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AR Sco., una enana blanca que se comporta como púlsar.

En el espacio hay faros naturales.
Los Púlsares, son estrellas de neutrones de muy rápida rotación. Su gran campo magnético está desalineado respecto del eje de rotación. Está rodeada de materia de tal forma que al rotar, el campo magnético “modula” (sacude) las cargas eléctricas de ese material haciendo que emitan energía al sufrir la aceleración del movimiento. Así se comporta como un faro del tamaño de una luna o pequeño planeta girando en fracciones de segundo (Wikipedia, https://es.wikipedia.org/wiki/P%C3%Balsar).

Ilustración de púlsar publicada en Wikipedia – Autor: Mysid.

Las estrellas enanas blancas, son los restos evolutivos de estrellas de tipo Solar (nuestro Sol terminará su vida como enana blanca). Luego de crecer como gigante roja, dejará una nebulosa planetaria y terminará como una enana blanca brillando muy poco por el calor generado por la contracción. En su interior, el carbono tomará una estructura semejante a la del diamante.
Pero hay enanas blancas revoltosas, al menos una.

La variable AR Scorpii (AR Sco.) es una binaria a casi 400 años luz de casa formada por una enana roja de baja masa y una enana blanca de mayor masa que su compañera. Giran entre ellas con un período de 3,55 horas y están separadas 1 200 000 Kms., eso es 3 veces la distancia Tierra – Luna.
Se le detectó pulsos de energía con una frecuencia igual a la rotación de la enana blanca.

Por algún motivo, aún desconocido, la enana blanca tiene un rápida rotación y está emitiendo energía en forma de haces de luz concentrados similares al caso de los púlsares, claro que con menos frecuencia.

Ilustración del sistema AR Sco. crédito de M. GARLICK/UNIVERSITY OF WARWICK, ESA/HUBBLE

Esa energía enfocada llega a tocar a la enana roja potenciando a sus electrones moviéndolos a velocidades altísimas, casi la de la luz. Luego, en la desaceleración, emiten energía.

Es la primera enana blanca con evidencias de este comportamiento similar al de un púlsar. No obstante, ya se había mostrado que la enana blanca AE Acuarii tenía rápida rotación y emitía pulsos en Rayos X.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Las variaciones de brillo del agujero negro HLX-1.

Recientemente se está hablando mucho de fotografiar un agujero negro (AN).
Si bien la luz no escapa de un AN, en sus vecindades hay emisiones de energía (luz) que se pueden registrar. Luego, no estaríamos viendo al AN, pero si a su entorno cercano.
El material que suele rodearlo, va cayendo en forma de espiral y autofricciona. Eso hace que se caliente y emita energía. A su vez, es materia y energía pueden superar la capacidad de absorción a través de la superficie del AN y desviarse hacia los polos, como envloviéndolo, colaborando con la producción de chorros bipolares de materia y energía (pdp, 20/12/2013, Primera aproximación a los chorros de materia relacionados con discos de acreción, https://paolera.wordpress.com/2013/12/20/primera-aproximacion-a-los-chorros-de-materia-relacionados-con-discos-de-acrecion/).

Eso es lo que podríamos ver de un AN.
Un ejemplo lo ofrece el AN de masa intermedia HLX-1.
Se encuentra relacionado a la galaxia ESO 243-49 en el cúmulo de galaxias Abell 2877 (Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/HLX-1).

File:ESO 243-49 (HST).jpg

Imagen de ESO 243-49 y HLX-1 (es el objeto azulado señalado por un círculo) publicada en Wikipedia. crédito NASA.

Está a unos 300 millones de años luz de casa con una masa de 20 mil soles. No se sabe si está orbitando a ESO 243-49 o si es una casual vinculación dentro de Abell 2877.

hlx-1

Imagen donde se aprecia la variación de brillo (visual) de HLX-1 publicada en el trabajo de R. Soria et al.

HLX-1, mostró variaciones de brillo desde 2010 (con magnitud absoluta visual de -11) a 2013 (con magnitud abslotuta visual de -10). Seguramente rodeado de un gran disco de acreción de materia, la mayor parte de la radiación se produce en el anillo más cercano al AN. Allí, variaciones del flujo de materia en forma de vientos hacen variar la producción de energía.

Fuente:

  • MNRAS 000, 1–22 (2017) Preprint 20 April 2017, Outbursts of the intermediate-mass black hole HLX-1: a wind instability scenario, Roberto Soria et al.
    https://arxiv.org/pdf/1704.05468.pdf

pdp.

Brusco nacimiento estelar en la nube de Orión.

Las explosiones estelares no siempre se deben a la muerte como supernova de una estrella masiva.
En este caso, las explosiones detectadas en la nebulosa de Orión están relacionadas con el violento nacimiento de estrellas de mucha masa.

—altEdit—

Imagen de estallido en el nacimiento estelar crédito de ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Bally/H. Drass et al.

Los colores de la imagen no son reales. Corresponden a la dirección de expansión del estallido. El color azul indicaa la energía irradiada por el material expandiéndose hacia nosotros y el color rojo corresponde a la dirección opuesta.

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Actualización del 11/abr./2017 a las 18:00 HOA (GMT -3).
No se trata del brusco nacimiento de estrellas en el sentido de nacimientos explosivos como algunos han entendido (seguramente redacté mal). Se trata de nacimientos en regiones pobladas de estrellas jóvenes que bruscamente se encuentran entre ellas.
Voy a aclarar las cosas.
En esa región se está dando la formación de estrellas masivas y al menos dos de ellas tuvieron un encuentro íntimo; choque o roce, de tal manera que se liberó una enorme cantidad de materia y energía. Tres estrellas vecinas salieron disparadas desde esa región debido el evento. Con masas del orden de 20 veces la del Sol, la energía y materia liberadas las expulsó de su lugar.

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Referencia:

Fuente:

pdp.

La binaria central de largo período en NGC 1514.

En Tauro, a unos 600 años luz de nosotros, se encuentra la nebulosa planetaria (NP) NGC 1514 (Wikipedia, https://es.wikipedia.org/wiki/NGC_1514)

Click to enlarge image

Imagen de NGC 1514 publicada en IAC.ES

Estas nebulosas son la última exhalación de estrellas de tipo solar en su camino a enana blanca como resto evolutivo de una estrella.
Reciben ese nombre por tener apariencia esférica semejante a un gigante gaseoso, aunque las hay más deformadas, incluso en forma de reloj de arena. En ese caso, es indudable que la falta de simetría esférica se debe a la interacción de la materia soltada por la estrella envejecida con una compañera.
Hasta ahora, todas las binarias centrales en NPs eran de cortos períodos, del orden de 1 día. Pero las estrellas en el centro de NGC 1514 no sólo son de largo período, sino que son las binarias de ese tipo de mayor período conocido hasta hoy (abril 2017). Tienen una excentricidad alta (aproximadamente de 0,5 donde la unidad es lo máximo) y su período es algo mayor a los 9 años (3300 días).

Referencia:

Fuente:

pdp.

Estrellas rojas rezagadas y/o Sub-subgigantes.

Las estrellas se clasifican según sus características.
Nuestro Sol, pertenece al grupo conocido como Secuencia Principal (SP), porque la mayoría de las estrellas pertenecen a él.

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Diagrama de clasificación estelar publicado en Wikipedia https://es.wikipedia.org/wiki/Clasificaci%C3%B3n_estelar

Por ejemplo: cuando comience a envejecer pasará al grupo de las Gigantes Rojas y finalmente terminará como una Enana Blanca.

Pero hay estrellas que se resisten a ser clasificadas.
Unas de ellas son las estrellas azules rezagadas. Se trata de estrellas azules y por lo tanto muy calientes y brillantes como las que son jóvenes, pero muestran características de estrellas evolucionadas. O sea que se muestran más jóvenes de lo que son realmente.
Se trata de estrellas que en su etapa de estrella evolucionada han recibido materia que las reactivó temporalmente. En el cúmulo 47 Tuc. (en la constelación del Tucán) hay varias de este tipo. (pdp, 02/12/2015, https://paolera.wordpress.com/2015/12/02/hip-10725-una-azul-rezagada-de-campo/).

Pero también hay rojas rezagadas y estrellas Sub-Subgigantes; para algunos se trata del mismo tipo de estrellas. Son más rojas que las de SP, pero no tan brillantes como las Subgigantes. Estas estrellas presentan un desafío a los modelos de evolución estelar. Se encontraron varias en 47 Tuc. y en otros cúmulos.
Se hallaron 65 en 16 cúmulos (tanto abiertos como globulares), 50 de ellas se han confirmado como miembros de esos cúmulos. El 58% son fuentes de rayos X, al menos el 65% muestran variaciones de brillo y la mayoría son binarias activas.
Aparentemente, son un caso de evolución de binarias o de colisión estelar.

Fuentes:

pdp.

MN Dra., una particular Nova enana activa.

Las estrellas Novas, son variables cataclísmicas periódicas.
Su modelo es similar al de las Supernovas (SN). En un sistema binario, una estrella le dona materia a la otra. La amplitud del estallido depende del flujo de esa donación, cuando la receptora de satura de materia presenta la erupción de energía con expulsión de materia. En el caso de las SN, estallan colosalmente quedando la estrella destruída . En el caso de las Novas, la explosión es menor por lo que la estrella no pierde tanta masa y se recupera (http://www.astromia.com/universo/supernovas.htm).

Las Novas enanas, son más modestas en sus estallidos que las Novas clásicas.
Entre las enanas hay algunas particulares. Estrellas como SU Uma y ER Uma, son Novas enanas activas que presentan periódicas supererupciones además de las periódicas erupciones normales. Al período entre dos supererupciones se lo conoce como superciclo. Estrellas como SU UMa y ER Uma se distinguen por la duración de esos superpciclos. Estas binarias tienen períodos orbitales menores a las 2,5 hs. (imagínense dos estrellas orbitándose con ese período).
Además, presentan variaciones u oscilaciones en superciclos adelantánolos y atrasándolos casi periódicamente. La materia donada puede caer en un disco de acreción; pero también lo puede hacer en un flujo de materia que viaja por las líneas del campo magnético de la receptora y entra por sus polos. En el caso del disco de acreción, éste puede precesar (balancearse mientra rota) lo que puede provocar variaciones en la acreción de la materia. Ésto, junto a variaciones en la forma del disco de acreción por mareas gravitatorias causadas por la estrella compañera, podría explicar las supererupciones y los superciclos con sus adelantamientos y retrasos.

MN Draconis, es una Nova enana activa algo particular ya que su superciclo (de 74 días) se fue prologando en los últimos 12 años.

MNDra

Imagen de MN Dra señalada como V1 junto a estrellas de campo C1 y C2 publicada en el trabajo de K. Bakowska et al.

Fuente:

pdp.

 

¿Puede una estrella fingir su muerte? (Si, puede)

Las estrellas precursoras de eventos de Nova, presentan una explosión que vuela su capas exteriores y queda con masa que le permite recuperarse
Las supernovas (SN) presentan una explosión mucho mayor, llegando a brillar como toda la galaxia donde viven. No se recuperan, quedando de ellas sólo un núcleo estelar compacto en forma de estrella de neutrones o agujero negro (http://www.astromia.com/universo/supernovas.htm).
Pero hay estrellas familiarmente llamadas zombies, ya que parecen haber muerto pero siguen vivas.
Son conocidas como impostoras de SN. Son un tipo intermedio entre Nova y SN, tirando hacia las SNs. Estas estrellas presentan una colosal explosión de tipo SN, pero en lugar de quedar un resto estelar compacto de la precursora, ella queda brillando vigorosamente.
Hay estrellas candidatas a ser impostoras de SN. Todas están en el centro de remanentes de materia expulsada en forma explosiva, y como precursoras de esos eventos de SNs no se muestran destruidas sino brillantes y activas. Un caso de posible estrella zombie, es la precursora del remanente de la SN de tipo II, la SN Casiopea A (pdp, 14/nov./2016, https://paolera.wordpress.com/2016/11/14/la-progenitora-de-sn-cas-a-era-una-impostora/).

Pero no son todas sospechosas; hay tres casos confirmados.
En nuestra galaxia, se encuentra la impostora de SN conocida como Eta Carina. Esta estrella en la quilla de la constelación del Navío, está a unos 7500 años luz (AL) de casa. Presentó al menos dos explosiones que le hicieron perder mucha masa generando la gran envoltura de materia que la rodea. Sin embargo, la estrella sigue brillando (https://www.fayerwayer.com/2012/02/el-misterio-de-eta-carinae-la-estrella-que-exploto-y-sobrevivio/).

En la galaxia espiral NGC 2770 a 88 millones de AL de nosotros, hay dos estrellas zombies (https://en.wikipedia.org/wiki/NGC_2770).
Ubicadas en sus brazos, en regiones de formación estelar ricas en gas y polvo, se encuentran las precursoras de SN 2009ip y de SN 2015bh. Ambas presentaron explosiones de SN de tipo II y siguen brillando vigorosamente.

Evenos de SN en NGC 2770. La impostora está señalada como estrella variable luminosa azul (LBV). Imagen crédito IAA-CSIC

Todas las estrellas impostoras de SNs tienen algo en común. Se presentan en un evento de SN de tipo II y son variables luminosas azules (LBV – Luminous Blue Variable). Se sabe que este tipo de estrellas van camino a ser gigantes evolucionadas azules muy activas, conocidas como estrellas de Wolf Rayet (WR) y suelen presentar erupciones. Si bien no siempre son tan violentas como las impostoras de SN, a veces son colosales y hay que estudiar las causas (http://astronomia.wikia.com/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet). Quizás la energía de la erupsión interactúa con materia previamente expulsada.

Cuando se conviertan en estrellas de tipo WR, presentarán su última gran explosión de la que seguro no sobrevivirán.

Referencia:

Fuente:

pdp.