Archivo mensual: noviembre 2018

El inusual crecimiento de SN 2018oh.

Artículo actualizado al 05/dic./2018 a las 15:20 HOA (GMT -3).
Las supernovas (SNs) son la colosal muerte de estrellas masivas.
Luego del estallido, queda un núcleo colapsado formando una estrella de neutrones, que puede terminar agujero negro, rodeada de material remanente de la explosión.

Si bien es conocido el proceso que genera semejante explosión que las hace brillar más que toda la galaxia donde habitan, hay detalles que aún se deben mejorar.
Un tipo se SN son las Ia.
Éstas se producen cuando una estrellas de tipo enana blanca (resto evolutivo de una estrella de tipo Solar) recibe masa de una compañera. Esta donante puede ser una gigante roja u otra enana que precipita sobre su compañera.
Los orígenes del evento de SN dan información de cómo se produjo la donación de materia que, la que al superar la tolerancia de la receptora, hace que ésta se desmorone sobre ella misma en cuestión de segundos generando tremenda explosión. Así es muy importante observar las primeras evoluciones del aumento de brillo, cosa que no siempre ocurre.

Los modelos indican cómo debe aumentar gradualmente el brillo hasta llegar a un máximo. Luego viene una disminución paulatina, menos rápida que el aumento inicial.
La SN 2018oh de tipo Ia fue observada desde sus primeras horas de evolución, y durante las 4 horas iniciales, tuvo un crecimiento inusual, mostró un brillo adicional.

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Imágenes donde se muestra la galaxia hospedante de la SN 2018oh antes de su aparición (fila de arriba) y luego de su detección (fila de abajo) – Créditos visibles en las imágenes.

Primero se pensó que ese fulgor extra se debió al choque con su compañera. Pero el análisis de esa radiación no se corresponde con un proceso de colisión.
Otra idea es que la radiación inicial del evento, “chocó” con una estrella provocando que ésta irradie esa energía adicional; pero tampoco este proceso parece ajustarse a lo observado.
Si bien los estudios deben continuar, lo más aceptado es que se trató de una distribución de radiación expulsada en forma inusualmente despareja.

La explosión en un evento de SN, no es uniforme como se puede pensar. La energía liberada no necesariamente es expulsada de la misma forma en todas las partes de la estrella ni al mismo tiempo. Puede darse que inicialmente en algunas regiones se libere más energía que en otras, dando origen a una estallido “desordenado” que en instantes se generaliza.
Hay evidencias de estallidos asimétricos que empujaron a la estrella de neutrones resultante fuera del centro del remanente de la explosión (pdp, 04/jun./2013, Explosiones asimétricas…, https://paolera.wordpress.com/2013/06/04/explosiones-asimetricas-en-supernovas-entregan-grandes-impulsos-a-estrellas-de-neutrones-y-a-agujeros-negros/).

En este caso, se pudo dar una explosión muy asimétrica donde la mayor parte de la energía vino en nuestra dirección de observación. Así, en el mismo tiempo que hubiéramos detectado la energía proveniente hacia nosotros, también detectamos la que debería haber salido en otras direcciones. Esto podría haber dado origen a la energía adicional recibida.

Referencia:

Fuentes:


Actualización del 05/dic./2018 a las 15:20 HOA.
La SN 2018oh de dió en la galaxia UGC 4780 a unos 160 millones de Años Luz de Nosotros.

Referencia:


pdp.

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El evento de Tall el-Hammam.

La Norte del Mar Muerto, se hallaron evidencias de un estallido en el cielo.

Ilustración crédito de: Shutterstock

En la región de Tall el-Hammam, se hallaron cerámicas de unos 3700 años de antigüedad con llamativas particularidades.
Tenían su superficie vitrificada y las piezas de circón dentro de la cerámica estaban evaporadas.
Para producir esto, las piezas debieron estar sometidas a temperaturas del orden de los 4000ºC. Pero para no terminar de quemarlas y destruirlas por completo, ese golpe de temperatura tuvo que ser breve; un flash de calor.
Ésto, y la ausencia de un cráter de impacto, son consistentes con un estallido en el aire propio de un objeto que penetró la atmósfera, como un asteroide o cometa, y estalló antes de tocar el suelo. Un evento similar al de Tunguska en 1908 (pdp, 04/jul./2013, El evento de Tunguska… https://paolera.wordpress.com/2013/07/04/el-evento-de-tunguska-pudo-ser-explicado-mejor-por-un-meteorito/).

El evento de Tall el-Hammam barrió con una zona de unos 500 Km2, eliminando toda forma de vida y cubriendo la región con una mezcla de sal y sulfatos del Mar Muerto recalentada y esparcida por la onda expansiva. Se estima que el objeto estalló a baja altura, a no más de 1 Km. del suelo.

Recordemos que cuando un objeto penetra la atmósfera a gran velocidad, fricciona con ella y comprime el aire delante en su camino. Esa compresión produce aumento de la temperatura, la que en parte excita el aire compimido produciendo el fulgor que se observa y en parte calienta al objeto. Así el bólido incremente su temperatura y puede presentar evaporaciones y aumento de la presión en su interior, lo que puede conducir a un estallido.

Se calcula que tuvieron que pasar unos 600 años hasta que la zona se descontaminó y pudo ser habitada de nuevo.

Referencia:

pdp.

El telescopio espacial James Webb podría confirmar la estructura de la materia obscura.

La elusiva materia obscura podría mostrar interacciones no gravitatorias con la materia ordinaria de los albores de Universo.

Esta materia es la que mantiene unida a las galaxias. En sus filamentos colapsó la materia ordinaria dando origen a las estructuras galácticas, las que son enjambres enormes de estrellas que conviven con materia ordinaria.

Video: The first stars turning on in the Universe.

Ethan Siegel
Publicado el 23 ene. 2015.
Animation / simulation by NASA’s Spitzer Space Telescope team of the formation of the first stars in the Universe.

Pero la materia obscura sólo interactúa con la ordinaria en forma gravitacional, de ahí su calificativo de obscura. Lamentablemente al menos hasta ahora no se observó ni detectó materia obscura que no sea por su acción gravitatoria.

Sabemos que los eventos ultralejanos, se dieron en el origen del Universo. También sabemos que la energía o radiación proveniente de esos eventos o de las fuentes involucradas, llega a nosotros “corrida” a longitudes de onda mucho mayores por un efecto relativístico. Así es como vigorosos eventos energéticos ultralejanos dados en longitudes de onda cortas, nos llegan en longitudes de onda mayores, en el infrarrojo, infrarrojo cercano y más allá; en luz donde nuestros telescopios no son sensibles.
Nos estamos perdiendo una ventana de observación.

El Universo es activo en la longitud de onda de 21 cm. observable con radiotelescopios. En esa longitud de onda el Hidrógeno emite naturalmente.
Las nubes de Hidrógeno lejanas, las primeras en darse en el Universo, envían esa actividad en 21 cm. la que nos llega corrida más aún hacia longitudes de onda mayores.
En observaciones del Universo joven realizadas en esas longitudes de onda, se detectó radiación estelar de cuando el Universo tenía apenas 180 millones de años de edad.
Aquí hay un enorme descubrimiento, las primeras estrellas ultralejanas.

Además, estas estrellas están interactuando con el Hidrógeno que las rodea. Analizando esos escenarios, se detectó que el Hidrógeno irradió en esa frecuencia entre los 180 millones y 260 millones de años de edad del Universo. Lo sorprendente es que estaba más frío de lo esperado.
Los modelos actuales (standard) no explican esa menor temperatura observada. Algo se está escapando en los modelos standard. Así, surge la idea de que ese proceso de enfriamiento se deba a interacciones del Hidrógeno primordial (materia ordinaria) con materia obscura.
De ser así, sería la primera evidencia de interacción entre ambos tipos de materia que no sea de manera gravitacional. Pero esto debe confirmarse con observaciones hechas en esa ventana que nos estamos perdiendo.

El telescopio espacial James Webb, aún en tierra, será sensible a las longitudes de onda del infrarrojo necesarias para obtener datos del Universo en esa ventana observacional que nos estamos perdiendo.
Luego, este instrumento podría llevar a otro gran descubrimiento: la interacción no gravitatoria entra la materia obscura y la ordinaria en los albores del Universo, lo que está relacionado con las partículas componentes de la materia obscura y sus propiedades.
Cha, cha, cha, chaaaaaaaannnn…. (continuará).

Referencia:

Fuente:

pdp.

¿Qué veremos con el Telescopio de Horizonte de Eventos?

Se proyecta observar el centro galáctico para tener registros observacionales de Sgr.A*.
El agujero negro supermasivo que radica en el centro de la Vía Láctea es conocido como Sgr.A*. Eso se debe a que se encuentra en la constelación de Sagitario (abreviada Sgr. o Sag.). El asterisco denota su actividad o excitación, y la letra “A” indica que es la primera y más brillante fuente de rayos X en detectarse en esa zona (pdp, 07/sep./2017, El asterisco de Sag.A, https://paolera.wordpress.com/2017/09/07/el-asterisco-de-sag-a/).

Veamos cómo se planea observarlo.
Los telescopios dependen de su diámetro o abertura para ser potentes y poder observar objetos muy lejanos. A mayor abertura, corresponde mayor capacidad de observación.
Pero para observar a Sgr.A*, este tipo de telescopio no es lo más indicado.

Muchos objetos astronómicos (como las estrellas) se observan puntuales debido a la distancia a la que se encuentran; pero en realidad, tienen dimensiones, y a veces muy grandes. La luz tiene un comportamiento ondulatorio. Luego, la luz que parte de diferentes lugares de un objeto, recorre diferentes caminos hasta nosotros y esos rayos de luz se interfieren entre ellos. Si varios observadores analizan esa interferencia desde diferentes lugares del Planeta, podemos resolver el tamaño y forma de ese objeto. A esta técnica se la llama interferometría y ya se la utilizó para observar estrellas, por ejemplo a Betelgeuse (pdp, 06/ene/2010, Betelgeuse, https://paolera.wordpress.com/2010/01/06/betelgeuse/).

La idea es utilizar varios radiotelescopios (telescopios que detectan energía emitida en radio-ondas) a manera de un gran sistema interferométrico. La ventaja de las ondas de radio, es que atraviesan el polvo y material que hay en el plano galáctico y el que pueda haber en el espacio entre Sgr.A* y nosotros.

Veamos qué esperamos ver con el telescopio de horizonte de eventos.
Un agujero negro es una región del espacio de donde no escapa ni la luz. A su límite se lo conoce como horizonte de eventos ya que la luz entra por él pero no sale.Luego, no esperemos ver luz, preparémonos a ver sombras.
Recordemos que Sgr.A* tiene un disco de materia que cae arremolinadamente hacia Él. En la parte exterior de ese disco, la materia que gira en torno a Sgr.A* se encuentra con la que está precipitando hacia el agujero negro y en ese choque libera energía. Así, en esa región puede haber energía irradiada en forma de frente de choque (recordemos esta región).
Luego de ese choque, la materia se frena y continúa cayendo en forma de remolino aumentando nuevamente su velocidad a medida que se acerca a Sgr.A*. Ya cerca del agujero negro, su autorfricción, dada por su velocidad y densidad, es tan grande que se recalienta y vuelve a emitir energía, esta vez en una región que rodea a Sgr.A*.
Ese disco tiene un cierto espesor e inclinación respecto del fondo del cielo. Luego, hay un aparte de ese disco entre nosotros y el agujero negro. Lo que está detrás de Sgr.A* no lo veremos a menos que el disco esté muy inclinado respecto del fondo. Así, observaremos una región obscura (el agujero negro) donde una parte está detrás de una región iluminada. Digamos que veremos una parte del agujero negro.
Si la inclinación del disco es muy grande, podríamos llegar a ver un resplandor de la parte brillante que queda detrás del agujero negro; y en el centro, el agujero negro dado por una región obscura.
En alguna parte, podría observarse una mancha más luminosa. Sería esa región explicada antes, donde la materia del disco choca contra la que precipita desde “afuera” en las regiones exteriores.
Además, el disco puede estar inclinado respecto de nuestra horizontal o línea de los ojos.
No nos olvidemos de la existencia de los chorros de materia y energía bipolares perpendiculares al disco de acreción.
Finalmente, recordemos que todo esto está deformado por la masa de Sgr.A* que modifica la marcha de los rayos de luz que nos puedan llegar (en este caso de gran longitud de onda, la equivalente a la radiofrecuencia), o sea que deforma el espacio-tiempo que observamos.

Con esto en mente, podemos esperar cosas como estas.

GRMHD SIMULATIONS OF VISIBILITY AMPLITUDE VARIABILITY FOR EVENT HORIZON TELESCOPE IMAGES OF SGR A*, L. MEDEIROS ET AL.

HIGH-ANGULAR-RESOLUTION AND HIGH-SENSITIVITY SCIENCE ENABLED BY BEAMFORMED ALMA, V. FISH ET AL.

Referencia:

Fuentes:

  • arXiv:1601.06799v3 [astro-ph.HE] 6 Aug 2018, GRMHD SIMULATIONS OF VISIBILITY AMPLITUDE VARIABILITY FOR EVENT HORIZON TELESCOPE IMAGES OF SGR A*, Lia Medeiros et al.
    https://arxiv.org/pdf/1601.06799.pdf
  • arXiv:1309.3519v1 [astro-ph.IM] 13 Sep 2013, HIGH-ANGULAR-RESOLUTION AND HIGH-SENSITIVITY SCIENCE ENABLED BY BEAMFORMED ALMA, VINCENT FISH et al.
    https://arxiv.org/pdf/1309.3519.pdf

pdp.

 

HD 186302, ¿una gemela del Sol?

Las estrellas nacen en grupos en complejos moleculares.
Muchas protoestrellas se unen dando origen a estrellas grandes masivas. Otras se asocian en sistemas múltiples. También hay encuentros, de tal forma que muchas salen de su “nursery”. Algunas con altas velocidades, otras no, todas son hermanas de composición similar por nacer de la misma nube progenitora. Los grupos o cúmulos de estrellas nacientes duran poco, alrededor de unos 200 millones de años, depende de la masa del cúmulo y de las propiedades de la galaxia. En el caso de nuestro Sol, su cúmulo ya se disgregó.

Es bueno hallar estrellas hermanas del Sol. Así podremos saber más de sus orígenes o incluso el lugar donde nació.
Para buscar estrellas hermanas del Sol, hay que buscar las de composición, edad y dinámica similares a nuestra Estrella (después de todo nacieron todas juntas bajo condiciones muy similares). Con un estudio espectroscópico se hallaron estrellas de composición (y tipo espectral) similar al Sol. Con observaciones astrométricas (realizadas con el satélite GAIA) se seleccionaron las que tenían dinámicas compatibles con la del Sol.
Así, de entre unas 17 000 candidatas, sólo quedó una como muy posible de ser hermana y hasta gemela del Sol.

Se trata de la estrella catalogada como HD 186302 (https://es.wikipedia.org/wiki/HD_186302)

Ubicación de HD 186302 – Stellarium.

Se encuentra a unos 184 años luz de casa en la constelación del Pavo (magnitud aparente 8,4)

Su composición (tipo G3 V) es idéntica a la Solar (G2 V). Su edad es de unos 3 800 millones de años, la del Sol es de 4 300 millones de años, esto ofrece una diferencia del orden de 500 millones de años, lo que en la vida de una estrella son poca cosa.

Sería muy interesante retrogradar a ambas estrellas en sus órbitas para detectar dónde estaban muy cerca como para hallar su lugar de nacimiento. Esto es poco confiable ya que las estrellas pudieron ser perturbadas en sus órbitas pasando cerca de otras, además, el resultado depende mucho del modelo de Vía Láctea adoptado.

La idea es, también, hacer un estudio en busca de posibles exoplanetas en esa estrella. De tenerlos, y de ser tipo Tierra en zona habitable, sería razonable esperar que en ellos se halla dado la vida como en Casa; después de todo, venimos de elementos de la misma nube protoestelar.

Referencia:

Fuente:

pdp.

El gran brillo de W2246-0526.

Artículo corregido el 20/nov./2018 a las 13:00 HOA (GMT -3).
La galaxia catalogada como W2246-0526 (W2246), es la más brillante hasta hoy conocida.
Está a unos 12 500 millones de años luz de casa (antes se leía erróneamente 12 500 años luz – gracias jumonlu por tu oportuna objeción – ) y la única forma de ser tan brillante es que disponga de mucha materia. Eso le permite tener una gran formación estelar que se manifiesta en una gran cantidad de estrellas jóvenes y brillantes.
Tiene tres galaxias menores vecinas asociadas a ella.

Artist impression of W2246-0526, the most luminous known galaxy, and three companion galaxies. Credit: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello.

Ilustración de W2246 y vecinas crédito de NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello.

Entre ellas y W2246, no se había detectado otras relaciones más íntimas que las gravitacionales, pero resulta que sí las hay.
Observando el ondas milimétricas, se detectó corrientes de materia de las vecinas a esta galaxia hacia ella. Estas pequeñas compañeras están donando materia a W2246. Esas corrientes tienen casi la mitad de materia que componen a esas pequeñas galaxias.

ALMA image shows how W2246-0526 is being fed by three companion galaxies (C1, C2, and C3) through trans-galactic streamers: a large tidal tail, labeled in green, connects C2 with the main galaxy; the other two galaxies (C1 and C3) are connected to W2246-0526 by dust bridges. Credit: T. Diaz-Santos et al.; N. Lira; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).

Imagen obtenida en ondas milimétricas. Se aprecia a la galaxia W2246 y sus comañeras C1, C2 y C3 donando materia. – Crédito:  T. Diaz-Santos et al.; N. Lira; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).

Pero el tremendo brillo de W2246 no se debe exclusivamente al brote estelar potenciado por la donación de materia. La mayor parte de esa transfusión es absorbida por el agujero negro supermasivo del centro de la receptora. En las vecindades de él, el material se arremolina y autofricciona elevando su temperatura y emitiendo energía. También, esa materia alimenta los chorros bipolares de materia caliente y energía del agujero negro central.
Todo eso irradia la mayor cantidad de energía que se detecta de esa galaxia. Incluso, esa energía recalienta el material de la galaxia haciendo que emita en ondas milimétricas.

Así las galaxias vecinas se van desmenuzando hacia la gran W2246, donde su agujero negro central se encarga de absorber la mayor parte de la materia donada. De esta manera, se piensa que el agujero negro central será responsable de consumir la materia recibida, lo que terminará con la formación de estrellas por parte de esa galaxia.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La posible existencia de Barnard b.

Artículo retocado el 21/nov./2018 a las 10:30 HOA.
Muchos exoplanetas se detectaron por la variación de luz de su estrella hospedante cuando transita delante de ella.
Pero hay otras formas.
Los planetas no giran en torno a su estrella. En realidad, tanto la estrella como sus planetas lo hacen en torno al centro de masas o baricentro del sistema.

Video: The radial velocity method for finding exoplanets.

Subido el 26 nov. 2015El baricentro está más cerca del cuerpo masivo, o sea de la estrella, pudiendo estar dentro de ella. De esta manera, la estrella muestra una oscilación en su posición.
También su velocidad oscila. La componente radial (en la dirección al observador) resulta en una oscilación entre acercamientos y alejamientos. En ese proceso su luz vira del rojo al azul a medida que se aleja y acerca.Esto fue observado en la estrella de Barnard.
Se trata de una enana roja a 6 años luz del Sol. Eso la convierte en la 2da. estrella más cercana al Sistema Solar. Estrictamente, sería la 4ta., ya que Alfa Centauri es un sistema triple a sólo 4 AL.  Por este efecto, es muy probable que exista Barnard b, el exoplaneta responsable de las oscilaciones observadas en esta estrella.
Se trataría de un objeto rocoso, de poco más de 3 veces la masa de la Tierra, orbitando la estrella en 233 días a una distancia similar a la que hay entre Mercurio y el Sol.
Así las cosas, de confirmarse su existencia, Barnard b sería el segundo exoplaneta más cercano al Sistema Solar.

Fuente:

pdp.