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Estrellas de Pop III: dónde buscarlas.

Las estrellas no sólo se agrupan por su tipo, sino que además lo hacen en poblaciones,
Las de población I (Pop I) son estrellas jóvenes. Nacidas en lugares ricos en material como por ejemplo el disco galáctico. Son estrellas ricas en elementos pesados también llamados “metales”.
Éstos elementos están presentes porque estas estrellas se formaron del material expulsado por estrellas supernovas (SNs), las que explotaron enriqueciendo el material interestelar con las especies químicas generadas en su interior. Nuestro Sol es de Pop I.

Las de población II (Pop II), son más viejas.
Tienen menos metales por haberse formado de materia “limpia”, no tan contaminada por la proveniente de SNs. Se las suele hallar en los cúmulos globulares. Eso es consistente con la idea de que estos cúmulos son núcleos de galaxias menores que fueron asimiladas por la Nuestra, por lo tanto, viejas estructuras estelares.
Algunas estrellas de Pop II cerca del bulbo de la Galaxia muestran muchos metales.
Debido a la gran cantidad de estrellas en esa región, es posible que se hayan contaminado por materia enriquecida por SNs vecinas, las que fueron generadas por estrellas masivas de vida más corta que las de ellas.

Se conjetura con una tercera población (Pop III) de estrellas más antiguas; prístinas.
Estas estrellas serían las primeras en haberse formado luego del Big-Bang, con material rico en Hidrógeno y Helio, y serían las responsables de la época conocida como re-ionización. Esa fue la época donde las primeras estrellas comenzaron a reionizar (volver a romper los átomos) la materia cuyos átomos se habían recombinado luego de la primera ionización del Big-Bang (pdp, 11/abr./2017, Viendo la re-ionización, https://paolera.wordpress.com/2017/04/11/viendo-la-re-ionizacion/).

Pero estas estrellas ya se habrían extinguido, no sólo por el tiempo transcurrido sino por la posibilidad de haber tenido mucha masa y por lo tanto vidas “vertiginosas”.
Aunque cabe la posibilidad de que también haya existido estrellas de baja masa.
En ese caso, sus vidas serían más tranquilas y prolongadas, al punto de que aún puedan existir. De hacerlo, estarían en la evolucionada etapa de gigantes rojas (GRs). Este tipo de estrellas son muy brillantes por tener gran tamaño y por lo tanto mucha superficie para que pueda salir su luz. Pero el brillo de una estrella no sólo depende de su radio, también de su masa. Luego, las sobrevivientes GRs de Pop III, no serían tan brillantes como otras GRs. por tener baja masa. Esto dificulta su descubrimiento observacional
De existir, deben estar en viejas estructuras estelares de poca masa, donde las estrellas masivas tienen poca chance de formarse. Además, esas estructuras aún no deberían haber sido asimiladas por otras mayores. Bajo estas condiciones, las estructuras más probables de tener estrellas sobrevivientes de Pop III, serían las galaxias enanas de baja masa (todavía) satélites a la Nuestra, las que a su vez se supone que son las primeras estructuras estelares en formarse, cuya unión dio lugar a las grandes galaxias.

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Ilustración publicada en el trabajo de M. Magg et al.

En la ilustración se señalan las regiones de mayor probabilidad de hallar estrellas sobrevivientes de Pop III. La menor probabilidad está indicada en azul y la mayor en verde. Los círculos en blanco indican la no existencia de estrellas de Pop III.

Fuentes:

pdp.

El evento iPTF17cw sería una SN relativística.

Las supernovas (SN) son eventos muy energéticos donde una estrella masiva muere en una colosal explosión.
Entre los diferentes tipos de SN, están las de tipo Ic. Éstas suelen estar relacionadas con breves estallidos de rayos Gamma (GRB – Gamma Ray Burst). Estos estallidos son bruscas y breves radiaciones de energía, donde se expulsan partículas a velocidades cercanas a la de la luz. Así, los GRB son eventos relativísticos que pueden estar asociados con el colapso de una estrella de neutrones hacia un agujero negro.
Algunas SN de tipo Ic, muestran características de líneas espectrales anchas (BL – Broad Line), y suelen estar asociadas a GRB, incluso muestran chorros de materia (obviamente hacia nosotros, si no, no se los detectaría) por lo que se dice que tienen “motor central” (central engine).

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Ilustración de SN potenciada por “motor central” (central engine) vía Bill Saxton / NRAO / AUI / NSF. publicada en Earth Sky.

En algunos casos los chorros son débiles y no hay evidencias de GRB. Cuando la SN de tipo BL-Ic tiene todas las características antes comentadas, se dice que es relativística por el evento de GRB que presenta. Éstas tienen la particularidad de disminuir muy rápido de brillo, reduciendo su fulgor remanente a algunos días, comparado con los cientos de días que dura el de una SN “común”.

Buscando una contraparte “electromagnética” del evento de onda gravitacional detectado el 4 de enero del 2017, se detectó un evento electromagnético catalogado como iPTF17cw.

iptf17cw

Imagen publicada en el trabajo de A. Corsi et al.

Estaba localizado fuera de la región necesaria estar para relacionado con la fuente de la onda gravitacional.
Tenía todo el aspecto de ser un resplandor remanente de SN, pero en esa región no se observó semejante evento. Se encontró que en esa posición se localizó un GRB catalogado como GRB 161228. Los espectros del objeto indican características de SN BL-Ic.
Observando en radio-ondas se encontró una débil fuente puntual. Al no ser una fuente extendida, se descarta que se trate de una región formación de estrellas o actividad de nubes de materia.
Todo indica que se trata de el débil fulgor remanente de una SN cuya actividad decayó rápidamente, típico de las SN relativísticas BL-Ic, lo que explica la no detección del máximo del evento.

Referencias:

Fuente:

pdp.

La binaria simbiótica R Aquarii.

En la constelación de Acuario, está la variable a simple vista R Aquarii (R Aqu).
A unos 700 años luz de Casa, se trata de una binaria simbiótica formada por una estrella enana blanca (resto evolutivo de una estrella de tipo Solar) y una variable gigante roja (como será nuestro Sol en un futuro) de tipo “Mira” (Wikipedia, Estrella simbiótica, https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_simbi%C3%B3tica).
La gigante, presenta variaciones de brillo acompañadas de pulsaciones. La enana blanca, toma materia de las capas exteriores de su compañera, lo que provoca fulguraciones por detonación de Hidrógeno absorbido.
Se han obtenido imágenes visuales (en luz sensible al ojo humano) y en rayos X de esta binaria.

Composición de imágenes visual (en rojo) y en rayos X (en azul) de la banaria R Aqu. – Crédito: NASA/CXC/SAO/R. Montez et al.; Optical: Adam Block/Mt. Lemmon SkyCenter/U. Arizona.

En la imágenes visuales, se observan dos anillos de materia. Uno exterior y otro interior no observable en esta imagen. Se trata de materia expulsada por explosiones de tipo Nova de la enana por el exceso de materia recibida de la gigante (Wikipedia, Nova, https://es.wikipedia.org/wiki/Nova). Analizando la dinámica de esos anillos, se estima que el exterior se formó en un evento Nova por el año 1073. El interior se habría producido más tarde, en 1770. De ser eventos Nova recurrentes y periódicos, se estima que habrá otra explosión de Nova para el año 2500 aproximadamente.
En la imágenes en rayos X,se observa un chorro y burbujas de materia caliente alejándose del sistema.

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Animación de la evolución de la estructura observada en rayos X de R Aqu. – Crédito: NASA/CXC/SAO/R. Montez et al.

Estas burbujas se habrían producido en los años ‘50 y en los ‘80, en erupciones no tan violentas como las anteriores de tipo Nova.

Fuente:

pdp.

 

Núcleos masivos desprovistos de estrellas sugieren acreción de núcleos turbulentos.

La formación de estrellas masivas, es algo que aún no queda entendido del todo.
Llama la atención cómo es que se forman, ya que no son las más abundantes.
Hay varias ideas al respecto.
Por un lado, la unión de varias proto-estrellas de tipo solar podría dar lugar a estrellas masivas. Eso es probable en lugares de formación de enjambres estelares.
Por otro, la acreción de mucha materia comenzaría a formar una estrella masiva (acreción de núcleos turbulentos), como la formación de estrellas de tipo solar pero con más masa involucrada. Pero al comenzar a irradiar energía, alejaría con su viento estelar la materia en acreción y eso no permitiría que siga creciendo en materia.

También, una protoestrella puede recibir materia por “tubos de alimentación” dados por el flujo de gas a través de líneas de campo magnético. De esta forma, el gas va hacia el interior de la protoestrella colaborando con su crecimiento (pdp, 15/nov./2013, Posibles mecanismos de formación de estrellas masivas, https://paolera.wordpress.com/2013/11/15/posibles-mecanismos-de-formacion-de-estrellas-masivas/).
Hay que averiguar cuál de estos procesos es el que genera estrellas masivas. Quizás se dan todos, en cuyo caso habrá que ver con qué frecuencia se puede dar cada uno o combinación.

Para verificar si se está dando el caso de acreción de núcleos turbulentos, una idea es la de encontrar núcleos masivos desprovistos de estrellas. En ese caso, en el interior de esos núcleos se dan condiciones que no permiten la formación de la estrella. Eso retrasa la generación de radiación y da tiempo para una mayor acreción de materia. Se piensa que la existencia de campos magnéticos dentro de esa nube, colabora en “apuntalar” la nube en su colapso (Vidacotidianitica, dic./2013, ¿Por qué algunas estrellas son de mayor tamaño que otras?, https://vidacotidianitica.blogspot.com.ar/2013/12/por-que-algunas-estrellas-son-de-mayor.html). Luego sí, inevitablemente la gravedad vence a ese apuntalamiento o resistencia al colapso y comienza la ignición de los gases y quedó una estrella masiva en formación.

Se sabe que hay una retroalimantación estelar. Estrellas masivas retornan material el espacio cuando mueren con un estallido de supernova. Además, la radiación de estrellas cercanas o inmersas en los complejos de nubes de gas, colaboran con la formación de filamentos. Esos son lugares donde se favorece la compresión del gas y por lo tanto la formación de estrellas, incluso masivas (pdp, 28/may./2013, Procesos reguladores de la formación estelar, https://paolera.wordpress.com/2013/05/28/procesos-reguladores-de-la-formacion-estelar/).

A casi 17 mil años luz de Casa, hay un complejo gaseoso catalogado como G9,62+0,19 donde hay estructuras filamentosas. En él se detectaron núcleos masivos en diferentes estados de evolución, todos con masas entre 3 y casi 27 masas solares. Entre ellos, hay núcleos masivos desprovistos de estrellas, lo que va de acuerdo con la idea de formación de estrellas masivas por acreción de núcleos turbulentos.

nucleos Filamentos

Imagen del filamento donde las elipses indican núcleos densos algunos desprovistos de estrellas, publicada en el trabajo de T. Liu et al.

El estudio de estos núcleos, permitirá saber cómo se forman estas estrellas desde sus extremos inicios.

Fuente:

pdp.

CXO J101527.2 sería un agujero negro en retroceso.

Cuando dos galaxias se fusionan, también lo hacen sus agujeros negros súper masivos (ANSMs) centrales.
A veces, cuando cada ANSM tiene diferente rotación (spin) y entr eellos hay diferencia apreciable de masa, se producen ciertas asimetrías que hacen que luego de la fusión, el ANSM resultante salga disparado de la galaxia. Estos son los ANSM en retroceso, producto de la irradiación asimétrica de ondas gravitatorias (OG). El ANSM en retroceso sale en dirección opuesta a la de mayor intensidad de las OG.

Las galaxias elípticas son el resultado de la fusión de grandes espirales, o al menos de dos grandes galaxias (se espera que de la fusión – inevitable – entre la Vía Láctea y Andrómeda nazca una elíptica).

A casi 4000 millones de años luz (AL), de Casa se observa una galaxia elíptica con ciertas distorsiones en sus partes exteriores. Su agujero ANSM tiene unas 160 veces la masa del Sol y está des-centrado unos 4000 AL muevièndose con una velocidad de 175 Kms./seg..
Tanto la morfología de la galaxia como el estado cinético del ANSM de ella, sugieren que este ANSM catalogado como CXO J101527,2+625911 podría ser un ANSM en retroceso.

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Ilustración de CXO J101527.2 publicada en NASA.GOV

De ser así, dejará la galaxia para vagar relajadamente luego de consumir la materia que le pueda quedar a su alrededor.
Quizás, se lleve algunas estrellas consigo.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Características de GSC 4560-02157.

Hay diferentes tipos de estrellas variables de brillo, todas por diferentes causas.
Las eclipsantes, son binarias que tienen sus órbitas en la dirección de la visual. Así, una para delante de la otra mostrándonos variaciones en el brillo total del sistema (Astromía, Sistemas eclipsantes, http://www.astromia.com/fotouniverso/binariaseclipsantes.htm).

Ilustración de variable cataclísmica publicada en Grupo M1 (astrosurf.com)

También están las cataclísmicas.
Son binarias donde una estrella le dona materia a su compañera. Esta última se ve saturada y presenta una erupción de energía que produce un aumento de brillo y pérdida de cierta masa. La estrella se recupera y puede volver a repetir el proceso ante la continua donación de materia (Grupo M1, Variables Cataclísmicas, http://www.astrosurf.com/blazar/variable/UG03/CV.html).

Sucede que están las variables eclipsantes cataclísmicas.
Por lo general se trata de una estrella de las más comunes (Secuencia Principal) de baja masa acompañada de una enana blanca (resto evolutivo de una estrella de tipo Solar). Suelen estar acompañadas de una tercer estrella “circumbinaria” que provoca pariódicas variaciones en el tiempo orbital de la binaria.

Para el 2015, se descubrió una eclipsante cataclísmica.
Catalogada como GSC 4560-02157, sus integrantes tienen un período orbital de 6,5 hs. La principal tiene una masa que no menor a la mitad de la del Sol y la secundaria es de 0,7 masas Solares.
Se detecta una variación periódica en el período orbital de unos 3,5 años. Esto sugiere la existencia de una tercera estrella circumbinaria, la que sería una de baja masa (no mayor a 90 masas Jovianas).

Fuente:

  • Research in Astronomy and Astrophysics manuscript no., May 10, 2017, Physical parameters and orbital period variation of a newly discovered cataclysmic variable GSC 4560-02157, Zhong-tao Han et al.
    https://arxiv.org/pdf/1705.03160.pdf

pdp.

Nebulosas planetarias asféricas, el caso de Abell 63.

Las nebulosas planetarias (NPs), son materia soltada por estrellas de tipo solar en su viaje de gigantes rojas a enanas blancas (Nasa-Caltech, ¿Qué es una nebulosa planeatria?, http://legacy.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/askkids/planetaryneb.shtml).
Reciben este nombre por ser esféricas y parecer planetas gaseosos.
Pero las hay asféricas, en forma de reloj de arena o mariposa y de otras morfologías interesantes.

Figure 1

a, Fleming 1. b, NGC 5189. c, Shapley 1. d, NGC 6326. e, The Necklace. f, Henize 2-428. g, Abell 65. h, NGC 1514. i, ETHOS 1. j, Henize 2-39. Panels reproduced with permission from: ESO/H. Boffin, AAAS (a); NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) (b,e); ESO (c,f); ESA/Hubble and NASA (d); Don Goldman (g); NASA/JPL-Caltech/UCLA, AAS/IOP (h); Oxford Univ. Press (i); Oxford Univ. Press (j).

Muchos son los modelos explicativos de esas raras formas.
Algunos son:
La rápida rotación de la estrella hace que la materia ecuatorial se aleje más rápido que el resto.
Los campos magnéticos intensos pueden enfocar la materia en haces colimados dirigiendo las partículas cargadas de la materia liberada.
Las estrellas binarias también pueden generar estructuras asféricas, donde una es la precursora de la NP y su compañera se encarga de deformarla.

En Sagita (la constelación de La Flecha) esta la NP catalogada como Abell 63, es el arquetipo de NP asférica con una binaria en su centro.

Imagen de Abell 63 crédito de David Jones (Instituto de Astrofísica de Canarias). Large format: PNG.

Es la primera NP en detectársele estrella de ese tipo en su centro. Se trata de la binaria eclipsante UU Sagita.
Una de ellas, es la progenitora de la NP. Esta nebulosa, tiene forma de “barril” donde el eje de simetría es perpendicular al plano orbital de las binarias.
Además, en lo que serían las “tapas del barril”, la NP tiene una estructura en emisión unos 1000 años más vieja que el resto de la nebulosa. Probablemente se habría formado en un episodio de transferencia de masa entre la progenitora y su compañera, la que está agrandada al doble de su tamaño normal.
Recientemente, las características de Abell 63 y su estrellas centrales son compartidas por otros sistemas.

Referencia:

Fuente:

pdp.