Archivo mensual: junio 2017

IRAS 04191+1523 confirma la formación de binarias por fragmentación turbulenta.

Las estrellas nacen del colapso de una nube de gas.
En el caso de las estrellas binarias, nacen de protoestrellas gemelas; un colapso que puede dividirse en dos protoestrellas fuertemente vinculadas bajo las mismas condiciones locales.

Pero puede darse otro proceso.
En la nube se pueden dar turbulencias que la fragmentan y “enroscan” caprichosamente los fragmentos. Así generan colapsos paralelos dando lugar a binarias separadas (pero vinculadas). A esto se lo conoce como formación de binarias por fragmentación por turbulencia.

IRAS 04191+1523, es un sistema binario en formación.
Sus componentes son de baja masa (menores a 0,1 masas Solares), están separadas tanto como 30 veces la distancia del Sol a Neptuno y tienen sus ejes de rotación en diferentes direcciones.

ALMA Reveals Turbulent Birth of Twin Baby Stars

Ilustración de IRAS 04191+1523 crédito de ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Tienen una edad aproximada de medio millón de años y aún rodeadas de gas en acreción. Todo indica que se trata de una binaria en formación por fragmentación por turbulencia.

ALMA Reveals Turbulent Birth of Twin Baby Stars

Imagen de IRAS 04191+1523 crédito de ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Lee et al., ESA/Herschel/PACS 

Esto confirma este mecanismo de formación de binarias, al menos en el caso de las de baja masa.

Fuentes:

pdp.

 

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Qué es una estrella de tipo Be y las BeXRBs.

Alguien dijo una vez que se podría saber todo sobre una estrella, menos de qué estaban hechas.
La Espectroscopía se encargó de demostrar el error de esa afirmación.
Si Ud. ya sabe qué es un espectro y las líneas espectrales, puede saltar la siguiente introducción.

Introducción:
La Espectroscopía es el estudio de la distribución de la energía de un cuerpo en las diferentes frecuencias o longitudes de onda (en diferentes colores).
(Wikipedia, Espectroscopia, https://es.wikipedia.org/wiki/Espectroscopia).
Cuando se descompone la luz de una estrella (por ejemplo haciéndola pasar por un prisma), se obtiene esa distribución o espectro de energía de la estrella. Como debido a su distancia se trata de un objeto puntual, su espectro tiene forma estirada o de línea (espectro lineal) debido a la descomposición de la luz de un objeto puntual en diferentes longitudes de onda, lo que hace que se repita su imagen puntual sucesivamente en todos los colores. Si con el “espectrógrafo” se produce un movimiento perpendicular a esa línea (un barrido), la imagen del espectro toma una apariencia más ancha (se hace un espectro en forma de banda) y se puede “leer” mejor la distribución de la energía en los diferentes colores.

Imagen sin créditos publicada en Astrofísica y Física (Blog – http://www.astrofisicayfisica.com/2012/06/que-es-el-espectro-electromagnetico.html)

Los distintos elementos absorben o emiten energía en determinados lugares del espectro. En el barrido producido durante la obtención del espectro, esos lugares aparecen como “líneas”; esas son las llamadas líneas espectrales de emisión o absorción.
(Wikipedia, Línea espectral, https://es.wikipedia.org/wiki/L%C3%Adnea_espectral).

Las estrellas se clasifican por su espectro en diferentes tipos espectrales.
Las de tipo “B”, son estrellas muy calientes y masivas, variables, de color blanco-azulado. Algunas de ellas muestran emisión de energía en una línea espectral del Hidrógeno conocida como H alfa.  Las estrellas de tipo B con esa emisión se las conoce como de tipo “Be”, donde la “e” indica esa particular emisión.
Las estrellas Be, están rodeadas de gas eyectado por la misma estrella.
Las hay binarias emisoras de rayos X, son las Be binarias en rayos X (Be-X ray binaries – BeXRBs). Éstas son estrellas Be con una compañera compacta (una estrella de neutrones) en una órbita ancha y muy excéntrica (muy estirada).

Ilustración de BeXRB sin crédito publicada en Astrofísica y Física (Blog – http://www.astrofisicayfisica.com/2013/08/la-variabilidad-en-la-emision-gamma.html

En su punto más cercano (periastro), la compacta puede tomar materia del disco de la Be. Esa materia se recalienta por autofricción a medida que cae en la estrella y emite energía en rayos X. En muchos casos, ese material circunestelar de la Be, está perturbado por su compañera por lo que presenta fragmentaciones y grandes diferencias de densidad. En algunos sistemas, es disco muestra evidencias de estar balanceándose en un movimiento de precesión.

 

Fuente:

  • MNRAS 000, 000–000 (2017) Preprint 30 June 2017, A precessing Be disk as a possible model for occultation events in GX 304−1, M. Kühnel et al.
    https://arxiv.org/pdf/1706.09657.pdf

pdp.

“Airglow”: la luminiscencia nocturna.

La fluorescencia en un proceso por el cual un átomo recibe energía no visible (ultravioleta) y la retorna en forma visible.
Cuando el átomo recibe energía ultravioleta, la absorbe, se excita, la retorna y se des-excita. Es decir que retorna la energía tal como la recibió en cantidad y frecuencia (o color).
Pero a veces, puede des-excitarse escalonadamente. En ese caso, retorna la energía recibida en fracciones y en frecuencias de luz visible. Luego retorna toda la energía recibida pero en luz visible; eso es la fluorescencia (pdp, 3/jul./2015, Fluorescencia, https://paolera.wordpress.com/2015/07/03/fluorescencia/).

Durante mucho tiempo, se observó un resplandor verdoso sobre la superficie terrestre sin conocer su origen. De hecho, fue fotografiado por la Estación Espacial Internacional.

Luminiscencia vista desde el Espacio – Imagen en Wikipedia, crédito: NASA.

En realidad podría observarse en el cielo nocturno aunque no siempre. En raras ocasiones, en una noche sin Luna y con un cielo muy limpio, podría llegar a apreciarse como se registró en la época de Plinio el Viejo en el 132 antes de Cristo.

El misterio llegó a su fin.
Ese resplandor o luminiscencia se debe a un proceso parecido a la fluorescencia.
La luz ultravioleta del Sol, interactúa con las moléculas de Oxígeno en la atmósfera pudiendo llegar a “romperlas”. Cuando se recombinan, devuelven la energía recibida en forma de luz visible.
Esa luminiscencia es muy débil para ser observada durante la noche, se la aprecia desde la visión global que se tiene desde el Espacio.
Pero bajo ciertas condiciones, el “apilamiento” de ondas atmosféricas puede amplificar la intensidad de este resplandor y volverlo notable como sucedió en la época de Plinio.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Posible explicación para FRB 121102.

Las fulguraciones rápidas en radio-ondas (Fast Radio Burst – FRB) siguen siendo un misterio desde que fueron descubiertas en el 2007.
Son bruscas emisiones en radio de corta duración, tan breves que es muy difícil localizar con exactitud su origen. Se llegó a pensar que eran provocados dentro de la Vía Láctea en sistemas exoplanetarios en torno a un pulsar (Z. G. Dai et al, jul. 5, 2016, https://arxiv.org/pdf/1603.08207v3.pdf). También se conjeturó que eran eventos producidos fuera de nuestra Galaxia.

Pero el catalogado como FRB 121102, es el único que se repite.
Eso permitió localizarlo en una galaxia enana irregular pobre en metales (elementos más pesados que el Hidrógeno y el Helio) a unos 3 mil millones de años luz de casa.

HST view of FRB 121102 host

Imagen obtenida con el Hubble crédito de Bassa et al. 2017. 

El objeto de arriba del centro dela imagen es la galaxia hospedante del FRB 121102.
La elipse señala la emisión extendida y difusa de la galaxia hospedante. El círculo indica la región de formación estelar donde estaría inmersa la fuente del FRB. La cruz señala la posición de la fuente persistente en radio-ondas asociada a las fulguraciones.

El objeto de abajo a la derecha es una estrella de campo.

La fuente de FRB 121102, estaría inmersa en una región de formación de estrellas donde se dan estrellas masivas progenitoras de supernovas superluminosas, de donde nacen estrellas de neutrones fuentes de rayos gamma. Luego, evolucionan hacia una fuente persistente de radio-ondas responsable de las repeticiones observadas de FRB 121102.
Eso explicaría sólo a FRB 121102, el cual por repetirse, no sería representativo de los otros observados (pdp, 29/mar,/2017, FRB 121102 parece ser particular, https://paolera.wordpress.com/2017/03/29/frb-121102-parece-ser-particular/).

Referencia:

Fuente:

pdp.

Eventos llamativos en fusiones galácticas.

Muchos pensaban que en la fusión de galaxias se destruían estrellas, pero no es así.
Estas fusiones pueden ser “mayores” (entre galaxias masivas) o “menores” (cuando una de ellas o ambas son de baja masa).
La separación entre ellas, permite que ambas galaxias se mezclen aprovechando los grandes espacios interestelares. Es más, en estas fusiones se favorece la formación de estrellas.

El sistema Arp 299 a 140 millones de años luz (AL) de casa, está dado por dos galaxias interactuando en proceso de fusión.

En ese sistema se detectaron 25 fuentes de rayos X. Éstas son emisoras de grandes cantidades de energía de alta frecuencia. Se trata de objetos masivos muy activos.
Entre ellas hay 14 fuentes ultraluminosas en Rayos X.
Son estrellas de neutrones o agujeros negros que están asimilando materia, la que al precipitar, se recalienta por fricción y emite mucha energía de alta frecuencia.
En estos procesos de asimilación mayor, la colaboración de cada galaxia con su material y las ondas de choque que se producen, favorecen a la formación de estrellas. En las regiones abundantes en materia, se da el nacimiento de estrellas masivas progenitoras de supernovas, las que dejan una estrella de neutrones o agujero negro devorando la materia vecina.
(NASA, Chandra X-ray observatory, Arp 299: Galactic Goulash, http://chandra.harvard.edu/photo/2017/arp299/).

A 750 millones AL de casa, se encuentra la galaxia elíptica 0402+379. Se trata del resultado de la fusión de dos grandes galaxias de disco. Como en toda fusión, se esperaba hallar dos núcleos dominados por agujeros negros supermasivos (ANSM) en proceso de asimilación mutua. Por lo general, la asimilación ya se produjo dejando sólo un objeto supermasivo resultante en el centro o ese objeto resultante fue eyectado como agujero negro en retroceso. Esto último sucede si se dan las condiciones de masas y de rotación (spin) de cada ANSM (pdp, 11/may./2017, Agujero negro en retroceso, https://paolera.wordpress.com/2017/05/11/cxo-j101527-2-seria-un-agujero-negro-en-retroceso/).
En este caso, se detectó dos ANSM orbitándose mutuamente formando un sistema binario de ANSMs.

VLBA image of center of galaxy 0402+379.

C1 y C2 señalan la posición de cada ANSM observado en radio-ondas. Crédito de Bansal et al., NRAO/AUI/NSF.

Tienen una masa combinada de 15 000 millones de Soles, una separación de unos 24 AL y un período orbital de 30 mil años.
Ambos seguirán en su movimiento mutuo mientras se van acercando. Luego, y dependiendo de las condiciones dadas, se unirán en un único objeto residente en el centro de la galaxia o ese objeto resultante saldrá despedido como ANSM en retroceso. Es la primera vez que se observa este tipo de evento. Observados en Radio-ondas, se puede decir que se trata de una binaria “visual” de ANSM (por haber sido “vistos” en esas longitudes de onda.)
(NRAO, jun. 27, 2017, Astronomers detect orbital motion in pair of supermassive black holes, https://public.nrao.edu/news/supermassive-black-holes-motion/).

Fuentes:

pdp.

Pasado, presente y futuro de WD 1202-024.

Las variables cataclísmicas, presentan bruscas variaciones de brillo en forma explosiva.
La estrella enana blanca (WD – White Dwarf) WD 1202, a 2700 años luz de casa, está en las etapas previasa ese tipo de variaciones. Veamos su historia en base a su presente y veremos qué le sucederá en un futuro.

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Imagen de WD 1202 crédito de Rappaport et al.

Esta estrella mostró variaciones de brillo, lo que es raro para una WD. Como esas variaciones eran periódicas, pronto se dedujo la existencia de una compañera, la que resultó ser una estrella enana marrón (EM); un tipo de estrella fallida de baja masa (Wikipedia, Enana marrón, https://es.wikipedia.org/wiki/Enana_marr%C3%B3n).
Pero en este caso las variaciones no se deben a ocultaciones sino a fases de la EM. La parte que “mira” a la WD se calienta y resplandece. Luego se observan los efectos de fases no por reflexión de luz sino por emisión de la parte recalentada. Cuando está “de nuestro lado” vemos su “espalda obscura”. Cuando está del otro lado, vemos su cara “llena” brillando por recalentamiento y a ambos lados vemos el brillo de una fase creciente o menguante.
Así se supo de WD 1202-024, es una binaria de rápida rotación, de tan sólo 71 minutos de período con una separación entre componentes de unos 300 mil Kms., menos que la distancia Tierra – Luna (que es de 400 mil Kms.).

Veamos su pasado.
La WD es una evolucionada estrella de tipo solar. Antes de eso, hace unos 50 millones de años, debió pasar por la etapa de gigante roja (GR). En aquellas épocas, la EM estaría a una distancia característica de unos 50 millones de Kms. de su compañera. Pero las GRs son enormes, de hecho cuando nuestro Sol pase por esa fase, engullirá incluso hasta a Marte. Así le EM debío haber quedado dentro de su compañera GR.
Como las GRs tienen muy baja densidad, algunas son menos densas que nuestra atmósfera a nivel del suelo, la fricción no desgastó a la EM. En cambio, ésta “agitó” la materia donde estaba embebida ayudando a su dispersión. Mientras, el sutil roce la fue frenando. Eso provocó que se vaya acercando a su compañera y a medida que eso sucedía, la orbitaba cada vez más rápido por conservación del momento angular; el mismo principio por el que un patinador gira más rápido a medida que junta los brazos.
Finalmente, hoy en día la GR ya es una WD con su cercana compañera EM.

Veamos su futuro.
Con el tiempo, la EM seguirá acercándose a su compañera. Llegará a una distancia a partir de la cual la WD le absorberá materia. Eso hará que la enana se sature y presente detonaciones catalísmismicas a manera de estrella Nova (Wikipedia, Nova, https://es.wikipedia.org/wiki/Nova). Luego el proceso de repetirá.
Se calcula que esto comenzará a suceder dentro de unos 200 millones de años.

Así, WD 1202-024 es la variable pre-Nova de menor período conocida hasta hoy en día (junio del 2017).

Referencia:

Fuente:

pdp.

Estrellas de Pop III: dónde buscarlas.

Las estrellas no sólo se agrupan por su tipo, sino que además lo hacen en poblaciones,
Las de población I (Pop I) son estrellas jóvenes. Nacidas en lugares ricos en material como por ejemplo el disco galáctico. Son estrellas ricas en elementos pesados también llamados “metales”.
Éstos elementos están presentes porque estas estrellas se formaron del material expulsado por estrellas supernovas (SNs), las que explotaron enriqueciendo el material interestelar con las especies químicas generadas en su interior. Nuestro Sol es de Pop I.

Las de población II (Pop II), son más viejas.
Tienen menos metales por haberse formado de materia “limpia”, no tan contaminada por la proveniente de SNs. Se las suele hallar en los cúmulos globulares. Eso es consistente con la idea de que estos cúmulos son núcleos de galaxias menores que fueron asimiladas por la Nuestra, por lo tanto, viejas estructuras estelares.
Algunas estrellas de Pop II cerca del bulbo de la Galaxia muestran muchos metales.
Debido a la gran cantidad de estrellas en esa región, es posible que se hayan contaminado por materia enriquecida por SNs vecinas, las que fueron generadas por estrellas masivas de vida más corta que las de ellas.

Se conjetura con una tercera población (Pop III) de estrellas más antiguas; prístinas.
Estas estrellas serían las primeras en haberse formado luego del Big-Bang, con material rico en Hidrógeno y Helio, y serían las responsables de la época conocida como re-ionización. Esa fue la época donde las primeras estrellas comenzaron a reionizar (volver a romper los átomos) la materia cuyos átomos se habían recombinado luego de la primera ionización del Big-Bang (pdp, 11/abr./2017, Viendo la re-ionización, https://paolera.wordpress.com/2017/04/11/viendo-la-re-ionizacion/).

Pero estas estrellas ya se habrían extinguido, no sólo por el tiempo transcurrido sino por la posibilidad de haber tenido mucha masa y por lo tanto vidas “vertiginosas”.
Aunque cabe la posibilidad de que también haya existido estrellas de baja masa.
En ese caso, sus vidas serían más tranquilas y prolongadas, al punto de que aún puedan existir. De hacerlo, estarían en la evolucionada etapa de gigantes rojas (GRs). Este tipo de estrellas son muy brillantes por tener gran tamaño y por lo tanto mucha superficie para que pueda salir su luz. Pero el brillo de una estrella no sólo depende de su radio, también de su masa. Luego, las sobrevivientes GRs de Pop III, no serían tan brillantes como otras GRs. por tener baja masa. Esto dificulta su descubrimiento observacional
De existir, deben estar en viejas estructuras estelares de poca masa, donde las estrellas masivas tienen poca chance de formarse. Además, esas estructuras aún no deberían haber sido asimiladas por otras mayores. Bajo estas condiciones, las estructuras más probables de tener estrellas sobrevivientes de Pop III, serían las galaxias enanas de baja masa (todavía) satélites a la Nuestra, las que a su vez se supone que son las primeras estructuras estelares en formarse, cuya unión dio lugar a las grandes galaxias.

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Ilustración publicada en el trabajo de M. Magg et al.

En la ilustración se señalan las regiones de mayor probabilidad de hallar estrellas sobrevivientes de Pop III. La menor probabilidad está indicada en azul y la mayor en verde. Los círculos en blanco indican la no existencia de estrellas de Pop III.

Fuentes:

pdp.