo magnético de la receptora y entra por sus polos. En el caso del disco de acreción, éste puede precesar (balancearse mientra rota) lo que puede provocar variaciones en la acreción de la materia. Ésto, junto a variaciones en la forma del disco de acreción por mareas gravitatorias causadas por la estrella compañera, podría explicar las supererupciones y los superciclos con sus adelantamientos y retrasos.

MN Draconis, es una Nova enana activa algo particular ya que su superciclo (de 74 días) se fue prologando en los últimos 12 años.

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Imagen de MN Dra señalada como V1 junto a estrellas de campo C1 y C2 publicada en el trabajo de K. Bakowska et al.

Fuente:

pdp.

 

Ondas de K-H en el cúmulo de Virgo.

Cuando un fluido se mueve en un medio, en su interfaz (superficie límite entre ellos) aparecen inestabilidades conocidas como inestabilidades de Kelvin – Holmholtz (K-H).
Esas inestabilidades generan las ondas de K-H y se las puede observar en la Naturaleza en los bucles de los hilos de humo de un incienso, en el cielo como nubes onduladas y hasta en la materia interestelar en el espacio exterior (pdp, https://paolera.wordpress.com/2015/03/05/ondas-de-kelvin-holmholtz-en-orion/).

El cúmulo de galaxias de Virgo, está dominado por la gran elíptica central M87 (https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_el%C3%Adptica_M87). A unos 3 millones a años luz de ella, se encuentra otra elíptica miembro del cúmulo; la galaxia M60 (https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_el%C3%Adptica_M60).
Esta última está precipitando hacia el centro de cúmulo a una velocidad aproximada de 1000 Kms./seg., en dirección a M67.
En ese viaje, sufre la presión de arrastre por friccionar con el material intracumular. Debido a ese arrastre pierde materia en forma de colas de gas. En la interfaz de esa materia soltada y la intracumular, se dan inestabilidades de K-H y por lo tanto ondas del mismo tipo.

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Imagen en rayos X de M60 publicada en el trabajo de R. A. Wood et al.

En la imagen de aprecia las alas norte y sur (N Wing; S Wing) producto de las ondas de K-H generadas debido a la velocidad relativa entre el gas soltado por fricción y el material intracumular.
Las simulaciones verifican este efecto observado.

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Imagen publicada en el trabajo de R. A. Wood et al.

Nótese la similitud de las estructuras onduladas obtenidas al emular la fricción que siente el material contenido en un sistema moviéndose en un medio.

Fuente:

  • DRAFT VERSION MARCH 20, 2017, THE INFALL OF THE VIRGO ELLIPTICAL GALAXY M60 TOWARD M87 AND THE GASEOUS STRUCTURES PRODUCED BY KELVIN-HELMHOLTZ INSTABILITIES, R. A. WOOD et al.
    https://arxiv.org/pdf/1703.05883.pdf

pdp.

¿Puede una estrella fingir su muerte? (Si, puede)

Las estrellas precursoras de eventos de Nova, presentan una explosión que vuela su capas exteriores y queda con masa que le permite recuperarse
Las supernovas (SN) presentan una explosión mucho mayor, llegando a brillar como toda la galaxia donde viven. No se recuperan, quedando de ellas sólo un núcleo estelar compacto en forma de estrella de neutrones o agujero negro (http://www.astromia.com/universo/supernovas.htm).
Pero hay estrellas familiarmente llamadas zombies, ya que parecen haber muerto pero siguen vivas.
Son conocidas como impostoras de SN. Son un tipo intermedio entre Nova y SN, tirando hacia las SNs. Estas estrellas presentan una colosal explosión de tipo SN, pero en lugar de quedar un resto estelar compacto de la precursora, ella queda brillando vigorosamente.
Hay estrellas candidatas a ser impostoras de SN. Todas están en el centro de remanentes de materia expulsada en forma explosiva, y como precursoras de esos eventos de SNs no se muestran destruidas sino brillantes y activas. Un caso de posible estrella zombie, es la precursora del remanente de la SN de tipo II, la SN Casiopea A (pdp, 14/nov./2016, https://paolera.wordpress.com/2016/11/14/la-progenitora-de-sn-cas-a-era-una-impostora/).

Pero no son todas sospechosas; hay tres casos confirmados.
En nuestra galaxia, se encuentra la impostora de SN conocida como Eta Carina. Esta estrella en la quilla de la constelación del Navío, está a unos 7500 años luz (AL) de casa. Presentó al menos dos explosiones que le hicieron perder mucha masa generando la gran envoltura de materia que la rodea. Sin embargo, la estrella sigue brillando (https://www.fayerwayer.com/2012/02/el-misterio-de-eta-carinae-la-estrella-que-exploto-y-sobrevivio/).

En la galaxia espiral NGC 2770 a 88 millones de AL de nosotros, hay dos estrellas zombies (https://en.wikipedia.org/wiki/NGC_2770).
Ubicadas en sus brazos, en regiones de formación estelar ricas en gas y polvo, se encuentran las precursoras de SN 2009ip y de SN 2015bh. Ambas presentaron explosiones de SN de tipo II y siguen brillando vigorosamente.

Evenos de SN en NGC 2770. La impostora está señalada como estrella variable luminosa azul (LBV). Imagen crédito IAA-CSIC

Todas las estrellas impostoras de SNs tienen algo en común. Se presentan en un evento de SN de tipo II y son variables luminosas azules (LBV – Luminous Blue Variable). Se sabe que este tipo de estrellas van camino a ser gigantes evolucionadas azules muy activas, conocidas como estrellas de Wolf Rayet (WR) y suelen presentar erupciones. Si bien no siempre son tan violentas como las impostoras de SN, a veces son colosales y hay que estudiar las causas (http://astronomia.wikia.com/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet). Quizás la energía de la erupsión interactúa con materia previamente expulsada.

Cuando se conviertan en estrellas de tipo WR, presentarán su última gran explosión de la que seguro no sobrevivirán.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Lo que realmente se observa de TRAPPIST-1.

Cuando se habló de los exoplanetas en torno a TRAPPIST-1, se exageró un poco, aunque el descubrimiento no deja de sorprendente.
Se encontró que los 7 exoplanetas están en zona habitable. Eso indica que no son del todo hostiles para la vida tal como la conocemos; no implica que exista vida como muchos medios se apuraron a divulgar (https://es.wikipedia.org/wiki/TRAPPIST-1).

También comenzaron a aparecer ilustraciones donde se mostraban exoplanetas con características superficiales complejas. Eso no es lo que se observó.
Lo que permitió detectar a los exoplanetas de TRAPPIST-1, es la sutil variación de su luz cuando los cuerpos transitaban delante de la estrella.
TRAPPIST-1 es una estrella ultrafría (enana roja de tipo M8V). Tiene unas 80 masas jovianas y un radio similar al de Júpiter. Es muy débil (magnitud visual = 18) por lo que aunque se la observe con un gran telescopio, su imagen digital (obtenida con CCD) no deja de ser un pequeño grupo de pixels iluminados (https://es.wikipedia.org/wiki/TRAPPIST-1).
El tránsito de los planetas disminuyen su brillo aparente un 1%, por lo que el instrumento debe ser (y lo es) muy sensible para detectar esa ínfima variación.
De la curva de luz, se obtiene el período de translación de cada planeta y del tipo de estrella se obtiene su masa. Con esos datos se calcula la distancia de los planetas a la estrella por la ley de Kepler que vincula el semieje orbital, período translacional y masas involucradas (https://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler).
Es decir que no se observa a los exoplanetas sino a la variación de luz que causan en su estrellas hospedante durante el tránsito.

Animación del brillo de TRAPPIST-1 via B. Koberlein.

En la imagen se observa la ampliación de los pixels de la luz de TRAPPIST-1 y cómo varía con el paso de los planetas. No se trata de la imagen de uno de los exoplanetas como algunos medios sugirieron.

Fuente:

pdp.

Tres estrellas Run Away en el complejo nebular de Orión.

Las estrellas de tipo Run Away, son estrellas de alta velocidad.
Su naturaleza siempre está ligada a fuerzas gravitacionales; ya sea por la desaparición de una compañera que la mantenía en órbita o por un encuentro gravitacional cercano con otra estrella. Algunas pudieron adquirir gran velocidad en una explosión asimétrica de tipo supernova.

En el complejo nebular de Orión, se detectó una masiva estrella en 1967 que recién en 1995 se encontró que es de tipo Run Away. Se trata de la estrella de Becklin-Neugebauer (BN). Luego se detectó otra Run Away catalogada como fuente I en radio ondas. Su imagen sólo aparece en esa longitud de onda por estar dentro de una región de mucho polvo.
Ambas se alejan mutuamente lo que sugirió un encuentro gravitatorio entre ellas, sobre todo porque retrogradando sus movimientos, ambas estaban en una misma región conocida como nube baja de Kleinman en el complejo de Orión. Pero la energía mecánica total de ambas estrellas no alcanza para que lleven semejante movimiento; debió haber una tercera estrella en el encuentro.

Buscando objetos de masa planetaria en la región, se detectó a fuente x, también una Run Away escapando de las otras dos. Retrogradando el movimiento de ésta, se encontró que estaba con las anteriores hace unos 540 años atrás en la nube baja de Kleinman.
Así las cosas, en esos ambientes se suelen dar formaciones estelares en enjambres de estrellas, las que, si se dan las condiciones, forman un cúmulo estable o se encuentran íntimamente entre ellas. En esos encuentros, se aceleran por la gravedad mutua llegando a tener semejantes velocidades que les puede alcanzar para salir de la galaxia. En este caso, el trío de estrellas superan en 30 veces la velocidad de otras estrellas de la misma región.

Hubble Discovery of Runaway Star Yields Clues to Breakup of Multiple-Star System

Imagen crédito NASA, ESA, K. Luhman (Penn State University), and M. Robberto (STScI)

En la imagen,se aprecia cómo se fueron desplazando. La posición inicial del trío está señalada por una cruz verde. La posición en radio ondas de fuente I está señalada con un círculo rojo como la de fuente x. Puede apreciarse el desplazamiento de est aúltima en 7 años. Esto da testimonio de cómo se degradan sistemas estelares por mutuos encuentros gravitatorios, en regiones de gran cantidad de estrellas.

 

Referencia:

Fuente:

pdp.