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El nacimiento de una binaria en Ophiuco.

Las estrellas nacen del colapso de nubes de materia.
Bajo ciertas condiciones, la nube protoestelar puede dividirse y dar origen a estrellas binarias; dos estrellas que con el tiempo podrán orbitarse mutuamente o precipitar y fusionarse en una sola.

A unos 600 años luz de casa, en la constelación de Ophiuco, se encuentra el complejo nebular de la pipa. En él, hay una región conocida como Barnard 59, rica en estrellas jóvenes.
Allí se encuentra el sistema protobinario BHB2007-11.

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Imagen de BHB2007-11 crédito de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). © ESO.

Se observan dos fuentes compactas de energía.
Se trata de dos discos circunestelares donde cada uno alimenta a una protoestrella en su centro. Es el nacimiento de una binaria. Cada disco tiene el tamaño aproximado del cinturón de asteroides de nuestro Sistema Solar. Entre ellos, hay una distancia equivalente a casi la distancia Sol – Neptuno.

También se observan estructuras filamentosas.
Se trata de materia que está cayendo desde una región externa; desde un disco circumbinario de unas 80 masas Jovianas hacia los circunestelares. Luego, estos últimos nutren de esa materia a las protoestrellas.

Video: EMBRIÕES ESTELARES EM ALTA RESOLUÇÃO !!!

Ciência News

Referencia:

Fuente:

pdp.

La inusual protoestrella binaria G11.92-0.61 MM 1.

Las estrellas nacen de una nube de gas y polvo a baja temperatura.
A medida que esa nube colapsa, va aumentando su rotación y genera un disco de materia. En el centro se genera un objeto protoestelar que recibe materia de ese disco del cual pueden formarse planetas. Algunas veces, ese disco se fragmenta dando origen a otro objeto protoestelar y así se obtiene un sistema binario.

A unos 11 mil años luz de casa, se observó a la protoestrella masiva G11.92-0.61 MM1 (MM 1).
Se trata de un objeto de 40 masas Solares que muestra eyecciones bipolares como toda estrella en formación.
A 1920 Unidades Astronómicas ( Unidad Astronómica = 150 000 000 Kms = distancia promedio Tierra-Sol) al sudeste de MM 1 se detectó otra fuente; justo afuera del disco protoestelar de MM 1.

A blue and yellow blob labelled MM 1a and a smaller green blob labelled MM 1b

Imagen en micro-ondas crédito de J. D. Ilee / University of Leeds.

Se trata de otra estrella en formación.
Así corresponde catalogar a cada objeto como MM 1a y MM 1b.
Arriba y a la derecha se observa a MM 1. La región azulada se acerca a nosotros y la rojiza se aleja; lo que indica la rotación de la nube.
Abajo a la izquierda aparece MM 1b. Esta última tiene una masa aproximada de 0,5 masas Solares.

Cuando una nube protoestelar se fragmenta, la binaria resultante suele tener estrellas de masas similares. En este caso la relación de masas es de 80:1 (80 a 1), lo que es algo realmente llamativo que implica la existencia de procesos inusuales en la formación de binarias.
Este es el primer caso de observación del nacimiento de una estrella compañera alrededor de una protoestrella masiva por fragmentación del disco protoestelar.
Es más; es probable que MM 1b tenga su propio disco del que puedan formarse planetas.

Referencia:

Fuente:

pdp.

MY Cam, candidata a fusión estelar.

En la constelación Cameloparis (la Jirafa) se encuentra una asociación de estrellas conocida como Cam OB3, donde abundan estrellas muy masivas y vigorosas. Está dentro del brazo espiral más exterior de la Vía Láctea a unos 1300 años luz (AL) de nosotros (la luz tarda ese tiempo en llegarnos). Dentro de esa familia estelar, se encuentra el cúmulo abierto [1] Alicante 1 [2]; un grupo de estrellas de apenas 4 millones de años de edad. En él está la binaria eclipsante MY Cam.

El cúmulo abierto Alicante 1, en la constelación de la Jirafa (Camelopardalis). Esta imagen en colores falsos ha sido construida combinando imágenes tomadas con tres filtros diferentes usando el telescopio NOT del Observatorio del Roque de Los Muchachos (La Palma). Las estrellas que realmente pertenecen al cúmulo muestran un color azulado, mientras que otras estrellas que se encuentran en el campo, pero no están físicamente asociadas aparecen blancas o anaranjadas.

Esta binaria está compuesta por dos estrellas de tipo OV [3] (tipo espectral O de Secuencia Principal [4]). Se pudo medir la masa de cada componente y resultó ser que tienen 37,7 Masas solares (Mo) y 31, 6 Mo cada una de ellas, y sus temperaturas son de 42000ºK y 32000ºK respectivamente.
El par gira con un período de un día (1 día y 4 horas)
Este corto período indica que están muy cerca, de hecho, comparten una envoltura gaseosa común. Estrellas compañeras tan cercanas, friccionando y frenándose en la envoltura que las abarca sólo pueden tener un final; la mutua precipitación, mezcla y fusión de ambas en medio de una tremenda liberación de energía.

Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Cúmulo_abierto
  2. Alicante ya brilla en el cieloIgnacio Negueruela, Universidad de Alicante
    http://www.dfists.ua.es/~ignacio/al1.html
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Tipo_espectral_(estelar)
  4. http://es.wikipedia.org/wiki/Secuencia_principal

Fuente:

pdp.

Binarias de Contacto Rápidas.

Las estrellas binarias de contacto[1] (EBC), son también conocidas como estrellas de tipo W UMa[2]. Son binarias ambas enanas quemando hidrógeno que comparten su envoltura gaseosa.
Pese a ser comunes, no es mucho lo que de ellas se sabe. Poco se conoce de su formación, evolución y destino.
histogUn dato muy importante, es el estudio de sus períodos de rotación. La mayoría tiene un período de casi 9 horas.  Un estudio estadístico (Click en la imagen para agrandar el histograma), muestra un decremento hacia períodos mayores y otro tanto hacia menores.  Lo llamativo, es la rapidez con que decrecen.
Los menores períodos corresponden a binarias menos separadas. Es de esperar un límite inferior, ya que las binarias terminarían fusionándose. Lo llamativo es el abrupto corte estadístico para valores inferiores a las 8 hs.
Los valores mínimos eran de 5,30 hs siendo raros algunos de 5,23 hs y 5,17 hs.
La estrella VSX J205508+082951 tiene un período de 5.06 hs.
El corte podría deberse a observaciones no orientadas a la detección de EBC rápidas.

Hay EBC tempranas, lo que indica más una formación conjunta de ambas estrellas que un acercamiento paulatino con el tiempo debido a la pérdida de rotación del sistema causada por fricción con el medio que las rodea. Así, la clave del período mínimo observado está en el origen de estas estrellas.

Se piensa en poner el límite inferior en 5 hs. pese a que 6 sistemas con períodos de 3,65 hs a 4,85 hs. Éstos fueron recientemente observados por primera vez y están en discusión.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_binaria_de_contacto
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_variable_W_Ursae_Majoris

Fuente:

pdp.