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La curiosa caraterística de las SNs ricas en Calcio.

Las estrellas son los lugares donde se sintetizan los elementos y compuestos químicos.
Cuando las masivas estallan como supernovas, retornan material enriquecido el espacio, parte de él se sintetizó en su interior y otra se produjo en la explosión. De ahí que nuestra química provenga de las estrellas; por eso se dice que somos hijos de la estrellas (https://hipertextual.com/2017/04/frase-mas-famosa-carl-sagan).

La supernova SN 2005E mostró ser rica en Calcio.
Esta SN se dió en las afueras (muy afuera) de la galaxia NGC 1032, casi en el espacio intergaláctico, mostrando una masa eyectada de tan sólo 0,3 veces la masa del Sol, donde del 40% al 50% de esa materia era Calcio.

En la imagen (a) se observa la galaxia NGC 1032 antes del evento de SN. En la (b) se señala la clara evidencia del evento SN 2005E.- Crédito de la imagen en la referencia al pie de este artículo.

No se ajustó satisfactoriamente a los modelos conocidos.
La falta de Hidrógeno descartó que se trate de una SN de tipo II. La ausencia de Silicio, la poca masa eyectada y el modesto brillo descartaban que sea de tipo Ia. La cantidad de masa eyectada tampoco estaba de acuerdo con una estrella masiva involucrada en las de tipo Ib.

El modelo más probable indicaba que se trató de una binaria de enanas blancas, dos restos evolutivos de estrellas de tipo Solar. Una de ellas donó masa a la otra lo que produjo la detonación de ese material en las capas superficiales de la receptora.
Con el tiempo, se hallaron más SNs ricas en Calcio y también se encontró evidencias de este tipo de SNs en los registros de este tipo de eventos.

No sólo compertían las mismas características, sino que, sorprendentemente, todas se habían dado en las regiones exteriores de su galaxia, incluso fuera de ellas.

Las estrellas hiperveloces se ven aceleradas a velocidades que les permite escapar de sus galaxias hospedantes. El proceso puede ser un encuentro cercano con una estrella muy masiva o incluso un agujero negro. En ese encuentro (no se trata de un choque directo) los objetos se aceleran mutuamente y el menos masivo siente la mayor aceleración. En ese “reboleo” sale disparado.

¿Cómo es que todas las SNs ricas en Calcio están muy alejadas de sus galaxias?; ¿es posible que esas binarias progenitoras de SNs ricas en Calcio sean hiperveloces?

Referencia:

pdp.

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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.

¿Y las estrellas ultramasivas?

La detección de ondas gravitacionales abre una nueva ventana en la Astronomía.
Estas ondas se producen en un evento donde intervienen objetos masivos.
Cuando dos objetos se orbitan mutuamente en un sistema binario, emiten ondas gravitatorias o gravitacionales. La amplitud de esas ondas depende de las masas involucradas. Su frecuencia, depende de la frecuencia orbital del sistema binario.
Si los cuerpos comienzan a precipitarse, a medida que se acercan aumentan su velocidad orbital. Eso se debe a lo que se conoce como conservación del momento angular, el mismo principio por el que un patinador gira más rápido o más lento a medida que acerca o aleja los brazos del cuerpo.
De esta manera, la frecuencia de las ondas gravitatorias aumenta a medida que los cuerpos se acercan, y la onda llega a su máximo de intensidad cuando ambos, finalmente, chocan y se fusionan.

LIGO ( https://www.ligo.caltech.edu/) y Virgo (https://www.ego-gw.it/public/about/whatis.aspx), son dos sistemas detectores de ondas de este tipo.
Por el momento, detectan las producidas por fusiones de objetos masivos. Toda fusión de estrellas binarias produce ondas gravitatorias, pero nuestros sistemas aún no llegan a detectar a las producidas por fusión de estrellas de baja masa por un tema de sensibilidad. Así es cómo, por ahora, detectamos las relacionadas con la fusión de objetos de mayor masa.
Hasta fines del año 2018, se han detectado 11 ondas gravitacionales. De ellas, sólo una está relacionada con la fusión de estrellas de neutrones con masas de 1,5 y 1,3 masas Solares respectivamente. El resto corresponde a fusiones de agujeros negros, y acá aparecen los datos curiosos.

La detección relacionada con la fusión de las mayores masas corresponde a agujeros negros de 50,6 y 34,3 masas Solares. Es decir que no se detectaron eventos relacionados con agujeros negros mayores a las 50 masas Solares, ¿por qué…?
Puede ser que los agujeros negros más masivos que 50 masas Solares no suelan estar en sistemas binarios. También, podría ser que no sean muy comunes, por eso no se los encuentra en sistemas binarios. Luego, las estrellas ultramasivas que los generan no serían muy comunes, al menos en sistemas binarios.

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En el gráfico se muestran las masas involucradas en las detecciones en unidades de masas Solares.
Se han detectado masas mayores a las medidas con anterioridad por otros métodos, tales como observaciones en Rayos X mostradas en color violeta.
En azul se grafican las masas involucradas en la fusión de agujeros negros detectadas por LIGO y Virgo; nótese que ninguna supera las 50 masas Solares.
En amarillo se muestran las masas de estrellas de neutrones. Finalmente se señala en color anaranjado las masas de la binaria de neutrones que se fusionó dando origen a la única detección de ese tipo hasta ahora.

¿Qué pasa con la detección de fusiones de agujeros negros supermasivos?
Cuando dos galaxias se fusionan, sus agujeros negros centrales supermasivos se orbitan mientras van precipitando entre sí, hasta que finalmente de fusionan. Según sea la rotación (spin) de los involucrados, el agujero negro resultante puede quedar en el centro de la galaxia resultado de la fusión, o puede salir despedido como agujero negro en retroceso.
En ambos casos se producen tremendas ondas gravitatorias.
Si observamos galaxias resultantes de una fusión y hay evidencias de agujeros negros en retroceso, como por ejemplo B3 1715, aparentemente expulsado de ZwCl 8183 (pdp, 23/mar./2017, Un agujero negro en retroceso, https://paolera.wordpress.com/2017/03/23/un-agujero-negro-en-retroceso-viajero/), ¿por qué no detectamos esas ondas que debieron producirse?

agujeriSuelto

Imagen publicada en el trabajo de J. J. Condon et al.. La Cruz señala el centro de la galaxia y el círculo señala al agujero negro solitario.

Bien, por un lado, cuando se dieron esos eventos aún no disponíamos de los sistemas detectores de ondas gravitatorias. En realidad no teníamos la Astronomía que Hoy tenemos y en particular, nosotros no existíamos aún.
Por otro, si bien la fusión de galaxias es algo factible, y de hecho las galaxias crecen de esa manera, no son eventos frecuentes.
Sólo hay que esperar.

Referencia:

pdp.

Las auroras de SIMP J01365663+0933473.

En Astronomía, la masa suele ser el parámetro aleatorio que establece el tipo de objeto que es un astro.

Es la masa, además de la composición, la que distingue estrellas de planetas y sus tipos.
Así es como existen estrellas fallidas, objetos que no llegan a detonar el Hidrógeno que puedan tener. Se las conoce como Enanas Marrones (EMs). Tienen masas entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter. Emiten energía en bajas frecuencias básicamente por contracción; por su baja masa, no presentan reacciones nucleares. Por encima de las 80 masas jovianas, comienzan a brillar como estrellas propiamente dichas (https://es.wikipedia.org/wiki/Enana_marr%C3%B3n).

Masas gaseosas menores, son catalogadas como planetas gaseosos o Jovianos (similares a Júpiter).
Como siempre, el límite entre Jovianos y EMs es algo “difuso”. Con objetos con masas entre Jovianos y EMs, se puede hablar de superjovianos o EMs de baja masa.
Por lo general, si un objeto de este tipo está orbitando una estrella se lo cataloga como planeta gaseoso súper gigante o superjoviano; y si está aislado, como EM de baja masa.

Pero hay objetos aislados con masas menores a una EM de baja masa.
En este caso se trata de planetas gaseosos errantes, de los cuales ya hay varios detectados, por lo que serían comunes (pdp, 07/jun./2011, Planetas errantes, https://paolera.wordpress.com/2011/06/07/planetas-errantes/).

Un ejemplo de este tipo de objetos es el catalogado como SIMP J01365663+0933473 (SIMP J0136). Se encuentra vagando a 20 años luz de Casa en un grupo estelar conocido como Grupo Cercano de Carina.
Se trata de un grupo de estrellas de unos 200 millones de años de edad, donde algunas fallidas dieron origen a objetos como SIMP J0136.
Este errante tiene una masa de una docena de Jovianos, por lo que está cerca de la masa mínima de una EM y planeta errante superjoviano.

Con un campo magnético 200 veces el de Júpiter, este objeto presenta emisiones en radio-ondas típicas de las que se originan en auroras como en la Tierra (y otros planetas del Sistema Solar).

Brown Dwarf Artist's Conception

Ilustración crédito de Chuck Carter, Caltech, NRAO/AUI/NSF

Cuando el viento Solar rico en partículas cargadas llega a un planeta con un cierto campo magnético, esas partículas interactúan con ese campo, son desviadas hacia los polos magnéticos cercanos a los geográficos e interactúan con la atmósfera excitándola y produciendo las auroras. Es en esa interacción donde se produce también una particular radiación en radio-ondas.
Y aquí es donde aparece el evento curioso.
Si SIMP J0136 es errante, no siente el viento estelar de una estrella hospedante para tener auroras. Además, se encuentra alejado de las estrellas del grupo de Carina como para que los vientos estelares las provoquen.
Luego, de algún lado provienen las partículas cargadas que producen esas auroras.
Se conjetura que está acompañado de un objeto de masa planetaria de donde recibe gravitacionalmente la donación de materia. Así es como le llegan partículas cargadas que interactúan con su campo magnético y capas superiores de su atmósfera originando las auroras.

Referencia:

Fuente:

pdp.

El inusual crecimiento de SN 2018oh.

Artículo actualizado al 05/dic./2018 a las 15:20 HOA (GMT -3).
Las supernovas (SNs) son la colosal muerte de estrellas masivas.
Luego del estallido, queda un núcleo colapsado formando una estrella de neutrones, que puede terminar agujero negro, rodeada de material remanente de la explosión.

Si bien es conocido el proceso que genera semejante explosión que las hace brillar más que toda la galaxia donde habitan, hay detalles que aún se deben mejorar.
Un tipo se SN son las Ia.
Éstas se producen cuando una estrellas de tipo enana blanca (resto evolutivo de una estrella de tipo Solar) recibe masa de una compañera. Esta donante puede ser una gigante roja u otra enana que precipita sobre su compañera.
Los orígenes del evento de SN dan información de cómo se produjo la donación de materia que, la que al superar la tolerancia de la receptora, hace que ésta se desmorone sobre ella misma en cuestión de segundos generando tremenda explosión. Así es muy importante observar las primeras evoluciones del aumento de brillo, cosa que no siempre ocurre.

Los modelos indican cómo debe aumentar gradualmente el brillo hasta llegar a un máximo. Luego viene una disminución paulatina, menos rápida que el aumento inicial.
La SN 2018oh de tipo Ia fue observada desde sus primeras horas de evolución, y durante las 4 horas iniciales, tuvo un crecimiento inusual, mostró un brillo adicional.

Image

Imágenes donde se muestra la galaxia hospedante de la SN 2018oh antes de su aparición (fila de arriba) y luego de su detección (fila de abajo) – Créditos visibles en las imágenes.

Primero se pensó que ese fulgor extra se debió al choque con su compañera. Pero el análisis de esa radiación no se corresponde con un proceso de colisión.
Otra idea es que la radiación inicial del evento, “chocó” con una estrella provocando que ésta irradie esa energía adicional; pero tampoco este proceso parece ajustarse a lo observado.
Si bien los estudios deben continuar, lo más aceptado es que se trató de una distribución de radiación expulsada en forma inusualmente despareja.

La explosión en un evento de SN, no es uniforme como se puede pensar. La energía liberada no necesariamente es expulsada de la misma forma en todas las partes de la estrella ni al mismo tiempo. Puede darse que inicialmente en algunas regiones se libere más energía que en otras, dando origen a una estallido “desordenado” que en instantes se generaliza.
Hay evidencias de estallidos asimétricos que empujaron a la estrella de neutrones resultante fuera del centro del remanente de la explosión (pdp, 04/jun./2013, Explosiones asimétricas…, https://paolera.wordpress.com/2013/06/04/explosiones-asimetricas-en-supernovas-entregan-grandes-impulsos-a-estrellas-de-neutrones-y-a-agujeros-negros/).

En este caso, se pudo dar una explosión muy asimétrica donde la mayor parte de la energía vino en nuestra dirección de observación. Así, en el mismo tiempo que hubiéramos detectado la energía proveniente hacia nosotros, también detectamos la que debería haber salido en otras direcciones. Esto podría haber dado origen a la energía adicional recibida.

Referencia:

Fuentes:


Actualización del 05/dic./2018 a las 15:20 HOA.
La SN 2018oh de dió en la galaxia UGC 4780 a unos 160 millones de Años Luz de Nosotros.

Referencia:


pdp.

El telescopio espacial James Webb podría confirmar la estructura de la materia obscura.

La elusiva materia obscura podría mostrar interacciones no gravitatorias con la materia ordinaria de los albores de Universo.

Esta materia es la que mantiene unida a las galaxias. En sus filamentos colapsó la materia ordinaria dando origen a las estructuras galácticas, las que son enjambres enormes de estrellas que conviven con materia ordinaria.

Video: The first stars turning on in the Universe.

Ethan Siegel
Publicado el 23 ene. 2015.
Animation / simulation by NASA’s Spitzer Space Telescope team of the formation of the first stars in the Universe.

Pero la materia obscura sólo interactúa con la ordinaria en forma gravitacional, de ahí su calificativo de obscura. Lamentablemente al menos hasta ahora no se observó ni detectó materia obscura que no sea por su acción gravitatoria.

Sabemos que los eventos ultralejanos, se dieron en el origen del Universo. También sabemos que la energía o radiación proveniente de esos eventos o de las fuentes involucradas, llega a nosotros “corrida” a longitudes de onda mucho mayores por un efecto relativístico. Así es como vigorosos eventos energéticos ultralejanos dados en longitudes de onda cortas, nos llegan en longitudes de onda mayores, en el infrarrojo, infrarrojo cercano y más allá; en luz donde nuestros telescopios no son sensibles.
Nos estamos perdiendo una ventana de observación.

El Universo es activo en la longitud de onda de 21 cm. observable con radiotelescopios. En esa longitud de onda el Hidrógeno emite naturalmente.
Las nubes de Hidrógeno lejanas, las primeras en darse en el Universo, envían esa actividad en 21 cm. la que nos llega corrida más aún hacia longitudes de onda mayores.
En observaciones del Universo joven realizadas en esas longitudes de onda, se detectó radiación estelar de cuando el Universo tenía apenas 180 millones de años de edad.
Aquí hay un enorme descubrimiento, las primeras estrellas ultralejanas.

Además, estas estrellas están interactuando con el Hidrógeno que las rodea. Analizando esos escenarios, se detectó que el Hidrógeno irradió en esa frecuencia entre los 180 millones y 260 millones de años de edad del Universo. Lo sorprendente es que estaba más frío de lo esperado.
Los modelos actuales (standard) no explican esa menor temperatura observada. Algo se está escapando en los modelos standard. Así, surge la idea de que ese proceso de enfriamiento se deba a interacciones del Hidrógeno primordial (materia ordinaria) con materia obscura.
De ser así, sería la primera evidencia de interacción entre ambos tipos de materia que no sea de manera gravitacional. Pero esto debe confirmarse con observaciones hechas en esa ventana que nos estamos perdiendo.

El telescopio espacial James Webb, aún en tierra, será sensible a las longitudes de onda del infrarrojo necesarias para obtener datos del Universo en esa ventana observacional que nos estamos perdiendo.
Luego, este instrumento podría llevar a otro gran descubrimiento: la interacción no gravitatoria entra la materia obscura y la ordinaria en los albores del Universo, lo que está relacionado con las partículas componentes de la materia obscura y sus propiedades.
Cha, cha, cha, chaaaaaaaannnn…. (continuará).

Referencia:

Fuente:

pdp.

HD 186302, ¿una gemela del Sol?

Las estrellas nacen en grupos en complejos moleculares.
Muchas protoestrellas se unen dando origen a estrellas grandes masivas. Otras se asocian en sistemas múltiples. También hay encuentros, de tal forma que muchas salen de su “nursery”. Algunas con altas velocidades, otras no, todas son hermanas de composición similar por nacer de la misma nube progenitora. Los grupos o cúmulos de estrellas nacientes duran poco, alrededor de unos 200 millones de años, depende de la masa del cúmulo y de las propiedades de la galaxia. En el caso de nuestro Sol, su cúmulo ya se disgregó.

Es bueno hallar estrellas hermanas del Sol. Así podremos saber más de sus orígenes o incluso el lugar donde nació.
Para buscar estrellas hermanas del Sol, hay que buscar las de composición, edad y dinámica similares a nuestra Estrella (después de todo nacieron todas juntas bajo condiciones muy similares). Con un estudio espectroscópico se hallaron estrellas de composición (y tipo espectral) similar al Sol. Con observaciones astrométricas (realizadas con el satélite GAIA) se seleccionaron las que tenían dinámicas compatibles con la del Sol.
Así, de entre unas 17 000 candidatas, sólo quedó una como muy posible de ser hermana y hasta gemela del Sol.

Se trata de la estrella catalogada como HD 186302 (https://es.wikipedia.org/wiki/HD_186302)

Ubicación de HD 186302 – Stellarium.

Se encuentra a unos 184 años luz de casa en la constelación del Pavo (magnitud aparente 8,4)

Su composición (tipo G3 V) es idéntica a la Solar (G2 V). Su edad es de unos 3 800 millones de años, la del Sol es de 4 300 millones de años, esto ofrece una diferencia del orden de 500 millones de años, lo que en la vida de una estrella son poca cosa.

Sería muy interesante retrogradar a ambas estrellas en sus órbitas para detectar dónde estaban muy cerca como para hallar su lugar de nacimiento. Esto es poco confiable ya que las estrellas pudieron ser perturbadas en sus órbitas pasando cerca de otras, además, el resultado depende mucho del modelo de Vía Láctea adoptado.

La idea es, también, hacer un estudio en busca de posibles exoplanetas en esa estrella. De tenerlos, y de ser tipo Tierra en zona habitable, sería razonable esperar que en ellos se halla dado la vida como en Casa; después de todo, venimos de elementos de la misma nube protoestelar.

Referencia:

Fuente:

pdp.