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Una enana blanca en plena fase de contracción.

Las estrellas enanas blancas (EB), son el resto evolutivo de una estrella de tipo Solar.
Son del tamaño de un planeta, han agotado el hidrógeno (H) y el helio (He), tienen un núcleo de carbono y brillan por contracción quemando el poco H y He que les queda en las capas superiores.
Luego de pasar por la de gigante roja, comienzan la contracción hace su etapa final.
Todas las EB conocidas fueron halladas en esa fase, nunca se observó una en proceso de contracción; hasta ahora.

La binaria HD 4978/RX J0648-4418 es de tipo peculiar a 2000 años luz de casa en la constelación de Puppis.
Una de ellas, es un objeto compacto, con una rotación cada 13 segundos, por lo que se trataría de una EB o una estrella de neutrones. Está tomando materia de su compañera, y en esa acreción, se generan rayos X por recalentamiento de la materia en la autofricción. Como siempre sucede en este tipo de binarias, el objeto compacto sufre en su rotación los efectos del material que recibe.

Pero en este caso, no se observa la acción de la acreción en la rotación; es más, la velocidad de rotación del objeto compacto va en sostenido aumento disminuyendo su período en 7 mil millonésimas de segundo (7 nanosegundos) al año.

Todo se ajusta a un modelo de EB de 2 millones de años como tal, con una masa poco mayor a la del Sol (1,2 masas solares), en pleno proceso de contracción.
Al hacerlo, la conservación del momento angular se encarga de aumentar la rotación, como sucede con al patinador que junta los brazos para aumentar la velocidad de giro (https://es.wikipedia.org/wiki/Momento_angular).
Con un radio de unos 5000 Km. (la Tierra tiene 6300 km) se contrae a razón de 1 cm. anual.

Ilustración de EB con material en acreción crédito de LOMONOSOV MOSCOW STATE UNIVERSITY.

Esta es la primera EB observada en fase de contracción.
Eso se debe a que en este sistema, la materia en acreción colabora con el brillo de la estrella y no afecta su rotación; todo en suma permitió detectar el aumento constante en rotación como consecuencia del proceso de contracción.

Referencia:

Fuente:

  • MNRAS 000, 000–000 (2017) Preprint 8 November 2017, A young contracting white dwarf in the peculiar binary HD 49798/RX J0648.0–4418 ?, S. B. Popov et al.
    https://arxiv.org/pdf/1711.02449.pdf

pdp.

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HS 2231+2441, una binaria donde una estrella ayudó a envejecer a la otra.

Las estrellas de tipo HW Virgo (HW Vir) son binarias de enanas de baja masa, algunas eclipsantes (se eclipsan mutuamente provocando variaciones aparentes de brillo), muy raras de hallar y de interesante evolución.

Primero recordemos rápidamente cómo evoluciona una estrella de tipo Solar.
Cuando la estrella agota su hidrógeno, comienza la etapa consumo de helio. El consumo de ese elemento y del hidrógeno de sus partes exteriores hace que se convierta en una gigante roja. Al agotar el helio comienza la contracción a enana, dejando una nebulosa planetaria en expansión. Finalmente queda como una enana blanca, un objeto compacto y caliente alimentado por la contracción, por no poder detonar los elementos más pesados de su interior.

En las de tipo HW Vir, la expansión de una de ellas en su etapa de gigante (antes de pasar a enana blanca), hace que cubra a su compañera. Así estas estrellas comparten envoltura gaseosa en algún momento de sus vidas.
La compañera fricciona con el material que la rodea, mientras la orbita desde dentro de ella. Eso provoca fricción y que espirale hacia su compañera, y que se generen turbulencias que disipan y eyectan la envoltura (pdp, 14/ago./2015, Nueva HW Vir, https://paolera.wordpress.com/2015/08/14/nueva-hw-vir-a-agosto-del-2015/)

El caso de HS 2231+2441, es un ejemplo de las escasas variables eclipsantes de tipo HW Vir.
En este caso, se trata de una enana blanca de baja masa (sub-enana) de 0,2 a 0,3 masas solares como estrella pricipal (por su brillo) y una enana marrón de unas 0,04 masas solares como secundaria (https://es.wikipedia.org/wiki/Enana_marr%C3%B3n).

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Ilustración crédito: Credit: FAPESP

En este sistema, la enana marrón absorbió materia de su compañera cmpartían la envoltura gaseosa. Esa materia no alcanzó para hacerla más activa. Pero al colaborar con la disipación de esa materia generada por la principal, ayudó a que se eyecte esa materia de su compañera disminuyendo así la materia que ésta podría seguir quemando. Esto aceleró el proceso evolutivo de la estrella primaria, haciendo que se quede antes de tiempo sin helio que consumir.

Referencia:

Fuente:

  • Mon. Not. R. Astron. Soc.Printed 17 August 2017, HS 2231+2441: an HW Vir system composed by a low-mass white dwarf and a brown dwarf ?, L. A. Almeida et al.
    https://arxiv.org/pdf/1708.04623.pdf

pdp.

vM2, la primer estrella con evidencias de un sistema asteroidal.

Muchas veces dije y lo repito, los objetos raros van a la bolsa de los objetos raros; el problema es cuando esa bolsa se llena.

Allá por 1917, se descubrió por accidente una estrella de rápido movimiento. Sabiendo que las estrellas se mueven rápido y que la distancia “disimula” esa velocidad; esta estrella estaba cerca o era una estrella de rápido movimiento.

Maanen A van 583.jpg

A. van Maanen – Imagen: Wikipedia

Se la catalogó como vM2 por su descubridor Adriaan van Maanen. El núnero “2” hace referencia a que era la segunda estrella de rápido movimiento propio que había observado.
Resultó estar cerca y ser un objeto caliente, pero su brillo no estaba de acuerdo a esa cercanía de tan sólo 14 años luz. En resumen, se trataba de una enana blanca cercana, por eso se notaba tanto su movimiento y tenía bajo brillo.
Estas estrellas son el resto evolutivo de estrellas de tipo Solar.
Cuando una estrella de tipo Solar envejece, se transforma en una gigante roja. Su gran tamaño hace que haya mucha superficie para irradiar, por eso son tan brillantes aunque superficialmente sean mas bien frías. Luego de “toser” algo de materia, se contrae dejando alejar sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria y queda como un objeto compacto, del tamaño de un planea como el nuestro y caliente; o sea, una enana blanca. Su brillo es modesto debido a su pequeña superficie que no permite una cómoda salida de la radiación.
El brillo de una estrella depende de su radio.

Las enanas blancas tienen tienen sus capas exteriores ricas en Helio e Hidrógeno, permitiendo que elementos más pesados precipiten a su interior.
Pero vM2, era abundante en Hierro, Calcio y Magnesio; cosa rara porque esos elementos precipitan pronto, astronómicamente en unos 100 mil años, y las enanas blancas tienen miles de millones de años. Ahí fue a la bolsa de los objetos raros.
Con el tiempo fueron descubiertas más enanas blancas de similares características. La bolsa de esas enanas blancas raras se estaba llenando. ¿Qué hacía que tengan esos elementos pesados tan presentes? Algo estaba donándoles esa materia. ¿Qué?
Muy fácil: un sistema de asteroidal; rocas y escombros que precipitaban sobre ellas.

Así vM2, en 1917 se transformó en la primera estrella con evidencias de un sistema de cuerpos fríos orbitándola. Claro que eso no se supo sino hasta muchos años después, cuando se investigó las causas de tantos elementos pesados en enanas blancas.

Sucede que estas estrellas, como resultado de la evolución de una estrella como el Sol, no es raro que tengan planetas a su alrededor (eso hoy es más sabido que antes con la gran cantidad de exoplanetas hallados).
Cuando la estrella envejece transformándose en gigante roja, y luego en enana blanca después de soltar materia en forma de nebulosa planetaria, provoca inestabilidades gravitatorias que bien pueden hacer chocar a los planetas que la circundan.
Eso origina gran cantidad de escombros, que son los que luego caen sobre ella colaborando con la cantidad de Hierro y otros elementos pesados observados.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Procesos potenciadores de los púlsares.

Los púlsares son estrellas de neutrones que se caracterizan por mostrarse como “faros” en el Espacio (https://es.wikipedia.org/wiki/P%C3%Balsar).
Resultan del colapso del núcleo de una estrella masiva luego de explotar como supernova, quedando con tamaños como el de una luna o pequeño planeta. En ese colapso, las partículas se unen formando neutrones y la estrella aumenta su rotación a miles de vueltas por segundo; como el patinador que junta los brazos para girar más rápido (conservación del momento angular). Tienen un fuerte campo magnético, producto de semejante rotación y suele estar muy desalineado respecto del eje de rotación. Si el colapso continúa, puede terminar como agujero negro.

Los púlsares pueden estar potenciados por dos procesos.

En su rápida rotación, las líneas de campo afectan (modulan) las partículas del material que aún rodea a la estrella de neutrones. Eso produce que las partículas afectadas por una fuerza que las sacude emitan energía. Ahí se tiene el efecto de faro detectable en pulsos de energía.

File:Pulsar schematic.svg

Ilustración de púlsar potenciado por rotación publicada en Wikipedia.

En este caso, los pulsos son detectables en radio-ondas y como esa energía proviene de la rotación, el púlsar va frenando su rotación. Éstos son los que están potenciados por rotación.

Otros tienen la compañía de una estrella que les dona materia.
Esa materia es canalizada por el campo magnético de la estrella de neutrones y entra por regiones cercanas a los polos del eje de rotación.
Allí se forman zonas “calientes” que emiten energía en rayos X.

x-raypulsar1.jpg

Ilustración de púlsar potenciado por acreción publicada en Cosmos

Con la rotación, esas zonas se comportan como fuentes localizadas que al pasar por la dirección de la visual, producen ese efecto de faro.

En este caso, el púlsar está potenciado por acreción de materia.

Referencia:

Fuente:

pdp.

 

Se confirma la multidetección de la fusión de estrellas de neutrones de agosto del 2017 (GW170817 & SGRB170817)

Artículo actualizado el 17/oct./2017 a las 11:20 HOA (GT -3).
En agosto del 2017, se detectó la onda gravitacional GW170817.
No sólo fue detectada por LIGO, sino que también por su sistema hermano Virgo en Italia. La combinación de las detecciones y la sensibilidad de cada sistema, permitió localizar la fuente en la galaxia NGC 4993, una elíptica a 130 millones de años luz.
Unos segundos después, en esa dirección, se había detectado la fulguración breve en rayos gamma SGRB170817A. Todo indicaba que se trataba de una fusión de estrellas de neutrones detectada por primera vez en ondas gravitacionales y en rayos gamma. Así, era muy probable que se esté frente a la detección de un mismo evento, en diferentes tipos de ondas (pdp, 28/ago./2017, Primer choque de estrellas de neutrones…, https://paolera.wordpress.com/2017/08/28/primer-choque-de-estrellas-de-neutrones-detectado-en-rayos-gamma-y-en-ondas-gravitacionales/).

Luego de esas detecciones, todos los telescopios se apuntaron a la elíptica NGC 4993, entre ellos el Hubble.
Así, se detectó en esa galaxia, un evento de kilonova; una explosión mayor al de una nova, pero menor a una supernova, en un lugar donde antes nada brillante era observado.

Imagen de la kilonova observada por Hubble en NGC 4993 – Crédito: NASA and ESA. Acknowledgment: A.J. Levan (U. Warwick), N.R. Tanvir (U. Leicester), and A. Fruchter and O. Fox (STScI

Esta detección tuvo lugar en luz visible e infrarroja.
Este objeto era muy brillante a los 5 días de la detección de GW170817 y su brillo fue decayendo durante los siguientes 6 días.

De esta manera, no sólo se confirma la detección de este evento en diferentes tipos de ondas (ondas gravitacionales y electromagnéticas) y longitudes de onda (gamma, visible, infrarrojo y radio ondas), sino que se confirma la idea de la fusión de estrellas de neutrones como generadora breves fulguraciones en rayos gamma.

Como resultado de la fusión, queda un agujero negro, una estrella tan masiva de la que no puede escapar ni las luz.


Imagen obtenida en Radio-ondas del fenómeno detectado en ondas gravitacionales

VLA image showing radio emission from the host galaxy NGC 4993 and the associated transient source (in crosshairs). Reprinted with permission from Hallinan et al., Science (2017)

El objeto central es NGC 44993, los segmentos indican la posición de la kilonova. Crédito: Hallinan et al., Science (2017)


Fuente:

pdp.

La zombie SMCN 2016-10a.

Las estrellas Novas son variables eruptivas.
Se producen cuando una estrella de tipo enana blanca, que es el resto evolutivo de una estrella de tipo Solar, toma materia de una compañera evolucionada.
Llega un momento que esa materia asimilada, provoca una reacción encendiendo bruscamente las capas externas de la enana. Ahí se tiene una Nova, o estrella que para los antiguos era una estrella nueva. Luego, cuando disminuye su brillo, la estrella se recupera pudiendo volver a estallar.

Las Supernovas (SN), responden a un modelo similar, pero son mucho más brillantes y no se recuperan.
Pero están las SN impostoras, como por ejemplo la estrella Eta Karina (pdp, 22/mar./2017, ¿Puede una estrella…, https://paolera.wordpress.com/2017/03/22/puede-una-estrella-fingir-su-muerte-si-puede/). Son Novas muy brillantes, que en algún momento explotarán realmente como SNs y no volverán a la vida. También se las conoce como estrellas zombies, porque no están muertas como deberían luego de tremenda explosión.

En la Nube Menor de Magallanes, a unos 200 mil años luz de casa, se detectó una Nova.

Novasystem

Imagenes de la progentinora de Nova (a la izquierda 5 días antes del evento) y de la Nova ocurrida el 14/oct./2016 – Crédito: OGLE survey.

Se trata de la Nova SMCN 2016-10a, una estrella que en el 2016 mostró un gran aumento de brillo. Teniendo en cuenta la distancia a la que se encuentra, se coloca como la Nova más brillante de esa galaxia y entre las Novas más brillantes conocidas (hasta oct.2017). La estrella precursora de esta Nova tiene una masa de 1,2 a 1,3 veces la del Sol. Teniendo en cuenta que una masa de 1,4 veces la del Sol puede producir una SN, esta estrella estaría en el límite y podría desgarrarse en una próxima explosión; por lo tanto, ésta sería una estrella zombie o SN impostora.

Referencia:

Fuente:

  • Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–30 (2015) Printed 11 October 2017, Multiwavelength observations of nova SMCN 2016-10a — one of the brightest novae ever observed, E. Aydi et al.
    https://arxiv.org/pdf/1710.03716.pdf

pdp.

¿Se detecta el nacimiento de agujeros negros?

Cuando una estrella masiva muere en una explosión de supernova, deja un núcleo compacto.
Tan compacto es ese objeto, que sus electrones y protones de unen en neutrones, queda entonces una estrella de ese tipo.
Por conservación del momento angular, ese objeto compacto gira vertiginosamente, como el patinador cuando junta sus brazos al cuerpo mientras rota sobre sus patines.
Con tamaños comparables al de una luna o planeta menor, giran varias veces por segundo, los hay con rotaciones de miles de veces por segundo (imaginemos una pelota de 3 Kms. girando a mil veces por segundo). Suelen quedan como magnetares, que son objetos de gran campo magnético asociado a su rápida rotación a través de algo parecido a un efecto similar a un dínamo. Incluso pueden mostrar emisiones en rayos X o Gamma (en alta energía) producto de materia que aún los rodea y cae en ellos.
Eso sucede porque esa materia autofricciona y se recalienta muchísimo antes de caer en esas estrellas de neutrones – magnetares. Incluso suelen mostrar emisiones direccionadas en conos de luz como un faro, de eso de trata los púlsares (Hipertextual, 23/mar./2016, ¿Qué es una estrella de neutrones?, S. Campillo, https://hipertextual.com/2016/03/estrellas-de-neutrones).

Luego, la autogravitación de esas estrellas de neutrones puede continuar con la contracción, si es que tienen la suficiente masa. En ese caso, la gravedad superficial aumentará por acercarse cada vez más al centro del objeto, hasta que sea tan alta que no puede escapar ni la luz.
Nace así un agujero negro (AN), una región del espacio de donde no puede escapar ni la luz, o sea… nada, por ser la velocidad de la luz un límite físico. Incluso, el objeto central o estrella de Planck (en honor al padre de la Cuántica), puede ser menor que esa región por haber seguido contrayéndose y no lo notamos por no poder ver en el interior del AN. Estos objetos se caracterizan por su masa, carga eléctrica y rotación.

¿Qué es una estrella de neutrones?

Ilustración publicada en Hipertextual.

Pero de una estrella de neutrones a un AN, hay una transición.
Se han observado disminuciones en la actividad de rayos X y Gamma, seguidas de un abrupto decaimiento. Esto indicaría la disminución en su rotación y el final del funcionamiento de la “maquina central” del magnetar de gran masa, entre otras cosas.
De esta manera, estaría naciendo un AN. De estar en lo cierto, habría “avisos” naturales de los primeros días de existencia de un AN.

nuevoAN

Gráfico del flujo energético en el tiempo publicado en el trabajo de W. Chen et al.

El modelo indica que la disminución de la rotación del magnetar provoca la disminución o “meseta” de emisión de alta energía. En el nacimiento del AN, la actividad cae bruscamente. Luego, podría haber un aumento en energía de rayos X por acreción de materia remanente (incluso la generación de chorros de materia y energía) hasta que ese remanente desaparece.

Evidencias de este tipo, se observaron en la fuente de rayos gamma GRB 070110. Luego, si el modelo es correcto, ésta y otras fuentes similares, estarían señalando el nacimiento de nuevos AN.

Fuente:

pdp.