Archivo mensual: febrero 2022

Detectando el amanecer cósmico.

Luego del Big-Bang, vino el amanecer cósmico.
En esa época, cuando el Universo estaba bañado de átomos de hidrógeno y helio, las nubes de esos elementos no emitían ni absorbían mucha energía. El hidrógeno, elemento dominante, era capaz de mostrarse irradiando o absorbiendo en la longitud de onda de 21 cm. como Hoy lo hace. Pero en aquellas épocas, esa actividad era muy pobre.
Cuando se formaron las primeras estrellas, época conocida como el amanecer cósmico, su radiación comenzó a ser absorbida por las nubes de hidrógeno en 21 cm. De detectarse esa absorción, sería en longitudes de onda de algunos metros, digamos 3 o 4, debido a la expansión del Universo que “estira” el espacio-tiempo donde viajan las longitudes de onda; en otras palabras, las longitudes de onda se ven aumentadas por la gran distancia a las fuentes de absorción o emisión de la lejana época del amanecer cósmico.
Luego del amanecer cósmico, las estrellas, principalmente las masivas, comenzaron a “calentar” el material del espacio. En particular, los espirales de materia que caía en los agujeros negros. Esa materia, auto-friccionaba recalentándose emitiendo energía (como lo hace actualmente). Esa energía calentaba las nubes de hidrógeno haciendo que irradien en 21 cm. Pero esa radiación no compensaba la absorción previa y el resultado era una sutil absorción en 21 cm., ahora detectable en la longitud de onda de 3 a 4 mts.

Las antenas del experimento EDGES (https://en.wikipedia.org/wiki/Experiment_to_Detect_the_Global_EoR_Signature), habrían detectado esa sutil absorción pero con algunas diferentes características respecto de las esperadas. Según la detección, el amanecer se habría dado antes de lo esperado y pronto antes las estrellas habrían calentado las nubes de hidrógeno, las que a su vez, estaban más frías de lo esperado dado que la absorción era mayor a la prevista, tal vez por alguna rara interacción con la materia obscura.

Las antenas del equipo SARAS (https://www.facebook.com/SARASastronomy) repitieron las observación buscando respaldar lo observado por EDGES, y para sorpresa de los astrónomos, no se detectó lo mismo.
¿Qué paso?, ¿cómo pudo ser que no se observe lo que antes?, a menos que lo anterior haya estado afectado de interferencias, ruido o errores.
Pudo darse la detección de “reflejos locales en radio” cerca de la antena; interferencia o ruido “metido” por transmisiones de radio, TV-FM; e incluso ruido de origen de fuentes galácticas en combinación con la atmósfera terrestre.
Algo es cierto, las señales del amanecer cósmico son muy débiles y es posible que los actuales instrumentos no logren detectarlas. Si están allí, en algún momento las “veremos”, es cuestión de perseverar.

El Amanecer Cósmico: Formación de las primeras estrellas y galaxias en el Universo | 13.jun.2021 | Sociedad Astronomica de Mexico

Referencia:
Four Years On, New Experiment Sees No Sign of ‘Cosmic Dawn’ | Quanta magazine 28.feb.2022 | Ben Brubaker | https://www.quantamagazine.org/in-new-experiment-astronomers-see-no-sign-of-cosmic-dawn-20220228/

Fuentes:
Bowman, J., Rogers, A., Monsalve, R. et al. An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum. Nature 555, 67–70 (2018) | Abstract: https://www.nature.com/articles/nature25792
Singh, S., Nambissan T., J., Subrahmanyan, R. et al. On the detection of a cosmic dawn signal in the radio background. Nat Astron (2022) | Abstract: https://www.nature.com/articles/s41550-022-01610-5

pdp.

Datación Uranio-Plomo del bólido de Chelyabinsk.

El estudio microscópico de muestras del suelo de un impacto meteórico da información del evento.
Se observa la existencia de cristales y sus características. También la existencia de minerales y elementos que den información de la presión y temperaturas producidas en el impacto así como el tiempo que hace que ocurrió.
En ese estudio se aplica un método conocido como datación uranio-plomo (U-Pb). Se basa en el tiempo en que un isótopo (átomo de un cierto elemento con más neutrones en su núcleo) tarda en decaer (transformarse) al otro (Datación Uranio-Plomo | Wikipedia | https://es.m.wikipedia.org/wiki/Datación_uranio-plomo).

Pero sucede que en la superficie del Planeta, la erosión a través del tiempo tiende a alterar las evidencias, sobre todo: tiende a borrar el cráter. Así, se dificulta el estudio como si se tratase de observar algo que se está borrando. En cambio, no sucede lo mismo con los meteoritos que caen a la Tierra. Si bien se erosionan en la atmósfera, el proceso, aunque intenso, es menos duradero; y en el interior del objeto, las cosas se conservan.

El bólido de Chelyabinsk cayó el 13 de febrero del 2013, a las 3:15 hs. UTC (tiempo universal coordinado; digamos… tiempo de Greenwich aunque no es exactamente lo mismo) (pdp 15.feb.2013 | https://paolera.wordpress.com/2013/02/15/el-meteorito-de-chelyabinsk/)

Recuperan un fragmento del meteorito que cayó en Rusia – Exclusivo Online | 16 oct 2013 | Univision Noticias

Estudiando el U-Pb de sus restos, se encontró que el objeto tuvo dos colisiones importantes en “su vida”. Una, la primera, se habría dado hace unos 4500 millones de años, y la segunda, hace unos 50 millones de años.

La primera se produjo cuando se formó el sistema Tierra-Luna, época en la que decimos de manera aproximada que nació el Sistema Solar. Esta colisión se habría dado cuando los choques entre objetos eran frecuentes en el Sistema y posiblemente esté relacionada con el nacimiento de nuestro satélite natural, fruto del encuentro de un objeto del tamaño de Marte con la joven Tierra. Además, este evento está en el límite de temporalidad que permite medir U-Pb.

La segunda, y por lo tanto la última y más reciente (al menos en importancia), sería la que separó al objeto que cayó en Casa del cuerpo parental o principal. De esta manera, el meteorito que cayó como bólido (pues tocó tierra) habría estado en el espacio por 50 millones de años antes de “llegar” a Chelyabinsk.

Referencia:
Microscopic view on asteroid collisions could help us understand planet formation | University of Cambridge 23.feb.2022 | https://www.esc.cam.ac.uk/news/microscopic-view-asteroid-collisions-could-help-us-understand-planet-formation

Fuente:
Walton, C.R., Shorttle, O., Hu, S. et al. Ancient and recent collisions revealed by phosphate minerals in the Chelyabinsk meteorite. Commun Earth Environ 3, 40 (2022) | https://www.nature.com/articles/s43247-022-00373-1

pdp.

La radio reliquia de Abell 3667.

Se sabe que las galaxias se unen en cúmulos de galaxias.
En esas estructuras, se suelen dar encuentros y asimilaciones entre ellas. Pero a su vez, los cúmulos de galaxias también se fusionan.
Un ejemplo de estas fusiones es la estructura galáctica catalogada como Abell 3667 a 700 millones de años luz (AL) de casa. Se trata de la fusión en proceso de dos cúmulos de galaxias, las que involucran más de 500 galaxias. A medida que se fusionan ambos cúmulos, sus materiales intracumulares se encuentran como lo harían dos flujos de materia que chocan uno contra otro.
Se producen ondas de choque que tienen colosales dimensiones. En este caso, se extienden a unos 6,5 millones de AL; comparemos esta dimensión con los 100 mil AL de diámetro de nuestra Galaxia.

Las ondas de choque (radio reliquias en color rojo) de Abell 3667 – Francesco de Gasperin/SARAO.

Estas ondas o frentes de choque, se propagan a una velocidad de unos 1500 Kms./seg.
En ellas, se aceleran partículas cargadas (como electrones) las que, como toda partícula cargada, emiten energía al interactuar con los campos electromagnéticos que se dan en esas ondas.
Esa radiación es la que permite detectar las ondas de choque producidas en esta fusión de cúmulos de galaxias. Más aún, se observan estructuras filamentosas que están relacionadas con las líneas de campos electromagnéticos que allí existen.
Las ondas de choque así producidas, reciben el nombre de reliquias, ya que en realidad se han producido hace mucho tiempo y la distancia a la que se encuentran nos permite verlas en proceso pues recién nos llega su luz. En el caso de Abell 3667, se las denomina reliquias de radio o radio reliquias, ya que se las detecta en radio-ondas (ondas más allá del infrarrojo lejano).

Referencia:
Colossal Shock Wave Rippling Across Space Is Bigger Than Our Entire Galaxy | Science Alert 24.feb.2022 | Michelle Starr | https://www.sciencealert.com/colossal-intergalactic-shockwave-dwarfs-the-milky-way/amp

Fuente:
MeerKAT view of the diffuse radio sources in Abell 3667 and their interactions with the thermal plasma | arXiv [astro-ph.CO] | F. de Gasperin et al. | https://arxiv.org/abs/2111.06940

pdp.

CWISE J014611.20-050850.0AB: el sistema binario de enanas marrones de mayor separación a la fecha.

Las estrellas enanas marrones EMs son estrellas fallidas.
Se trata de masas gaseosas mayores a las de un planeta gigante gaseoso tipo Joviano, pero no lo suficiente como para detonar en su interior la fusión de elementos.
Brillan fundamentalmente por contracción, emitiendo energía en el infrarrojo con un color rojo – ocre, lo que les vale el calificativo de enanas marrones (Distinguiendo Jovianos de enanas marrones | pdp 22.feb.2020 | https://paolera.wordpress.com/2020/02/11/distinguiendo-jovianos-de-enanas-marrones/).

Como muchas estrellas, suelen aparecer en sistemas binarios.
Se trata de dos estrellas que se orbitan mutuamente. Para que esa configuración pueda darse, las estrellas deben cumplir con ciertas condiciones dinámicas dadas por sus masas, distancia mutua y velocidad orbital; todo según la tercera ley de Kepler (https://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler).

En el caso de las binarias de EMs, sus bajas masas hacen que se orbiten a cortas distancias para que la gravedad mutua las mantenga unidas en un sistema binario.
Pero como siempre sucede, aparece una salvedad.
Se trata del sistema binario de EMs catalogado como CWISE J014611.20-050850.0AB.

Imagen de CWISE J014611.20-050850.0AB. – A la Izquierda con baja resolución se observa el sistema como un sólo objeto. A la derecha con mayor resolución se observa el sistema binario rodeado de estrellas de campo.

El sistema se encuentra a unos 130 años luz de casa y entre ellas hay una separación proyectada contra el cielo de 129 veces las distancia entre la Tierra y el Sol, eso es algo así cómo 3 veces la distancia del Sol a Plutón.
Eso las convierte en el sistema binario de EMs de mayor separación a la fecha (mediados de febrero del 2022). A su vez, si bien son EMs, pertenecen al raro tipo de enanas L azules (L4 y L8 respectivamente).
Un sistema de objetos de baja masa con tanta separación tiende desarmarse por la débil gravedad que los une; recordemos que ésta depende al producto de las masas y disminuye con el cuadrado de las distancias.
Luego, es raro que este par haya sobrevivido hasta Hoy.

Referencia:
Astronomers discover widest separation of brown dwarf pair to date | PHYS.ORG 17.feb.2022 | W. M. Keck Observatory | https://phys.org/news/2022-02-astronomers-widest-brown-dwarf-pair.amp

Fuente:
Emma Softich et al, CWISE J014611.20–050850.0AB: The Widest Known Brown Dwarf Binary in the Field, The Astrophysical Journal Letters (2022) | https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac51d8

pdp.

MOND enfrenta al Modelo Cosmológico Estandard.

Antes que otras cosas, recordemos algo sobre la materia obscura (MO).
Se observó que las estrellas más alejadas del centro de las galaxias se movían con la suficiente velocidad como para escapar al espacio intergaláctico; o sea: más rápido de lo esperado.
La pregunta entonces fue: ¿qué impide que se escapen y se desmenuce la parte externa de las galaxias?
Surgieron dos propuestas principales:

  1. La MO. Existe una materia que no interactúa con la radiación, por eso no la podemos ver, y se la califica de obscura. Ella ejerce gravedad extra, además de la que ejerce la materia ordinaria, y colabora para retener a las estrellas en la galaxia.
  2. La teoría gravitatoria no se ajusta a la realidad a grandes escalas. Luego, hay que desarrollar una teoría gravitatoria modificada (TGM) que explique por qué no escapan las estrellas.

Hay varios trabajos a favor de cada una de estas ideas; aunque la mayoría acepta la existencia de la MO, muchas basadas en observaciones (LGM o MO, las galaxias enanas deciden | pdp 10.sep.2018 | https://paolera.wordpress.com/2018/09/10/ley-de-gravitacion-modificada-o-materia-obscura-las-galaxias-enanas-deciden/).

El modelo cosmológico estandard (MCE) describe al Universo y su evolución. Para eso, es actualizado constantemente. El MCE reconoce a existencia de la MO y establece, entro otra cosas, que la galaxias de disco (como la Nuestra) crecen asimilando a otras menores. Evidencia de eso, es la existencia de corrientes estelares; las que se tratan de “trenes” de estrellas que viajan por la galaxia luego de ser desgarradas de la galaxia asimilada.

Un grupo de investigadores, realizaron simulaciones donde las galaxias de disco asimilaban a otras y llegaron a una conclusión: en el proceso de asimilación, se afecta el disco de la galaxia destruyéndolo. Además se reduce su giro (momento angular) de tal manera que la estructura de disco no se recompone.
Luego, según estas simulaciones, no deberían haber tantas galaxias con estructura de disco como se observa.

File:Wide-field view of NGC 253.jpg
Imagen de la galaxia de disco NGC 253 | ESO/INAF-VST
Acknowledgement: A. Grado/L. Limatola/INAF-Capodimonte Observatory – Wikipedia.

Aquí es donde aparece el modelo MOND (MilgrOmiaN Dynamics).
Según este modelo, las galaxias crecen por asimilación de materia vecina a ellas, por lo que no se desarma el disco. También se considera que las asimilaciones no son tan frecuentes y más… no tiene en cuenta a la MO. y las leyes de Newton no se aplican en determinadas situaciones en las que son reemplazadas por “las correctas”.

Hasta aquí la información.
Ahora me pregunto: ¿Este modelo no está de acuerdo con existencia de la MO y propone en su lugar una TGM? – ¿Cómo nuestra Galaxia no perdió su disco luego de tantas asimilaciones de las que hay evidencias?
Es altamente probable que se me hayan escapado detalles al leer la fuente de este artículo, por lo que, en tal caso, me adelanto a pedir que sepan disimular mis involuntarias omisiones y, por favor, me lo informen.

Referencia:
Breaking Cosmology: Too Many Disk Galaxies – “A Significant Discrepancy Between Prediction and Reality” | UNIVERSITY OF BONN FEBRUARY 13, 2022 | https://scitechdaily.com/breaking-cosmology-too-many-disk-galaxies-a-significant-discrepancy-between-prediction-and-reality/

Fuente:
“The High Fraction of Thin Disk Galaxies Continues to Challenge ΛCDM Cosmology” by Moritz Haslbauer, Indranil Banik, Pavel Kroupa, Nils Wittenburg and Behnam Javanmardi, 4 February 2022, Astrophysical Journal. | https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac46ac

pdp.

¿Cuántos planetas puede tener una estrella? (cuando el tamaño importa).

Para que un cuerpo orbite a otro, las condiciones las impone la mutua gravedad.
La gravedad entre dos cuerpos depende directamente de sus masas (en realidad del producto entre ellas) e inversamente de su separación (en realidad, del cuadrado de su separación)
Esto está resumido en ta tercera ley de Kepler, la que establece que un cuerpo de cierta masa estará en órbita alrededor de otro, de otra cierta masa, si está a una determinada distancia y moviéndose a una determinada velocidad (https://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler).
A menor distancia o velocidad, podrá caer (en forma espiralada). A mayor distancia o velocidad, podrá escapar (en una trayectoria abierta ya sea parabólica o hiperbólica). Para mantenerse en órbita, ya sea circular o elíptica, deberá estar a una distancia precisa con la velocidad adecuada (Qué es estar en órbita | pdp 8.feb.2013 | https://paolera.wordpress.com/2013/02/06/qu-es-estar-en-rbita/).

Así, una estrella podría tener cuantos objetos sea en órbita a su alrededor.
Pero no es así. Aquí nos encontramos con un caso donde “el tamaño importa”.

Ilustración de estrella y sus planetas | Shutterstock.

Los planetas pueden perturbarse gravitatoriamente debido a sus masas y distancias relativas. En esas perturbaciones pueden pasar tres cosas.

  1. Al pasar demasiado cerca, la atracción puede causar tirones gravitatorios, del tipo mareas gravitatorias (similares a las que produce la Luna sobre la Tierra) , que rompan o fracturen a uno de ellos.
  2. Que se aceleren y alteren sus órbitas de forma que uno adquiera una trayectoria que lo lleve a caer hacia la estrella o que resulte expulsado del sistema. De hecho, se piensa que hay planetas rocosos como el Nuestro vagando por el espacio por haber sido eyectados de su sistema.
  3. Que choquen y se destruyan.

Si los planetas son grandes, luego tienen mucha masa y deberán estar generosamente espaciados para que no se perturben demasiado. Esto hace que, por lo general, no sean tan abundantes en un sistema planetario, ya que tienden a perturbarse y colisionar.
Si por el contrario, son pequeños y de poca masa, pueden no estar tan separados, aunque tampoco muy cercanos, y así haber más objetos orbitando la estrella ya que las perturbaciones no son tan probables.

Así, la cantidad de planetas que puede tener una estrella, depende de sus masas y de cómo están distribuidos en el sistema.
En este caso: el tamaño importa y cuanto más grande… peor.

Referencia y fuente:
What’s the maximum number of planets that could orbit the sun? | LS 12.feb.2022 | Harry Baker | https://www.livescience.com/maximum-number-of-planets-orbit-sun

pdp.

HD 149834: la rara pulsante híbrida magnética.

Las estrellas binarias o sistemas estelares binarios, son dos estrellas que se orbitan mutuamente.
Son abundantes al punto de que las estrellas aisladas, como el Sol, son realmente las raras. Entre las binarias, están las “eclipsantes”. Se trata de un sistema binario donde las estrellas tienen sus órbitas con la inclinación necesaria para que una pase delante de la otra desde nuestra perspectiva.

File:Eclipsing binary star animation 2.gif
Ilustración de binaria eclipsante | Stanlekub – Wikipedia

Si bien son frecuentes, no todas la binarias son eclipsantes debido a la orientación al azar de sus órbitas.

También hay estrellas “pulsantes”.
Todas las estrellas presentan pulsaciones con sus correspondientes variaciones de brillo. Al pulsar, la estrella varía su volumen y eso causa aumento de brillo. No olvidemos que el brillo de una estrella depende de su radio, lo que permite que tenga más superficie para irradiar luz.
Se llaman “estrellas pulsantes” a las que muestran pulsaciones realmente notables respecto de otras estrellas. El estudio de estas pulsaciones permite saber más sobre el interior de esas estrellas, y por lo tanto, de su evolución; lo mismo que el estudio del interior de la Tierra a través de los terremotos.

Si bien todas las estrellas tienen campos magnéticos; las hay de grandes campos de este tipo que les merece el calificativo de “magnéticas” o de gran campo magnético. No las confundamos con los “magnetares” que son estrellas de neutrones de rápida rotación, y por lo tanto, restos evolutivos. Las estrellas magnéticas aún están “vivas” y evolucionando vigorosamente.

Ahora bien… ¿para qué tanta introducción y definiciones?
Pues para presentarles a la estrella catalogada HD 149834. Se trata de una componente de estrella binaria eclipsante que tiene un muy intenso campo magnético. Además es pulsante. Si bien las estrellas pulsantes pueden tener diferentes modos o tipos de pulsaciones, todos relacionados con distintas características de su interior, hay dos modos que son los más difíciles de hallar o de que se den. Esta estrella muestra una combinación de ambos, lo que la convierte en una “rara pulsante híbrida”. Por si esto fuera poco: el semejante campo magnético que muestra no es común en estrellas de ese tipo se pulsaciones.

Resumiendo: Se trata de una componente de binaria eclipsante, rara pulsante híbrida y de gran campo magnético.

Referencia:
Vanderbilt astronomers discover exceedingly rare star | Vanderbilt University 11.feb.2022 | Andy Flick, scientific coordinator, Evolutionary Studies Initiative | https://www.vanderbilt.edu/evolution/vanderbilt-astronomers-discover-exceedingly-rare-star/

Fuente:
Discovery and Characterization of a Rare Magnetic Hybrid β Cephei Slowly Pulsating B-type Star in an Eclipsing Binary in the Young Open Cluster NGC 6193 | ApJ 910 133 | Keivan G. Stassun et al. | https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/abe5a8/meta

pdp.

¿Se puede detectar la materia obscura local?

La materia obscura es la encargada de mantener armadas a las galaxias.
De no ser por ella, las estrellas más alejadas del centro escaparían al espacio intergaláctico y las galaxias sencillamente se desmenuzarían.
Recibe ese nombre por que no es observable por no interactuar con tipo alguno de luz, sólo ejerce gravedad sobre la materia ordinaria y prefiere estar desparramada sin formar estructuras.

Se desarrollaron muchos modelos para explicarla; desde nubes de materia ordinaria a muy bajas temperaturas, hasta nubes de bosones escalares, pasando por materia negativa; un tipo de materia que ejerce “gravedad repulsiva” (pdp 7.dic.2018 | https://paolera.wordpress.com/2018/12/07/energia-obscura-y-materia-obscura-en-una-sola-teoria/).

Pero hay otro interrogante además de su naturaleza.
Si es tan común, ¿podría estar entre nosotros?
Posiblemente así sea.
Pero hay un detalle: aquí en la Tierra, estamos dominados por la gravedad Terrestre. Si salimos al espacio interplanetario, estaremos dominados por la gravedad de Sol.
Pero ¿qué sucedería si nos alejamos lo suficiente del Sol?. Quizá, en los confines del Sistema Solar, si bien el Sol continúa ejerciendo su gravedad, se podría sentir la gravedad de la “materia obscura local”. Más… es probable que la materia obscura esté interactuando con las partes exteriores del Sistema Solar; con los objetos del Cinturón de Kuiper donde viven los planetas enanos y otos cuerpos menores helados de donde provienen cometas de corto período. También, podría interactuar con los cuerpos de la Nube de Oort, esa región a 100 mil veces la distancia de la Tierra al Sol, repleta de cuerpos helados de donde provienen los cometa de largo período.

Hay posibles evidencias de estas interacciones entre objetos lejanos y la materia obscura local.

Sedna es un planeta enano del Cinturón de Kuiper que está acompañado de un puñado de otros objetos, “los sednitos” dando así origen a la familia de Sedna. Todos muestran órbitas curiosamente alineadas y no orientadas al azar como se esperaba.
Algunos hacen responsable a un hipotético Planeta X o noveno planeta, con una masa y órbita capaces de producir esa alineación por efectos gravitacionales. Pero ese objeto no fue descubierto aún, pese a lo esfuerzos de buscarlo donde sería más probable que se encuentre según los efectos observados en los Sednitos.
Ahora bien:
¿Y si la alineación de las órbitas de los Sednitos se debe directa o indirectamente a la materia obscura local?
Si el Planeta X es el responsable de esa orientación orbital, ¿puede ser que no se halla encontrado por donde podría estar debido a que la materia obscura local alteró su órbita?

Más…
El Sistema Solar tiende a un plano que está inclinado respecto del Ecuador Solar. También puede ser que el Sol esté inclinado, o sea que su eje de rotación no esté a 90° del plano del Sistema Solar.
La pregunta es: ¿Qué produjo esa inclinación? (pdp 19. jul.2016 | https://paolera.wordpress.com/2016/07/19/que-inclino-al-sistema-solar/)
¿Puede ser que la materia obscura local sea responsable o esté involucrada de alguna manera en el proceso responsable de esa inclinación?

Una forma de detectar a la materia obscura local en los confines del Sistema Solar, podría ser enviar sondas. Si conocemos las trayectorias que tendrán, sabiendo cómo van a interactuar gravitacionalmente con la materia ordinaria; entonces: cualquier variación en su trayectoria o velocidad, que sea fuera de lo esperado (o de lo normal), podría deberse a la materia obscura local.
Algo así puede suceder con las sondas Pioneer, Voyager y New Horizons, todas alejándose del Sistema Solar.

Ilustración de la ubicación de la Voyager 1 saliendo de la Heliosfera y entrando a la Heliopausa (fin de la Heliosfera) | NASA – JPL – Caltech

Las primeras (por ejemplo la Voyager 1) están dejando la Heliosfera, donde predomina el viento Solar, y entrando al espacio donde predomina el viento estelar.

Fuente y referencia:
How Dark Matter Could Be Measured in the Solar System | NASA 1.feb.2022 | Elizabeth Landau | https://www.nasa.gov/feature/how-dark-matter-could-be-measured-in-the-solar-system

pdp.

Posibles discos protoplanetarios de segunda generación en binarias evolucionadas.

Las estrellas binarias son un sistema de dos estrellas orbitándose mutuamente.
Las hay de todo tipo, combinando diferentes tipos de estrellas. Recordemos que las poco masivas o medianamente masivas, terminan sus vidas como enanas blancas luego de pasar por la etapa de gigantes rojas. Al dejar la etapa de gigantes, expulsan materia a medida que se les agota el helio que consumen en esa época de sus vidas. Así terminan colapsando en enanas blancas dejando una nebulosa planetaria en expansión (https://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_planetaria).

Una binaria evolucionada, bien puede ser un sistema binario de dos enanas blancas.
Estas estrellas han perdido materia al exterior, y en el movimiento gravitacional mutuo, bien pueden producir un disco de materia de tipo circumbinario con el material expulsado.
En ese disco, pueden producirse grumos de materia que generan protoplanetas y luego, planetas. De esta manera, si ya habían tenido un sistema de objetos circumbinarios, este disco sería uno de segunda generación.

Los planetas en desarrollo van excavando el material del disco protoplanetario, absorbiendo materia a su paso a medida que viajan alrededor de las binarias.

Protoplanetary discs
Ilustración de disco circumbinario a la izquierda. A la derecha se ilustra una región excavada por protoplanetas | N. Stecki.

Se han observado unas 10 binarias evolucionadas con niveles de energía en infrarrojo más bajos que lo esperado. Como ese tipo de radiación se produce principalmente en el disco de materia circumbinario recalentado por las estrellas, se piensa que hay protoplanetas absorbiendo materia del disco, lo que causa que haya menos materia caliente irradiando en infrarrojo.
También, se les han detectado pocos elementos pesados. Esos elementos se forman en las estrellas y son eyectados al espacio para luego volver a caer en ellas. En este caso, se especula conque fueron absorbidos por los protoplanetas.

De estar en lo cierto, esta sería una evidencia en la formación de segundas generaciones de planetas, en este caso, en torno a binarias evolucionadas.

Referencia:
Ancient binary stars could give birth to planets, study suggests | phisicsworld 8.feb.2022 | https://physicsworld.com/a/ancient-binary-stars-could-give-birth-to-planets-study-suggests/

Fuente:
A population of transition disks around evolved stars: Fingerprints of planets | A&A 658, A36 (2022) | J. Kluska et al. | https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2022/02/aa41690-21/aa41690-21.html

pdp.

2019 PR2 – 2019 QR6: la pareja más joven de asteroides.

Los asteroides y cometas son escombros del origen de nuestro Sistema Solar.
Algunos serían los restos de colisiones entre cuerpos mayores y otros habrían colaborado con la formación de planetas rocosos como el Nuestro.
Todo el Sistema, incluidos estos objetos menores, tendrían unos 4700 millones de años ( Planetas, Enanos y Menores | pdp 3.jul.2013 | https://paolera.wordpress.com/2013/07/03/planetas-enanos-y-menores/).

Algunos de esos cuerpos menores son binarios, dos objetos orbitándose mutuamente.
Estas “parejas” se habrían relacionado gravitacionalmente después del nacimiento de cada uno de ellos. Dos de ellos podrían haber pasado muy cerca, mientras que un tercero hubiese frenado a uno de ellos para dejarlo orbitando al otro. También, en el origen de esa relación gravitacional habrían intervenido fuerzas no gravitacionales.
La pareja podría haberse formado por la fragmentación de un asteroide de rápida rotación por efecto Yorp. Este efecto consiste en que el asteroide tiene diferentes reflexiones de la luz Solar en su accidentada superficie lo que provoca un aumento en su rotación.
También podrían haber aparecido por la sublimación o gasificación de los hielos de un cometa.
Al darse esa evaporación, las rocas que se mantenían unidas por los hielos resultan separadas y eyectadas como parte del proceso de disgregación del cometa.

Los asteroides catalogados como 2019 PR2 y 2019 QR6 fueron descubiertos por separado y resultaron ser son los miembros de un asteroide binario del grupo de los Objetos Cercanos a la Tierra (NEO – Near Earth Object).

Ilustración del sistema 2019 PR2 – QR6 | UC Berkeley/SETI Institute

Tiene una órbita muy excéntrica (estirada) comparada con otros asteroides. El mayor de ellos mide casi un kilómetro de diámetro mientras que su compañero es casi la mitad.
Los estudios indican que la pareja se habría formado unos 270 años atrás, casi 300, eso es “ayer” astronómicamente hablando. Así, se trata de la pareja en su tipo más joven a la fecha (comienzos del 2022). Pero aún no queda claro el proceso del que se formaron.
Para provenir de la fragmentación de un asteroide, tienen características demasiado jóvenes, o sea que desarrollarlas les habría llevado más de los 300 años que lleva la pareja.
Para provenir de un cometa, no muestran evidencias de actividad cometaria.

De esta manera, hacen falta más observaciones, para lo cual habrá que esperar su próxima visita la que será en el año 2033.

Hasta entonces… cha, cha, cha, chaaaaaaaannnnn… (acordes de misterio).

Referencia:
Astronomers Spot The Youngest Pair of Asteroids Ever Discovered in The Solar System | Science Alert 7.feb.2022 | Michelle Starr | https://www.sciencealert.com/we-ve-just-found-a-pair-of-asteroids-that-only-formed-300-years-ago

Fuente:
Recent formation and likely cometary activity of near-Earth asteroid pair 2019 PR2–2019 QR6 | Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 510, Issue 4, March 2022, Pages 6033–6049 | Petr Fatka et al. | Abstract: https://academic.oup.com/mnras/article-abstract/510/4/6033/6519228

pdp.