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Lo que realmente se observa de TRAPPIST-1.

Cuando se habló de los exoplanetas en torno a TRAPPIST-1, se exageró un poco, aunque el descubrimiento no deja de sorprendente.
Se encontró que los 7 exoplanetas están en zona habitable. Eso indica que no son del todo hostiles para la vida tal como la conocemos; no implica que exista vida como muchos medios se apuraron a divulgar (https://es.wikipedia.org/wiki/TRAPPIST-1).

También comenzaron a aparecer ilustraciones donde se mostraban exoplanetas con características superficiales complejas. Eso no es lo que se observó.
Lo que permitió detectar a los exoplanetas de TRAPPIST-1, es la sutil variación de su luz cuando los cuerpos transitaban delante de la estrella.
TRAPPIST-1 es una estrella ultrafría (enana roja de tipo M8V). Tiene unas 80 masas jovianas y un radio similar al de Júpiter. Es muy débil (magnitud visual = 18) por lo que aunque se la observe con un gran telescopio, su imagen digital (obtenida con CCD) no deja de ser un pequeño grupo de pixels iluminados (https://es.wikipedia.org/wiki/TRAPPIST-1).
El tránsito de los planetas disminuyen su brillo aparente un 1%, por lo que el instrumento debe ser (y lo es) muy sensible para detectar esa ínfima variación.
De la curva de luz, se obtiene el período de translación de cada planeta y del tipo de estrella se obtiene su masa. Con esos datos se calcula la distancia de los planetas a la estrella por la ley de Kepler que vincula el semieje orbital, período translacional y masas involucradas (https://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler).
Es decir que no se observa a los exoplanetas sino a la variación de luz que causan en su estrellas hospedante durante el tránsito.

Animación del brillo de TRAPPIST-1 via B. Koberlein.

En la imagen se observa la ampliación de los pixels de la luz de TRAPPIST-1 y cómo varía con el paso de los planetas. No se trata de la imagen de uno de los exoplanetas como algunos medios sugirieron.

Fuente:

pdp.

Tres estrellas Run Away en el complejo nebular de Orión.

Las estrellas de tipo Run Away, son estrellas de alta velocidad.
Su naturaleza siempre está ligada a fuerzas gravitacionales; ya sea por la desaparición de una compañera que la mantenía en órbita o por un encuentro gravitacional cercano con otra estrella. Algunas pudieron adquirir gran velocidad en una explosión asimétrica de tipo supernova.

En el complejo nebular de Orión, se detectó una masiva estrella en 1967 que recién en 1995 se encontró que es de tipo Run Away. Se trata de la estrella de Becklin-Neugebauer (BN). Luego se detectó otra Run Away catalogada como fuente I en radio ondas. Su imagen sólo aparece en esa longitud de onda por estar dentro de una región de mucho polvo.
Ambas se alejan mutuamente lo que sugirió un encuentro gravitatorio entre ellas, sobre todo porque retrogradando sus movimientos, ambas estaban en una misma región conocida como nube baja de Kleinman en el complejo de Orión. Pero la energía mecánica total de ambas estrellas no alcanza para que lleven semejante movimiento; debió haber una tercera estrella en el encuentro.

Buscando objetos de masa planetaria en la región, se detectó a fuente x, también una Run Away escapando de las otras dos. Retrogradando el movimiento de ésta, se encontró que estaba con las anteriores hace unos 540 años atrás en la nube baja de Kleinman.
Así las cosas, en esos ambientes se suelen dar formaciones estelares en enjambres de estrellas, las que, si se dan las condiciones, forman un cúmulo estable o se encuentran íntimamente entre ellas. En esos encuentros, se aceleran por la gravedad mutua llegando a tener semejantes velocidades que les puede alcanzar para salir de la galaxia. En este caso, el trío de estrellas superan en 30 veces la velocidad de otras estrellas de la misma región.

Hubble Discovery of Runaway Star Yields Clues to Breakup of Multiple-Star System

Imagen crédito NASA, ESA, K. Luhman (Penn State University), and M. Robberto (STScI)

En la imagen,se aprecia cómo se fueron desplazando. La posición inicial del trío está señalada por una cruz verde. La posición en radio ondas de fuente I está señalada con un círculo rojo como la de fuente x. Puede apreciarse el desplazamiento de est aúltima en 7 años. Esto da testimonio de cómo se degradan sistemas estelares por mutuos encuentros gravitatorios, en regiones de gran cantidad de estrellas.

 

Referencia:

Fuente:

pdp.

Un agujero en la radiación de fondo en mircoondas, el efecto Siunyáiev-Zeldóvich

La radiación de fondo en microondas (CMB – Cosmic Microwave Background) se originó en el Big-Bang y proviene de todas partes del cielo.
Debido a la gran distancia a la que se encuentra de origen, se la observa fuertemente corrida a bajas frecuencias, por eso se la detecta en micro-ondas (https://conexioncausal.wordpress.com/2013/03/21/que-es-la-radiacion-de-fondo-de-microondas/).
Cuando los fotones (partículas de energía que componen la luz) del CMB interactúan con electrones libres energéticos (a temperaturas mayores a la de su entorno), adquieren energía y se desplazan a frecuencias mayores; es decir que se “corren” de las microondas. A esto se lo conoce como efecto Siunyáiev – Zeldóvich (efecto SZ).

Observando en microondas el cúmulo de galaxias RX J1347.5 – 1145, se puede apreciar este efecto.

ALMA Confirms ability to see a “Cosmic Hole”

Imagen crédito de ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Kitayama et al., NASA/ESA Hubble Space Telescope.

En la imagen se observa al cúmulo visto por el telescopio Hubble. Superpuesta a ella, se muestra en color azul la energía en microondas observada por ALMA del CMB. Además de notarse el efecto de lente gravitacional en esas imágenes duplicadas y alargadas en forma de arcos, se aprecia un “agujero” donde falta radiación en microondas del CMB (https://es.wikipedia.org/wiki/Lente_gravitacional)
Esta radiación interactúa con los electrones libres de la materia intracumular, los que causan el incremento de frecuencia del CMB proveniente de esa dirección (efecto SZ) y deja de ser observada en microondas, dando la apariencia de ese agujero en el CMB.

Fuente:

pdp.

La orientación de las estrellas en cúmulos estelares abiertos.

Los cúmulos estelares abiertos, son sistemas de miles de estrellas físicamente relacionadas nacidas de la misma nube molecular.
La nube progenitora tiene una cierta dinámica, una translación alrededor del centro galáctico y una cierta rotación (o momento angularhttps://www.fisicalab.com/apartado/momento-angular) alrededor de un eje pasante por su centro de masa que guarda una inclinación con el plano del cielo (https://es.khanacademy.org/science/physics/linear-momentum/center-of-mass/a/what-is-center-of-mass).
Las turbulencias dadas en la formación estelar, deberían atentar contra la transmisión del estado dinámico de la nube a las estrellas. Así se espera que ellas tengan orientaciones o inclinaciones de sus ejes desordenadas (siempre especto del plano del cielo). De hecho, algunas investigaciones sugerían que las turbulencias dadas en la formación estelar, afectaban cualquier posible alineación en las orientaciones de las estrellas.

Los cúmulos abiertos NGC 6791 en la constelación de Lyra a unos 13000 años luz de casa (https://www.univie.ac.at/webda/cgi-bin/ocl_page.cgi?dirname=ngc6791) y NGC 6819 en Cygnus (el Cisne) a unos 6000 años luz (https://www.univie.ac.at/webda/cgi-bin/ocl_page.cgi?dirname=ngc6819), son dos sistemas estelares “maduros” y estacionarios, cuyas estrellas ya no muestran interacciones con la nube progenitora ni se ven afectadas por turbulencias.
Se midió las orientaciones de los ejes de rotación de estrellas de esos cúmulos y se encontró que están fuertemente alineados.

Gráfico publicado en el trabajo de E. Corsaro et al.

En el histograma se aprecia que en cada cúmulo, la mayoría de las estrellas tienen inclinaciones similares.
Esto demuestra que la nube progenitora de esos cúmulos pudo transferir eficientemente sus propiedades rotacionales a las estrellas, como ser su orientación espacial (en realidad momento angular), lo que se mantuvo con los miles de millones de años hasta hoy.
Esto bien se puede extender a todas las estrellas de este tipo de sistemas.

Fuente:

pdp.

El cúmulo Palomar 5 y sus brazos desiguales.

Los cúmulos estelares globulares, son núcleos de galaxias enanas absorbidas por la Vía Láctea.
A medida que la orbitan, van interactuando con ella y con el transcurso del tiempo se van desarmando por las interacciones gravitatorias. Un ejemplo de esto, es el cúmulo globular Palomar 5 (Pal 5) (https://en.wikipedia.org/wiki/Palomar_5).
Muestra dos brazos o corrientes estelares (estructuras alargadas de estrellas saliendo del cúmulo) producidas por la acción de fuerzas de mareas gravitatorias con la Vía Láctea. El brazo delantero es más corto que el trasero y ambos muestran intervalos o espacios sin estrellas.

palomar 5

Imagen de Pal 5 publicada en astroperseo.org

Lo esperado es que ambos brazos sea iguales y que no existan los intervalos observados.
Una explicación, involucraba la existencia de grumos de materia obscura (pdp, 09/sep./2016, https://paolera.wordpress.com/2016/09/09/posibles-grumos-de-materia-obscura/). Recordemos que esta materia no se observa pero se detecta gravitacionalmete, y estos grumos podrían dar buena información de ella en cuanto a cantidad y distribución.

Pero también hay otra explicación.
En la simulaciones realizadas, no sólo se tuvo en cuenta el bulbo, disco y halo galáctico; sino que esta vez se consideró también la barra. Nuestra galaxia tiene una pequeña estructura barrada saliendo del bulbo. Se encontró que a medida que la barra central gira barriendo el espacio en su movimiento, genera en Pal 5 diferentes torsiones gravitatorias. Esto deforma las corrientes estelares creadas por las mareas con el resto de la Vía Láctea.

Sin embargo, el modelo de los grumos de materia obscura no queda descartado.
Según el mismo estudio, las corrientes estelares y otras estructuras similares, pueden servir para el estudio de la materia obscura si están lejos de la barra de galáctica o se mueven en la dirección contraria a la que mueve la barra (retrógradas).

Referencia:

Fuente:

pdp.

La materia obscura era menos influyente en la juventud del Universo.

La materia obscura es una importante componente del Universo que se detecta gravitacionalmente pero no es observable (al menos hasta marzo del 2017) (https://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura).
Es la que mantiene armadas a las galaxias, de lo contrario se desmenuzarían por su rotación.
Además es la responsable de que las partes exteriores de la galaxia giren a mayor velocidad que la predicha por la teoría considerando sólo la materia ordinaria.
Al observar galaxias lejanas, las observamos más jóvenes con la distancia debido al tiempo que tarda su luz en llegarnos. En ellas, se ha medido velocidades de sus regiones exteriores menores que las observadas en galaxias más cercanas.

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Ilustración crédito de ESO

Luego, la materia obscura no ejercía tanta influencia en los orígenes de las galaxias.
Eso sugiere que le llevó más tiempo condensarse a la materia obscura que a la ordinaria.

Referencia:

Fuente:

  • eso1709 — Science Release, Dark Matter Less Influential in Galaxies in Early Universe. LT observations of distant galaxies suggest they were dominated by normal matter, 15 March 2017.
    https://www.eso.org/public/news/eso1709/

pdp.

SN 2017cby en NGC 5642.

Las supernovas (SN) de tipo Ia son la muerte de una estrella de tipo enana blanca (una estrella de tipo solar evolucionada) que recibió materia de una compañera.
Cuando llega a superar la masa crítica, colapsa sobre ella misma es muere en una colosal explosión (https://es.wikipedia.org/wiki/Supernova#Tipo_Ia).

En la galaxia NGC 5643 en la constelación de Lupus a 55 millones de años luz de casa, se está dando un evento de SN de tipo Ia (a marzo 2017).

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Imagen crñedito de Racheal Beaton / Carnegie Institution for Science

Se trata de SN 2017cby, “Bob” para los amigos según su descubridora Rachael Beaton.
El dato curioso es que en esta misma galaxia ya se había dado una SN del mismo tipo en 2013, la SN 2013aa (http://users.northnet.com.au/~bohlsen/Nova/sn_2013aa.htm).

Fuente:

pdp.