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Ambientes favorables para las SNSLs (el caso de SN 2017egm)

Las supernovas (SNs) son la explosiva muerte de estrellas masivas.
Estos eventos no son todos iguales, por lo que hay SNs de diferentes tipos según las estrellas progenitoras de esa explosión.
Hay una cierta relación entre las galaxias que hospedan SNs y el tipo de éstas. Aparentemente, las diferentes SNs se originan en galaxias donde reinan las condiciones favorables para determinadas estrellas masivas progenitoras de esos eventos (pdp, 12/sep./2013, Clasificación de Supernovas por el Tipo de Galaxia Hospedante, https://paolera.wordpress.com/2013/09/12/clasificacion-de-supernovas-por-el-tipo-de-galaxia-hospedante/).

Las SNs superluminosas de tipo I (SNSLs), se suelen dar en galaxias de baja metalicidad, es decir de poca cantidad de elementos más pesados que el Hidrógeno (H) y el Helio (He) (o sea, regiones ricas en esos elementos) y de alta formación de estrellas enanas.

La galaxia espiral NGC 3191 en Osa Mayor a unos 400 millones de años luz de casa, tiene alta metalicidad y es anfitriona de la SNSL 2017egm, la más cercana a nosotros hasta la fecha (agosto 2017).

SDSS DR14 image of the massive spiral galaxy NGC 3191; the cross-hairs mark the position of SN 2017egm. Image credit: SDSS.

Imagen de NGC 3192. La cruz señala el lugar cercano al núcleo galáctico donde se produjo la SN 2017egm. Imagen crédito CDSS

En la región oeste de esta galaxia, se dio un evento de formación estelar posiblemente debido a interacciones con su galaxia vecina MGC+08-19-017 a unos 135 mil años luz de ella.

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Imagen de NGC 3191 y su cvecina MGC+08-19-017 publicada en el trabajo de L. Izzo et al.

La región que rodea a esta SNSL, está dominada por estrellas de dos poblaciones o generaciones diferentes. Unas, las más jóvenes, tienen entre 2 y 10 millones de años de edad y bajas metalicidades. Este es el tipo de estrellas que suelen ser precursoras de ese tipo de SNSLs.

Todo indica que las estrellas precursoras de SNSLs son masivas (más de 20 veces la masa del Sol) y con bajas metalicidades (ricas en H y He) en ambientes que pueden darse en galaxias masivas de tipo espiral barradas (tipos tardíos o más “hacia la derecha” en la clasificación de galaxias).

Referencia:

Fuente:

  • Astronomy & Astrophysics, August 15, 2017, The host of the Type I SLSN 2017egm: A young, sub-solar metallicity environment in a massive spiral galaxy, L. Izzo et al.
    https://arxiv.org/pdf/1708.03856.pdf

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Nuevo tipo de estrellas variables (a Junio del 2017).

Las estrellas variables, como su nombre lo indica, son capaces de variar su brillo.
Las hay de diferentes tipos, desde cariables de corto a largo período y hasta semiperiódicas; eclipsantes, pulsantes y catacísmicas (VIGIACOSMOS, julio 29, 2014, ESTRELLAS VARIABLES: Tipos y Clasificación, http://www.vigiacosmos.es/tipos-y-clasificacion/).

Se ha encontrado un nuevo tipo de estrella variale.
Se trata de las pulsantes azules de gran amplitud (BLAP del ingés Blue Large Amplitude Pulsators).
Son azules de unos 30 000 K de temperatura superficial.
Con algunas similitudes con las sub-enanas, pero mucho más brillantes y de menor gravedad superficial, luego, más grandes.
Se trata de gigantes de baja masa con grandes amplitudes de variación de brillo; ésto implica que las variables de tipo BLAP, no son sub-enanas “oscilantes” sino un tipo propio de variables donde todas comparten temperaturas, gravedades superficiales y abundancias de Helio.

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Espectros (distribución) de energía de tres estrellas BLAP. Crédito: Gemini Observatory/AURA/NSF

El análisis de los espectros de enería de tres estrellas de tipo BLAP demuestra que comparten propiedades distinguiéndolas de otros tipos de variables, lo que es eviencia de que se trata de una nueva clase bien definida.

Referencia:

Fuente:

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Sobre el origen de los planetas de ultra corto período.

Estudiando otros sistemas planetarios, hallamos exoplanetas de tipo supertierra y exoplanetas de período ultra corto (USP – del inglés Ultra Short Period).
Los primeros son rocosos y tienen un tamaño similar al doble de la Tierra. Si bien son abundantes, en nuestro Sistema no hay supertierras.
Eso se debe al trabajo de “limpieza” realizado por el joven Júpiter. En una ubicación más cercana al Sol, fue absorbiendo y dispersando material. Así, no había mucho para que los planetas rocosos crezcan mucho. Luego, Júpiter se retiró a su actual órbita (pdp, 21/jun./2017, ¿Por qué no hay super-Tierras en el Sistema Solar?, https://paolera.wordpress.com/2017/06/21/por-que-no-hay-super-tierras-en-el-sistema-solar/).

Los exoplanetas USP, son rocosos de no más del doble del tamaño terrestre, en órbitas cercanas a la estrella y con períodos muy cortos, inferiores a un día de los nuestros.
Los modelos de formación planetaria no podían explicar satisfactoriamente a ese tipo de objetos tan cercanos a su estrella hospedante. Entonces se pensó en núcleos de exoplanetas Jovianos. Éstos, habrían perdido sus partes exteriores gaseosas por el viento estelar.

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Ilustración de un joviano evaporándo sus capas gaseosas. Crédito: NASA/Ames/JPL-Caltech.

Pero las estrellas hospedantes de los Jovianos son ricas en metales (elementos más pesados que el Hidrógeno y el Helio) y las hospedantes de USP no lo son. Es más; las estrellas con planetas de corto período y tamaños de hasta 4 veces el terrestre tienen más metales.
Luego, estos exoplanetas serían núcleos de Jovianos evaporados, digamos de sub-Neptunos.

Referencia:

Fuente:

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La visita de 2012 TC4 en octubre 2017.

En octubre del 2017 tendremos la visita de un asteroide de la familia Apolo.
Se trata de 2012 TC4.

 Imagen crédito: ESO / ESA NEOCC / O. Hainaut (ESO), M. Micheli (ESA) & D. Koschny (ESA), CC BY-SA 3.0 IGO

Esta familia de asteroides penetra la órbita terrestre por lo que muchos de ellos son visitantes cercanos (Wikipedia, Asteoide Apolo, https://es.wikipedia.org/wiki/Asteroide_Apolo).
En este caso, su acercamiento máximo a nosotros será de 44 mil Kms., lo que permitirá observarlo y probar técnicas relacionadas con este tipo de eventos.
No hay riesgo alguno.
Se trata de un objeto cuyo tamaño oscila entre los 15m. y los 30m., del mismo tamaño que el que penetró la atmósfera terrestre y allí estalló en Chelyabinsk en febrero del 2013.

 

Referencias:

Fuente:

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Relatividad en la órbita Mercuriana y en torno a Sgr.A*

En escenarios donde hay grandes energías involucradas, la Relatividad explica los eventos que allí se producen.
En esos ambientes, las grandes velocidades involucradas producen variaciones en las medidas de las masas, y en las escalas de tiempo y espacio. Así, se espera observar alteraciones en las trayectorias de los cuerpos sometidos a esas condiciones.

Primero fue el caso de Mercurio.
Se observaron variaciones en su punto más cercano al Sol (perihelio), lugar donde desarrolla la máxima velocidad orbital. Al principio, la variaciones en su trayectoria fueron asociadas a perturbaciones provocadas por Vulcano, un supuesto planeta interior a la órbita Mercuriana.
Pero las correcciones relativísticas se ajustaban a las observaciones y se explicó lo observado; esto pasó a ser una evidencia de la validez de la Relatividad (Molwick, Precesión anómala del perihelio de mercurio, J. Tiberius, http://www.molwick.com/es/leyes-gravitacionales/177-mecanica-celeste-mercurio.html).

En el centro de la Vía Láctea, a unos 25 mil años luz de casa, vive Sagitarius A* (Sgr.A*), nuestro agujero negro supermasivo de unos 4 millones de masas como la del Sol.
En torno a Él, orbitan estrellas a altísimas velocidades; entre ellas, la catalogada como S2.
Su órbita calculada “clásicamente” no coincide con las observaciones, las que son ajustadas perfectamente con las correcciones relativísticas.

Otra vez queda verificada esta teoría, en este caso, en lo que se refiere a las órbitas de objetos que aceleran a grandes velocidades en sus periastros.

Image of the Galactic Centre

ESO/MPE/S. Gillessen et al.

Estudios de tipo de esta estrella seguirán en el año 2018 cuando S2 alcance su periastro en torno a Sgr.A* y logre su máxima velocidad orbital.

Referencia:

Fuente:

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¿Detectamos explosiones de estrellas de Plank?

En Física las leyes clásicas son aquellas que siempre se cumplen, o que cumplen la mayoría de los objetos.
Así tenemos la Física clásica de Newton y la Relatividad clásica de Einstein. Incluso podemos hablar de una cuántica clásica.
El efecto túnel o tunelado, es el efecto por el cual una partícula viola las leyes de la Física clásica.
Por ejemplo. Los protones son partículas de cargas positivas y deberían repelerse con mayor fuerza a medida que se acercan. Pero sucede que en el Sol, por tunelado, éstos llegan a chocar y por ese motivo se producen las reacciones que generan la radiación Solar.
Es muy poco probable que esto suceda, pero en el Sol hay tantos protones que cada tanto algunos chocan. Es como tirar una pelotita contra una pared y que los espacios intermoleculares de ella coincidan con los de la pared y… la atraviese. La probabilidad es bajísima, no nos alcanzaría la vida para tirar pelotitas hasta que eso suceda. Pero si arrojamos tanta pelotitas como protones hay en el Sol, al menos una nos daría esa sorpresa.

La Física clásica dice que nada puede escapar de un agujero negro (AN) ya que ni la luz puede salir de él, y ésta es un límite físico. Luego nada la puede superar y por lo tanto salir de esas masas tan densas. En realidad los AN son las regiones de donde no se puede escapar por su intensa gravedad. La estrella que la genera, pudo seguir colapsando y ser menor que esa región y no lo notaremos por no poder “ver” dentro de ella.
Las estrellas de Plank, son estrellas tan colapsadas que se generan una región AN. Luego, habría una estrella de Plank en el centro de un AN. (Ciencia Historia, 5/feb./2014, ¿Qué es una estrella de Plank?, M. M. Lanzi, http://www.cienciahistoria.com/2014/02/que-es-una-estrella-de-planck.html).

Pero las estrellas de Plank se evaporarían por radiación Hawking. Debido a la energía almacenada en todo el AN, se pueden generar partículas y antipartículas, unas dentro del AN y otras fuera de él. Estas últimas podrían escapar y el AN tendría menos energía por la partícula que escapó nacida de él, luego la estrella de Plank, como generadora del AN, termina con menos masa.
Esto le llevaría a una estrella de Plank de masa estelar, en promedio, 1050 veces el tiempo que tardó el Universo en expandirse (ese tiempo es el tiempo de Hubble).

Pero por tunelado, cabe la posibilidad de que la materia escape de él en un decaimiento explosivo.
Esto daría como consecuencia pulsos de alta radiación gamma y en ondas de radio, ambos de determinadas características. Se han detectado pulsos en rayos gamma con esas características, y los pulsos dados por las llamativas y aún inexplicadas fulguraciones en radio, son muy parecidos a los que se producirían en este tipo de evento.

En el Universo hay AN con diferentes masas.
El tiempo para el cual un AN explotaría depende directamente de su masa.
El el origen de Universo, se podrían haber formado AN (primordiales) de diferentes masas, entre ellos, los de masa planetaria. Para estos AN, el tiempo de decaimiento por tunelado es muy parecido al tiempo de Hubble o al tiempo que le llevó expandirse al Universo.

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Ilustración de la evolución de una estrella de Plank a lo largo del tiempo de Hubble, publicada en el trabajo de Carlo Rovelli

Si estamos en lo correcto, estas estrellas de Plank primordiales de masa planetaria, estarían explotando actualmente y las detecciones de fulguraciones gamma y en radio, serían evidencias de este fenómeno cuántico.

Fuente:

  • (arXiv, 5/aug./2017), Nature Astronomy 1 (2017) 0065,Planck stars: new sources in radio and gamma astronomy?, Carlo Rovelli.

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El origen de Kes 73 y su magnetar.

Los remanentes de supernovas (SNs), son los restos de la muerte de estrellas masivas en una colosal explosión.
En el centro de ellos, queda el estelar núcleo compacto en forma de estrella de neutrones, a veces agujero negro y a veces en forma de magnetares. Este último es un núcleo estelar compacto de altísimo campo magnético asociado a una rapidísima rotación del objeto, así funciona como dínamo generador de ese campo.
Sucede que hay magnetares producidos por la pérdida de las partes exteriores de la estrella pero no por explosión, sino por viento estelar (radiación) o por la acción gravitatoria de una compañera. Éstos, luego, pueden presentar explosiones después de haberse generado.

Las estrellas supergigantes rojas, son enormes estrellas brillantes que provienen de estrellas azules. No son muy masivas (comparadas con otras de su tipo), y terminan en una explosión de SN. Algunas pasan a la fase de gigantes amarillas o azules, también variables azules (o estrellas de Wolf – Rayet) antes de estallar.

El remanente de SN Kes 73 es algo muy particular.

kes73

Imagen en rayos X en falso color publicada en el trabajo de KAZIMIERZ J. BORKOWSKI AND STEPHEN P. REYNOLDS.

Posee un magnetar en su centro.
De los 30 (aproximadamente) magnetares conocidos, 8 están en el interior de remanentes de SN.
Este remanente de SN es “mediocre”.
No muestra enriquecimiento químico de elementos producidos por una progenitora masiva. Tampoco hay burbujas de gas infladas por el viento estelar de ese tipo de progenitoras, las cuales expulsan materia previa al gran final y ésta se expande por la radiación de la estrella.

Este remanente de tipo IIP, de unos 2000 años de edad, a unos 25 mil años luz de nosotros, es consistente con un evento explosivo de una estrella de baja masa (en este caso, inferior a las 20 masas solares) de tipo supergigante roja.

Cabe le remota posibilidad de que la estrella progenitora haya perdido masa al ser desprovista de su envoltura y luego de una corta vida como supergigante roja, amarilla o azul, haya explotado dejando ese tipo magnetar.

En ambos casos, el magnetar de Kes 73 responde a una progenitora de baja masa, como el de SGR 1900+14.

Fuente:

  • ASTROPHYSICAL JOURNAL, aug.2017, EXPANSION OF KES 73, A SHELL SUPERNOVA REMNANT CONTAINING A MAGNETAR, KAZIMIERZ J. BORKOWSKI AND STEPHEN P. REYNOLDS.
    https://arxiv.org/pdf/1708.01626.pdf

pdp.