Archivo mensual: febrero 2019

La geocorona se extiende más allá de la órbita Lunar.

La atmósfera es la masa de gases que rodean a un planeta sostenida por su gravedad.
En Nuestro caso, la parte más alta es la exósfera. En esa zona, los átomos pueden escapar al espacio y su límite es lo que se conoce como geocorona.
Rica en Hidrógeno, en esta zona este elemento absorbe y emite radiación en cierta longitud de onda ultravioleta conocida como Lyman-alfa (línea alfa o primera de la serie de Lyman, por el físico que la descubrió).
Como la atmósfera baja absorbe esa radiación, ésta no nos llega, pero puede ser observada desde el espacio exterior. Observando con satélites se puede estimar hasta dónde llega la exósfera o los límites de la geocorona.

Primero se estimaba que la exósfera, y por lo tanto la atmósfera, llegaba hasta unos 10 mil Km. de altura. Luego, los estudios elevaron esa cifra a 16 radios Terrestres (Ro). Asumiendo que el radio de la Tierra es de unos 6300 Kms. la exósfera llegaba hasta unos 100 mil Kms.

Ilustración crédito ESA.

El observatorio solar SOHO (https://sohowww.nascom.nasa.gov/), orbita en torno a un punto de equilibrio conocido como Punto L1 de L’agrange, a unos 1,5 millones de Kms. en dirección al Sol. Utilizando su instrimento SWAN, tomó lecturas de la geocorona, las que llevaron la altura de la misma 100 Ro, esto es 630 mil Kms.; esto más allá de la Luna (la que está a unos 400 mil Kms).
Luego, técnicamente, aunque con una densidad muy despreciable, nuestra atmósfera supera la distancia a nuestro satélite natural mostrándose extendida hacia la dirección opuest al Sol. A 60 mil Kms. sobre la superficie de la Tierra, la densidad es de unos 70 átomos por cm³; y a la distancia de la Luna disminuye a 2 átomos cada 10 cm³.

Referencia:

pdp.

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Evidencia de colisión planetaria en el sistema Kepler-107.

En las primeras épocas de un sistema planetario, pueden darse colisiones.
Cuando un sistema de este tipo se va consolidando, hay migraciones de objetos a diferentes órbitas. Eso, más la cantidad de materia que se agrupa en protoplanetas, producen una época transitoria breve y caótica donde las colisiones son muy probables. Nuestro Sistema, en sus albores, pasó por lo que se conoce como el bombardeo intenso (ASTROBITÁCORA, 18/abr./2018, ¿Qué fue el bombardeo intenso tardío?, Alex Rivero, https://www.astrobitacora.com/que-fue-el-bombardeo-intenso-tardio/).
Fuera de esa época temprana en un sistema planetario, se llega a un estado estacionario estable donde las colisiones son muy poco probables, al menos entre objetos de gran tamaño.

En el Cisne a unos 1700 años luz de casa, se encuentra el sistema Kepler-107, centrado en una estrella similar al Sol.
Allí se encuentran los planetas Kepler-107b y Kepler-107c. Ambos con tamaños similares de 1,5 veces el Terrestre, tienen muy diferentes densidades; 107c es casi el triple de denso que 107b.
La densidad es estimada a partir de su tamaño el cual se obtiene de la curva de luz del tránsito del planeta delante de su estrella. Su masa se obtiene a partir del período de translación utilizando la ley de Kepler que vincula períodos, semiejes orbitales y masas (https://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler).
Así, se obtuvo la masa, volumen y luego la densidad de estos objetos.

Para que un planeta sea tan denso, es muy probable que se trate del núcleo de lo que fue un planeta con todas sus características. Un motivo para que un planeta muestre su núcleo denso, es que haya perdido no sólo su atmósfera, sino también su corteza.
Algo similar es el caso de Mercurio.
Su cercanía al Sol, provocó la “voladura” de sus “partes livianas”. La radiación Solar se encargó de eliminar los gases que lo hayan podido rodear a manera de atmósfera, fundir y evaporar compuestos de su corteza y dejar el objeto sólido y compacto que es ahora.
Esto pudo haber sucedido en el sistema Kepler-107.
Pero de haber sido así, el denso núcleo expuesto debería ser 107b y no 107c que es el más alejado de la estrella. Además, si 107b es un núcleo del mismo tamaño que 107c pero de menor densidad, 107b debió ser un planeta más liviano que 107c y por lo tanto debería mostrar un núcleo menor al de 107c. En otras palabras, es muy difícil que la estrella haya desnudado el núcleo de 107c y respetado a 107b.

Otra posible causa para que 107c se muestre como un núcleo palenario desnudo, es una colisión con un objeto de tamaño similar, o sea una colisión entre planetas posiblemente durante una migración en una etapa similar a la del bombardeo intenso en nuestro Sistema.

A planetary collision is exactly as bad as you would imagine. Unlike an asteroid impact, there's not just a crater left behind. Instead, such a massive crash causes the surviving world to be stripped of much of its lighter elements, leaving behind an overly dense core. (Credit: NASA/JPL-Caltech)

Ilustración crédito de NASA/JPL-Caltech.

En ese evento, la energía liberada en el choque bien podría haber volado las partes livianas de 107c dejando expuesto su núcleo además de acabar con el impactador.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Una corriente austral estelar a 300 AL de Casa.

Las corrientes estelares son grupos de estrellas que comparten su movimiento.
Son el resultado de un grupo estelar que se disgregó por mareas o tirones gravitatorios por parte de nuestra Galaxia. Así aparecen estas corrientes cuando son desgarradas galaxias enanas cercanas y cúmulos abiertos.
Las estrellas nacen en este tipo de cúmulos y luego lo abandonan a medida que se va degranando.
Un ejemplo de esto lo muestra el cúmulo de las Híades, el que muestra una cola de estrellas desgarrads gravitacionalmente, indicando el principio del fin del grupo (pdp, 17/feb./2019, Estelas estelares en las Híades, https://paolera.wordpress.com/2019/02/17/estelas-estelares-en-las-hiades/).

El satélite GAIA toma medidas de la posición y velocidad de las estrellas. Así se encontraron evidencias de una corriente estelar colosal y muy cercana al Sistema Solar.
Se trata de unas 4000 estrellas a unos 300 años luz (AL) de Casa en el Hemisferio Sur Celeste.

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Imagen del cielo del Hemisferio Sur. Las estrellas de la corriente estelar están señaladas en rojo. Se puede observar su tamaño por la cantidad de constelaciones que atraviesan. Crédito  Gaia DR2 skymap.

Este río de estrellas tiene un largo de unos 1300 AL con un ancho de 650 AL. Esta corriente es el resultado del desgarro gravitacional de un cúmulo por parte del resto de la Galaxia hace unos 1000 millones de años. Esto indica que este grupo de estrellas es mucho más antiguo que el cúmulo de las Híades, por lo que tuvo tiempo más que suficiente para esparcirse hasta su actual aspecto.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Oumuamua sería esponjoso, tendría una estructura fractal.

Nuevos trabajos aportan más ideas de cómo este objeto aceleró su movimiento mientras se alejaba de Nosotros.
Los más aceptado es que resultó “empujado” por el viento Solar. (pdp, 30/oct./2018, ¿Oumuamua se coporta como (o es) una vela solar?, https://paolera.wordpress.com/2018/10/30/oumuamua-se-comporta-como-o-es-una-vela-solar/)
En su perihelio, la atracción Solar fue mayor que la acción del viento Solar, por eso no fue “soplado hacia afuera” y pudo orbitar el Sol en su trayectoria.
Con la distancia, la atracción disminuyó y permitió que el objeto sienta el empuje de la radiación Solar. Para esto, es importante su forma. Pero sucede que no es plano como una vela cuya superficie colecta el viento Solar. Luego, la otra explicación es que tiene muy baja densidad.
Teniendo en cuenta sus dimensiones y su masa, tendría una densidad bajísima, incluso menor que la del aire.
Para que esto sea posible, este objeto debería se poroso como una esponja; incluso con una estructura fractal como sucede con los cristales de hielo.
Recordemos que, matemáticamente, podemos decir que una estructura fractal es aquella que se contiene a sí misma. O sea que si ampliamos una parte de ella, nos encontramos con la misma estructura.

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Imagen fractal publicada como fondo de pantalla en Wallhere

Así las cosas, Oumuamua se habría formado en las afueras del disco protoplanetario de una estrella joven, de menos de 100 millones de años y posiblemente cercana. Luego, por razones gravitatorias fue expulsado del sistema.

Referencia:

Fuente:

  • arXiv:1902.04100v1 [astro-ph.EP] 11 Feb 2019, COULD 1I/’OUMUAMUA BE AN ICY FRACTAL AGGREGATE EJECTED FROM A PROTOPLANETARY
    DISK? A FLUFFY RADIATION-PRESSURE-DRIVEN SCENARIO, 
    Amaya Moro-Martín.
    https://arxiv.org/pdf/1902.04100.pdf

pdp.

Estelas estelares en las Híades.

Los cúmulos estelares son agrupaciones de estrellas.
Los hay globulares, con su forma esférica con cientos de miles de estrellas y abiertos, con forma irregular y con cientos a miles de estrellas.
A estos últimos se los suele llamar galácticos porque suelen estar cerca del plano de la Galaxia. Con muchas menos estrellas que los globulares, los cúmulos abiertos tienen estrellas jóvenes y en ellos aún hay gas y polvo. De esta manera, estos cúmulos son lugares de formación estelar. Nuestro Sol nació en un cúmulo de este tipo y luego Él, y sus hermanas, lo abandonaron.

Los modelos predicen que luego de nacer, las estrellas dejan el cúmulo a medida que éste viaja por la Galaxia. De esta manera, y según los modelos, los cúmulos abiertos tienden a disgregarse con el tiempo.

Los cúmulos abiertos más conocidos son el de la Pléyades (https://es.wikipedia.org/wiki/Pl%C3%A9yades_(astronom%C3%ADa))) y el de las Híades (https://es.wikipedia.org/wiki/H%C3%ADades_(astronom%C3%ADa)), ambos visibles a simple vista, siendo este último es el más cercano a nosotros.

En observaciones realizadas a este cúmulo, se detectó dos colas o estelas de unas 500 estrellas en total saliendo del cúmulo y extendiéndose unos 600 años luz de éste. Se trata de estelas de origen gravitatorio. El cúmulo va perdiendo estrellas a medida que se mueve por la Galaxia debido a la acción gravitacional de Ésta que se las va arrancando.

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Posición de las estrellas de las Híades. Se destaca el cúmulo y las estelas de estrellas. – Crédito: S. Röser, ESA/Gaia/DPAC.

Ya se había observado estelas de estrellas partiendo de cúmulos globulares, pero nunca de cúmulos abiertos.
Esta es una evidencia observacional de que al menos el cúmulo de la Híades tiende a desarmarse como predicen los modelos evolutivos de este tipo de grupos estelares.

Referencia:

pdp.

Tremendo flare observado en la Nebulosa de Orión.

En el Sol se dan fulguraciones producto de procesos relacionados con el campo magnético.
En realidad debemos hablar de fulguraciones estelares, ya que se observan en otras estrellas. En tales casos, esas fulguraciones son mucho más brillantes que las Solares, por eso pueden ser detectadas a las distancias que nos separan de ellas, y se dan en estrellas muy activas y vigorosas.
Las Solares, en cambio, son muchísimo más modestas, dignas de una estrella “tranquila” como la Nuestra. En general, las fulguraciones son bruscas y breves emisiones de energía que sin llegar a ser como los eventos explosivos de las Novas, son muy llamativas.

En la Nebulosa de Orión, la cuna de estrellas más cercana a Nosotros, a unos 1500 años luz, se detectó una colosal fulguración.

giant flare

Imagen de la fulguración detectada en ondas submilimétricas en la Nebulosa de Orión. Crédito: East Asian Observatory.

Se dio en una joven y vigorosa estrella de tipo T Tauri.
Este tipo de estrellas, son masivas jóvenes que se presentan muy activas con variaciones de brillo aún rodeadas de materia. En este caso, la estrella que presentó este evento no tiene más de 10 millones de años de edad, época muy activa de una estrella en la que entra a crecer con vigor hasta detonar el Hidrógeno.
Catalogada como JW 566, esta estrella mostró una fulguración o flare 10 mil millones de veces más intensa que las que se producen en el Sol. Esto sucde cuando las líneas de campo magnético que las rodea se “entrelazan y unen” en un proceso conocido como reconexión, donde se libera energía cuya intensidad depende del campo magnético.
De esta manera, se trata del flare estelar más intenso detectado hasta Hoy (principios del año 2019).

Referencia:

Fuente:

  • arXiv.org > astro-ph > arXiv:1812.00016, The JCMT Transient Survey: An Extraordinary Submillimetre Flare in the T Tauri Binary System JW 566, Steve Mairs et al. (Submitted on 30 Nov 2018).
    https://arxiv.org/abs/1812.00016

pdp.

¿De qué se trata FSR 1758?

Las galaxias elípticas tienen en su centro una gran estructura esférica o esferoidal, llamada bulbo.
En él, hay una gran cantidad de estrellas y cúmulos globulares (CGs). Estos cúmulos, que también los hay en el halo de las galaxias, son una agrupación esférica de cientos de miles de estrellas relacionadas por gravedad. Se piensa que en el centro de ellos hay un agujero negro de masa intermedia como objeto dominante.

Observando en la dirección del bulbo de la Vía Láctea, se han descubierto muchos cúmulos de este tipo. Entre ellos está el catalogado como FSR 1758.

FSR 1758 zoom

En el centro de la imagen se observa una sobredensidad de luz atribuída a FSR 1758 – Crédito Barbá et al 2019.

Pero esa zona está repleta de estrellas y es posible que lo que parece ser un CG sea en realidad la región central y más densa de una agrupación estelar mucho mayor.
Podría tratarse de una galaxia globular enana.

Nuestra Galaxia tiene enanas a manera de satélites. Si una de ellas es globular y está en un lugar del cielo tal que en perspectiva se superpone con las estrellas del bulbo, sólo veríamos su núcleo y nos perderíamos del resto de la estructura, ya que,como toda estructura esferoidal, es más densa en su región central que en sus partes externas.
Hay motivos para pensar que este es el caso de FSR 1758. Para confirmar su naturaleza, es necesario estudiar la química se sus estrellas y fundamentalmente sus distancias, ya que las galaxias enanas satélites están más lejos que los CG del bulbo.
Como en esa zona de la galaxia hay muchas estrellas, el “campo de observación” se encuentra contaminado por estrellas del bulbo, lo que dificulta el estudio de las estrellas de FSR 1758.
Las observaciones continúan…

Referencia:

Fuente:

pdp.