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Sólo por si estalla Betelgeuse.

Cuando está nublado es bueno salir con paraguas.
Mucho se ha dicho sobre la posible pronta explosión de Betelgeuse. Nada indica que lo haga en el presente siglo (Betelgeuse no estallá por ahora | pdp | https://paolera.wordpress.com/2019/12/29/betelgeuse-no-estallara-por-ahora/). Pero no será la primera vez que un evento natural nos sorprenda y debamos revisar los modelos explicativos, en este caso, de evolución estelar.

En caso de estallar, sólo deberemos disfrutar el espectáculo.
No hay peligro alguno para nosotros, ya que el evento se dará de 600 a 700 años luz (AL) de Casa y el riesgo de cercanía a una explosión de ese tipo está dentro de los 300 AL. Quizás… tal vez… algún satélite sufra daño en sus paneles solares. Al tener una noche parcialmente iluminada, algunos animales podrán alterar sus hábitos.

Unos observadores verán una fuente de luz durante el día (para los que tengan a esa estrella en el cielo diurno arriba del Horizonte) y otros tendrán una fuente similar a la luna llena en la noche.
Como sea, hay que disfrutar el espectáculo. Esa luminosidad irá disminuyendo en meses, y al año del evento, el cielo ya no será el mismo. Betelgeuse, que brilla en el firmamento observable a simple vista desde hace 40 mil años, ya no estará ahí.

pdp.

¿Ondas gravitacionales desde Betelgeuse?, parece que no.

Las ondas gravitacionales se generan en eventos donde están involucradas las masas de los cuerpos.
Los observatorios de este tipo de ondas LIGO y Virgo, las han detectado como producidas por la fusión de objetos masivos como estrellas de neutrones y agujeros negros.

El 14 de enero del 2020, ambos observatorios detectaron un tipo de onda gravitacional llamada destello o brote de ondas gravitacionales (burst gravitational wave).
Lo curioso es que provino de la dirección de la estrella Betelgeuse.

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Localización del brote gravitacional  – LIGO/Virgo 14 ene 2020 13:42 UTC.

Esta estrella mostró una importante disminución de brillo en días recientes, lo que dio origen a conjeturas según las cuales era inminente su estallido como supernova de tipo II  (SN).
Recordemos que esta estrella es una supergigante roja desde unos 40 mil años atrás, y como tal, es variable, en este caso, semirregular.
Los datos observacionales y los modelos de evolución estelar, indican que Betelgeuse seguirá sin estallar por al menos unos 100 mil años (Betelgeuse no estallará (por ahora) | pdp).
Por supuesto que existe la posibilidad de que esta estrella nos de una sorpresa. No será la primera vez que un evento inesperado nos obliga a revisar los modelos; pero en este caso, parece poco probable que Betelgeuse estalle durante este siglo.

Este tipo de ondas puede ser producido por una SN pero deberían durar más que esta detección, además, esta estrella aún no estalló.
¿Se trata de un aviso?, ¿realmente estas ondas se originaron en Betelgeuse o por casualidad su fuente está en la misma dirección?
Para algunos hay una tercera opción: esta detección no es real y se debe a un tipo de “ruido” o falla (glitch).

Referencia:

Fuentes:

pdp.

Betelgeuse no estallará por ahora.

Actualizada el 01/ene/2020 a las 18:12 HOA.
Para fines del año 2019 se comenta de la posible explosión de la estrella Betelgeuse.
Se ha detectado una notable disminución en su brillo (The Fainting of the Nearby Red Supergiant Betelgause), tanto que es apreciable a simple vista.
Es una de las estrellas más brillantes del cielo y de la constelación de Orión con una luminosidad 140 mil veces la Solar (antes podía leerse erróneamente 149 mil).

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Betelgeuse es la estrella abajo a la derecha de “las tres Marías” o cinturón de Orión – Imagen: Orión desde el patio – Crédito: Enrique Almada

Se trata de una masiva supergigante roja, con unas 20 veces la masa del Sol a unos 600 años luz (AL) de casa con un radio de unos 600 millones de Kms. Como toda estrella de su tipo, terminará en una colosal explosión de supernova.
Estos objetos, consumen Helio, luego de haber agotado el Hidrógeno. Cuando agotan el Helio, la autogravitación debida a su gran masa vence a la presión de radiación que se ve disminuida y colapsa generando su estallido, en este caso, como supernova de tipo II.
Los estudios indican que aún le queda suficiente Helio para durar unos 100 mil años más; luego su estallido aún no se dará pronto. Si bien ese tiempo no es un garantía y la estrella podría estallar antes, las posibilidades de que lo haga en este siglo son bajas.

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Imagen interferométrica de la fotósfera de Betelgeuse – Haubois (Observatoire de Paris) et al.

Como toda estrella de su tipo, presenta pulsaciones. Al hacerlo, su brillo varía debido a que al aumentar de tamaño adquiere más superficie para irradiar energía. Al disminuirlo, su brillo decrece porque se reduce la superficie por donde sale la luz. Esto se debe a que el brillo de las estrellas depende de su tamaño. En el caso de Betelgeuse, eso sucede cada unos 400 años. Pero también presenta procesos en su atmósfera que afectan su brillo en períodos que van de algunos meses a dos mil años. A eso hay que agregarle las convecciones de gases. Estos procesos llevan gas caliente desde el interior al exterior de la estrella donde entregan energía. En estrellas como Betelgeuse, estos procesos son más notables que en estrellas de tipo Solar, lo que colabora con la variación de su brillo. Todo esto, junto a otras rarezas observadas, hacen que exista la posibilidad de que coincidan los mínimos de luminosidad para una misma época y la estrella baje su brillo notablemente.

Cuando estalle, estaremos en las primeras filas para ver el espectáculo sin correr riesgos.
Una estrella supernova libera la misma energía que toda la galaxia. Luego, ese evento sería perjudicial para todo lo que esté cerca; su vecindario terminaría “frito”.
Para estar seguros, se debe estar a una distancia mayor a los 100 AL; algunos proponen 300 AL dependiendo de la explosión. Pero Betelgeuse está a 600 AL por lo que no sufriremos daños.
Su luz rojiza se volverá blanco azulada iluminando la noche al punto de producir algo de sombras y pudiéndose ver incluso de día. Luego de una semana, el brillo disminuirá y será el objeto más brillante del cielo por meses hasta apagarse definitivamente aproximadamente al año de la explosión.
A lo sumo, muchos seres vivos alterarán sus ciclos circadianos y hasta aumentarán las auroras polares. Quizás aparezcan problemas con satélites, pero nada grave.

Otras estrellas candidatas a supernovas dentro de los 1000 AL de distancia.

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Crédito: Dave Dickinson

Referencia:

pdp.

El sobre-masivo agujero negro LB-1

En las galaxias hay agujeros negros de diferentes masas.
Por un lado están los supermasivos en el centro de las galaxias con masas de varios millones de Soles. Por otro lado, están los de masas estelar. Son el resultado de la muerte explosiva de una estrella masiva que deja un núcleo compacto del que no puede escapar ni la luz. Éstos podían tener hasta unas 30 masas Solares. En el medio, se encuentran los de masa intermedia. Son difíciles de hallar, se los supone en el centro de los cúmulos globulares y tienen masas de cientos a varios miles de Soles.

Se estima que en nuestra Galaxia hay unos 100 millones de agujeros negros estelares.
Según las teorías evolutivas, las estrellas masivas pierden masa en forma de viento estelar. En su vigorosa vida, no sólo irradian energía sino que también expulsan materia. Eso hace que en el final de sus vidas, luego de estallar, no dejen un núcleo de más de unas 20 a 30 masas Solares.

A unos 15 mil años luz de casa, se encontró un agujero negro de unas 70 masas Solares. Clasificado como LB-1, su descubrimiento también fue algo interesante.
La mayoría de los agujeros negros son detectados por radiación en rayos X. Están rodeados de materia que cae en forma de remolino sobre ellos. En ese proceso, la materia autofricciona, se recalienta y emite rayos X desde las vecindades del objeto, desde donde aún puede escapar la luz.
LB-1 no emite rayos X por lo que no está rodeado de materia; si lo estuvo, ya la consumió toda.
Se encontró una estrella de 8 veces la masa del Sol, orbitaba con un período de casi 80 días en torno a un objeto no visible de unas 70 masas Solares.
Ese objeto invisible resultó ser este agujero negro sobre-masivo ya casi en el borde de la masa intermedia.

Video: Monster Stellar Black Hole Found In Our Galaxy.

Cosmoknowledge

Referencia:

Fuente:

pdp.

 

Primer mapa de un Púlsar (J00300).

Los Púlsares, son el resto evolutivo de una estrella masiva que explotó.
Luego de estallar, la estrella deja un núcleo tan compacto que sus electrones y protones se unen en neutrones. Tienen el tamaño de una luna y rotan varias veces por segundo, algunos lo hacen hasta miles de veces. Reciben su nombre a que irradian energía concentrada en dos direcciones opuestas a manera de faro, lo que provoca la detección de pulsos de energía.
Eso se debe a que los polos magnéticos y los del eje de rotación no coinciden. Luego, a medida que rota, los polos magnéticos describen un círculo alrededor de los polos y afectan las partículas cargadas del gas que lo rodea haciendo que emita en forma de faro.

El Púlsar J0030+0451, a unos 1100 años luz de casa en Piscis, fue observado por el explorador de composición interior de estrellas de neutrones (NICER – Neutron Star Interior Composition Explorer)
Estos objetos son tan masivos que curvan el espacio a su alrededor haciendo que se pueda observar detalles de su parte trasera cercanos al borde aparente o limbo. De esta manera, muestran un borde aparente mayor y aparecen como de mayor tamaño al real.

Este objeto resultó tener un diámetro apenas de casi 26 Kms. con una masa de casi 1,5 veces la del Sol y rota miles de veces por segundo. La Luna tiene unos 3000 Kms de diámetro.
Imaginemos una esfera 115 veces menor a la Luna, con una masa de un Sol y medio girando miles de veces por segundo.
Lo interesante son las características superficiales que se ha logrado tener por primera vez para un Púlsar. Se han observado regiones calientes (hot spots) de millones de grados todas en el hemisferio sur, lo que contradice los modelos actuales.

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Mapas del Púlsar J00300 según dos grupos de investigadores – crédito: Goddard Space Flight Center/ NASA.

Un grupo de investigadores observó dos hot spots, uno circular y otro estirado en forma de “fina luna creciente(imagen de la izquierda). Otro grupo observó dos manchas calientes alargadas y una tercera algo más fría casi sobre el polo sur (imagen de la derecha). Todo sugiere que el campo magnético de estos objetos, relacionado a estas manchas calientes, es más complejo de lo pensado.

Otra vez cambiamos preguntas por otras más complejas.

Video: NASA’s NICER Reveals 1st-ever Pulsar Surface Map.

NASA Goddard

Referencia:

Fuente:

pdp.

El modelo de Eta Carinae.

Eta Carinae (Eta Car.) es una supernova impostora o falsa supernova.
Las estrellas nova, estallan al recibir materia de una compañera donante. Eso las “vigoriza” y estallan para luego recuperarse y continuar así mientras reciban materia.
Las supernovas, pasan por el proceso de donación de materia por parte de una compañera, pero a mayor escala. De esta forma, estallan de manera descomunal y no se recuperan; dejando un núcleo estelar compacto (una estrella de neutrones o agujero negro). Algunas supernovas estallan al colapsar por autogravitación debido a su gran masa; es como que se derrumban sobre ellas mismas.
En el medio, están las falsas supernovas o impostoras. Estrellas que estallan de manera colosal pero sobreviven; digamos que son estrellas “zombies” porque fingen su propia muerte. Hay varias casos de estrellas zombies; por ejemplo la catalogada como SMCN 2016-10a (La zombie SMCN 2016-10a | pdp, https://paolera.wordpress.com/2017/10/13/la-zombie-smcn-2016-10a/).
Son todas variables azules luminosas, precursoras de estrellas de tipo Wolf – Ryet.

Eta Car. es una estrella de este tipo (¿Puede una estrella fingir su propia muerte? (Si, puede) | pdp, https://paolera.wordpress.com/2017/03/22/puede-una-estrella-fingir-su-muerte-si-puede/)
En 1843, esta estrella brilló tanto que se convirtió en la segunda estrella más brillante de la noche superada sólo por Sirio, Alfa Can Mayor. Luego, comenzó a disminuir de brillo hasta que Hoy se la observa sólo con telescopios. A unos 7500 años luz de casa, en la constelación del Navío, en la región de la Quilla, está rodeada de materia remanente de supernova y para sorpresa se todos sigue activa y vigorosa con sus 100 masas Solares.

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Imagen de Eta Car de Wikipedia – autor: Nathan Smith (University of California, Berkeley), and NASA.

Tiene una compañera de unas 30 veces la masa del Sol pobre en Hidrógeno. Luego, se piensa que Eta Car. estalló al recibir materia de esa donante, pero esto aún no justifica que siga activa.

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Imagen del sistema binario Eta Car A y Eta Car B con un período de unos 5,5 años. – NASA’S GODDARD SPACE FLIGHT CENTER HOMUNCULUS NEBULA IMAGE COURTESY OF NASA/ESA/HUBBLE SM4 ERO TEAM.

Para eso hace falta más masa y ésta pudo venir de otra compañera.

El modelo sugiere un sistema triple; Eta Car A; Eta Car B y Eta Car C.

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Ilustración de evolución del sistema triple de Eta Car (de izquierda a derecha desde arriba hacia abajo)  – NASA, ESA, AND A. FEILD (STSCI).

Eta Car B, la compañera más cercana a Eta Car A, entró en la etapa de gigante, por lo que creció y por su cercanía entregó materia a Eta Car A. Eso explica su poca cantidad de Hidrógeno.
Ante la disminución de masa, la donante se alejó de Eta Car A pasando cerca de la más alejada, Eta Car C. Ésta sufrió un tirón gravitatorio que la llevó hacia Eta Car A, precipitando sobre ella y siendo asimilada. Eso provocó la colosal explosión.
Eta Car A conserva la suficiente masa para seguir activa, hasta que en algún momento consuma su hidrógeno, se convierta en una gigante azul de tipo Wolf – Ryet y termine estallando como una verdadera supernova, etapa de la cual no sobrevivirá.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La mínima órbita circular estable en un agujero negro (¿cuánto puede comer un agujero negro?)

Los agujeros negros son regiones del espacio de los que no escapa ni la luz.
Recordemos que para escapar de la gravedad de un cuerpo, hace falta alcanzar la velocidad de escape. Ésta depende de la gravedad, la que depende de su masa y de la distancia al objeto.
Cuando una estrella masiva colapsa, aumenta la gravedad en su superficie porque disminuye la distancia a su centro manteniendo toda la masa debajo de la superficie. Fuera de ella, la gravedad es la misma para una determinada distancia. Luego, para escapar de la superficie de la estrella mientras colapsa, hará falta cada vez más velocidad. Estando fuera de ella, la velocidad es siempre la misma para una determinada distancia. A mayor distancia, menor gravedad y menor será la velocidad de escape.

En el colapso, se llega a un radio límite (radio de Schwarzschild) a partir del cual ni la luz escapa. Nace así una región del espacio llamada agujero negro. Como la velocidad de la luz es un límite físico, nada la supera y por lo tanto nada puede escapar de un agujero negro. La estrella (o estrella de Plank) puede seguir colapsando, pero eso no lo notaremos porque a partir del radio límite nada se observa. Por ese motivo, a ese radio también se lo llama horizonte de sucesos.

Video: La NASA distorsiona el tiempo y el espacio en un agujero negro.

La pregunta es ¿cuánto puede “comer” un agujero negro?
Nada escapa de él. Los hay de masas estelares (varias veces la masa del Sol), de masas intermedias (de cientos a millones de masas Solares) y supermasivos en el centro de las galaxias (millones a decenas de miles de millones – nuestro tiene 4 millones de masas solares – ).

Además del horizonte de sucesos, hay otro parámetro a tener en cuenta. Se trata de la mínima órbita circular estable (MOCE); o sea, la órbita circular más cercana que se puede tener en torno a un agujero negro.
Recordemos que la órbita es un caso particular de caída libre (Qué es estar en órbita | pdp, https://paolera.wordpress.com/2013/02/06/qu-es-estar-en-rbita/).
A menor distancia, necesitaremos más velocidad para estar en órbita; de lo contrario, caeremos en forma de espiral. A mayor velocidad, escaparemos de la órbita. Luego, existe una velocidad que nos permite estar en órbita estable, una caía libre que es un equilibrio entre el escape y la caída en una trayectoria curva.
Pero la mínima orbita (o las más cercana al agujero negro) implica la mayor velocidad posible, y esa es la velocidad de la luz. O sea que la MOCE es la que tiene un objeto moviéndose a la velocidad de la luz.
La MOCE tiene dos propiedades:
1 – dentro de ella nada escapa y cae en espiral al agujero negro.
2 – sobre ella, la partícula nunca escapará ya que no se puede superar la velocidad de la luz.
Luego, la MOCE determina qué está y qué no está condenado a caer en el agujero negro.
Más allá de la MOCE, las cosas aún pueden escapar. Lejos, la materia siente más la gravedad de sus vecindades que la del agujero negro y no sólo puede escapar sino que puede colapsar y formar estrellas. Es así que las galaxias no sucumben a su agujero negro central.
A medida que el agujero negro se alimenta y crece a costa del material que lo rodea, aumenta su horizonte de sucesos y su MOCE. Pero la materia que lo rodea no es infinita. Llega un momento en que ésta es menor y su alimento comienza a escasear. Cuando haya terminado con todo el material que lo rodea, sólo podrá desgarrar algo de materia de algún cuerpo que pase por su MOCE, los que no son tan abundantes. Luego, sólo le quedarán los que caigan directamente a él, los que son menos abundantes aún.
Si bien en una fusión de galaxias los agujeros negros supermasivos se unen formando colosales monstruos, nunca absorberán toda la galaxia resultante, su tamaño estará limitado. Así, si bien pueden alimentarse por siempre, no tienen toda la materia a su disposición.
Haciendo números en base a estas ideas, se estima que un agujero negro supermasivo no llega a crecer más de 270 mil millones de veces la masa del Sol.

Referencia:

Fuente:

pdp.