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El joven protocúmulo IRAS 18511+0146.

Las estrellas masivas o de masa intermedia suelen formarse en agrupaciones estelares.
Sabiendo esto, el estudio de los entornos donde se forman estas estrellas, es fundamental para entender la interrelación que hay entre ellos y las estrellas que tienen embebidas.
Así es cómo se estudio en infrarrojo al joven cúmulo IRAS 18511+0146 a 11000 años luz de casa. Muestra evidencias de silicatos y posibles hielos. En él se destacan protoestrellas masivas y de masa intermedia, que son las responsables de su luminosidad de 20 mil veces la de nuestro Sol.
Entre ellas, se destacan tres fuentes catalogadas como S7, S10 y S11; de las cuales la más brillante y masiva es S7.

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Imagen publicada en el trabajo de S. Vig et al.

Es responsable de más de la mitad del brillo de IRAS 18511, siendo el objeto más brillante en el infrarrojo cercano, medio y lejano, con vientos de materia ionizada (formada por átomos partidos) que interactúa con el medio que la rodea.
IRAS 18511 probablemente contenga los objetos más masivos existentes en cúmulos, posiblemente precursores de estrellas de tipo Herbig-Haro (https://es.wikipedia.org/wiki/Objeto_Herbig-Haro).

Fuentes:

ULX-1 no viola el límite de Eddington.

Las fuentes ultraluminosas en rayos X (ULX), son conocidas por su capacidad de irradiar mucha energía en esa frecuancia (pdp, 08/may./2013, https://paolera.wordpress.com/2013/05/08/fuentes-ultraluminosas-de-rayos-x-ulx/)
Los modelos sugieren que se trata de un agujero negro o estrella masiva que está absorbiendo materia. Ésta se arremolina en su caída o acreción, autofricciona, se recalienta y emite en rayos X.
La energía emitida ejerce presión como un viento estelar que tiende a alejar a la materia en acreción. Si esa radiación es muy intensa, puede expulsar esa materia vecina a la estrella y detener la acreción y por lo tanto la emisión en rayos X.
La energía límite a partir de la cual sucede eso, se la llama límite de Eddington y lógicamente depende de la masa del cuerpo (entre otras cosas) (https://es.wikipedia.org/wiki/L%C3%Admite_de_Eddington).

NGC 5907 es una galaxia a 40 millones de años luz de casa, conocida como galaxia astilla (https://es.wikipedia.org/wiki/NGC_5907).

File:NGC 5907.jpg

Imagen de NGC 5907 crédito de Jschulman555 en Wikipedia.

En ella se detectó una ULX catalogada como ULX-1, la más lejana y brillante conocido en su tipo.
Este objeto resultó ser una estrella de neutrones (https://hipertextual.com/2016/03/estrellas-de-neutrones) con una masa de 1,5 la del Sol, rodeada de materia en acreción que alimenta esa tremenda radiación en rayos X. Muestra variaciones periódicas de brillo, lo que sugiere que se trata de un púlsar, una estrella de neutrones que concentra su radiación en flujos bipolares y que al girar rápidamente produce un efecto de “faro” (https://es.wikipedia.org/wiki/P%C3%Balsar).
Esa gran radiación está de acuerdo con una gran acreción de materia, lo que debería aumentar su masa y por consiguiente su rotación. Eso se verificó ya que su período disminuyó de 1,43 seg. a 1,13 seg., 3 décimas de segundo, lo que es mucho para un púlsar.

Pero resulta que ULX-1, está irradiando por encima del límite de Eddington. En esas condiciones, debió alejar la materia circundante del disco de acreción y detener semejante radiación.
Hay una explicación.
El límite de Eddington tiene valor en objetos que emiten isotrópicamente; es decir, de la misma forma en todas direcciones. Los púlsares no cumplen con esa condición; irradian la mayor parte de su energía en dos direcciones preferenciales y opuestas en sí, por lo que pueden violar ese límite físico.

Fuente:

pdp.

Sobre SN 1006

Los eventos de supernova (SN) son la colosal muerte de estrellas que colapsan bajo su propio peso (https://es.wikipedia.org/wiki/Supernova).
Nova significa estrella nueva, nombre dado a estos eventos por los antiguos. Supernova (y hasta Hipernova) son explosiones mayores, las cuales pueden ser iguales al brillo de toda la galaxia que la contiene.

La supernova más brillante y que es el evento de mayor brillo en la historia, es SN 1006 (https://es.wikipedia.org/wiki/SN_1006).
Observada en al año 1006 desde muchas partes del mundo, su brillo fue casi 3 veces del de Venus y poco más de la cuarta parte de la Luna Llena. Según los registros de aquellas épocas, bajo su luz, se podían ver objetos cercanos de noche.

Hoy en día es una de los remanentes de SN más estudiados.

File:SN 1006.jpg

Imagen en Rayos X del remanente de SN 1006 publicada en Wikipedia crédito de Smithsonian Institution.

A una distancia de 4500 años luz de nosotros, es un remanente de SN de tipo Ia, por lo que pudo originarse de dos maneras (https://es.wikipedia.org/wiki/Supernova#Tipo_Ia).
Por un lado, una estrella enana blanca recibió materia de una compañera gigante roja. Cuando la enana llegó a la saturación, colapsó originando la tremenda explosión. Este es un escenario de degeneración simple. En este caso, suele quedar restos de la progenitora.

Por otro lado, pudo ser un sistema de dos enanas blancas donde ambas precipitaron mutuamente. A este escenario de lo conoce como de doble degeneración. Al chocar se produce la explosión de supernova aniquilándose ambas estrellas.
La falta de restos de la estrella precursora hace pensar que la SN 1006 se produjo por el choque de dos enanas blancas.

Ante este tipo de evidencias, no es raro que en los antiguos dibujos de civilizaciones no muy avanzadas, hagan referencia a esta SN (o a la del cangrejo – https://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_del_Cangrejo) cuando dibujan fuentes de luz en el cielo aparte del Sol y la Luna.

Fuente:

pdp.

TYC 8241 2652 y su desaparecido disco de polvo.

Las estrellas jóvenes suelen estar rodeadas de polvo y gas, un anillo de material que con el tiempo dará origen a planetas.

Disco de polvo alrededor de una estrella

Ilustración de polvo circunestelar publicada en http://red-estelar.webcindario.com

Este polvo se calienta por la radiación de la estrella generando un exceso de energía infrarroja. Así es como suele detectarse este tipo de discos circunestelares.
Con el tiempo, la radiación de la estrella evapora los hielos que puedan estar cerca de ella, permitiendo que sobrevivan los más alejados. Por este mismo motivo, los gases que puedan existir en ese disco, también se ven dispersados a menos que estén más alejados.
Luego aparecen los primeros escombros, protoplanetas y finalmente… los planetas; todo en cientos de miles de años.

La joven estrella catalogada como TYC 8241 2652 1, a casi 400 años luz de Casa, mostró algo curioso e intrigante.
Hasta el año 2008 mostró un exceso de energía en el infrarrojo que permitía asegurar la existencia de un disco circunestelar de polvo. Del 2008 al 2010, ese exceso disminuyó drásticamente, a niveles que no implican la existencia de ese tipo de discos.
Al día de hoy (febrero del 2017) no se explica qué sucedió.
Se pensó en que ese material pudo haber caído sobre la estrella. Pero eso debió generar cierta actividad en rayos-X, por el extremo calentamiento del material cayendo sobre sobre la estrella autofricionando; cosa que no se detectó.
Tampoco pasó la suficiente cantidad de tiempo para que ese polvo se halla disipado en la formación de escombros.
Luego aparece un modelo explicativo: el de una estrella compañera.

Si esta estrella tiene una compañera y una de ellas tiene un disco de polvo, este disco sería calentado por su estrella anfitriona y recalentado por la otra estrella cuando ambas se acercan en su mutua rotación. En ese momento se habría detectado el notable exceso infrarrojo. Luego, ambas se alejan, el disco se enfría y todo vuelve a como estaba antes.
Pero hay un detalle. Otras técnicas de observación (en interferometría) no arrojan evidencias hasta ahora de la existencia de una compañera.

Hay que seguir observando…

Fuente:

pdp.

Estrellas hipergigantes amarillas, la nebulosa de huevo frito.

La masa de una estrella, es la única variable independiente que determina la evolución y comportamiento de una estrella.
Así es como las de tipo solar llevan vidas largas y tranquilas (unos 10 mil millones de años), y las masivas son vigorosas y de corta existencia (algunos millones de años).
Entre las masivas, están las hipergigantes amarillas. Son estrellas escasas, de más de 20 veces la masa del Sol, 500 mil veces su luminosidad y casi 500 veces su tamaño.
A lo largo de su vida, van soltando materia al exterior en forma de vientos estelares, generando envolturas esféricas. Las hipergigantes amarillas duran entre 100 y 1000 años y son la fase previa a las variables luminosas azules, las que luego se transforman en evolucionadas estrellas de tipo Wolf-Rayet y finalmente terminan en un evento de supernova.
Dos ejemplos de hipergihgantes amarillas lo dan las estrellas Rho Cassiopea (pdp 30/dic./2013 – https://paolera.wordpress.com/2013/12/30/la-hipergigante-amarilla-rho-cas/) y la catalogada como IRAS 17163-3907 en Escorpio. Esta última es la progenitora de la nebulosa huevo frito.

File:Fried Egg Nebula.jpg

Imagen de la nebulosa huevo frito publicada en Wikipedia, crédito de ESO/E. Lagadec.

IRAS 17163, fue eliminando materia a razón de casi diez milésimas de masa solar al año. En los últimos siglos generó la conocida nebulosa que la rodea dentro de un radio de casi 4000 veces el radio de la órbita terrestre, involucrando 4 centésimas de masas solares y expandiéndose a casi 100 Kms./seg..
Hay evidencias de una estructura fría de mayor tamaño, la que tendría unas 7 veces la masa del Sol.
Evidentemente, esta nebulosa que rodea la estrella, que es producto de la materia expulsada en su evolución como estrella masiva, afectará la forma y evolución del futuro remanente de supernova cuando ésta estalle.

Fuente:

pdp.

KIC 9832227 produciría un evento de nova roja para el año 2022.

Las estrellas novas muestran explosiones menores a las supernovas y además se recuperan, cosa que las supernovas no hacen.
Las novas rojas, dan un espectáculo intermedio y se caracterizan por el enrojecimiento que sufre la la estrella precursora luego del estallido. Se producen cuando las componentes de una estrella binaria precipitan mutuamente fusionándose.
Se piensa que este fue el proceso que ocurrió dando origen a V838 Mon.
En septiembre del 2008, se detectó la nova roja V1309 Sco., siendo la más reciente detectada en su tipo en nuestra galaxia.

En el Cisne, cerca de Lyra, a 1700 años luz de casa, se encuentra la variable eclipsante NSVS 5597754, luego recatalogada como KIC 9832227.

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Ilustración crédito de Larry Molnar/Calvin College.

Es una estrella doble donde una componente pasa delante de la otra generando variaciones del brillo total del sistema. Pero esta binaria mostró otras peculiaridades. Sus componentes están en contacto, es decir que comparten atmósferas y lo están haciendo de manera bastante íntima. Así, se espera que frenen su mutua rotación y terminen fusionándose generando una nova roja.
¿Cuando?, bien, en el año 2022 aproximadamente. Por supuesto que debido a la distancia estamos a salvo de este evento, en el que el sistema puede aumentar su brillo unas 10 mil veces pudiéndose observar a simple vista si las condiciones locales del cielo lo permiten.

Referencias:

Fuente:

pdp.

 

La nebulosa WR 112.

Las estrellas Wolf-Rayet (WR), son masivas azules evolucionadas.
Descendientes de masivas estrellas de tipo OB, suelen estar asociadas a estrellas de ese tipo o a estrellas de neutrones, las que son restos evolutivos de estrellas masivas.
Luego de pasar por la etapa de supergigante roja o amarilla, pierde masa en fuertes vientos estelares y muestra sus capas interiores más clientes y azuladas.

La binaria WR 112, está formada por una estrella WR y una de tipo OB.
Está rodeada de materia en forma de filamentos de arcos o fragmentos de cáscaras, de tipo espiral. El modelo de molinete o de rueda de fuegos artificiales (pinwheel model) describe muy bien su aspecto.

wr112

Ajustes del modelo “pinwheel” a la morfología de WR 112 – Imagen publicada en el trabajo de R. M. Lau et al.

Se piensa que esta nebulosa y su morfología están relacionadas con la interacción de los vientos estelares de cada estrella, sobre todo con la materia soltada por la WR en sus etapas previas como supergigante (roja o amarilla).
Esta estrella, estaría perdiendo masa a razón de 8 millonésimas de masas solares al año, a una velocidad de 1200 Kms./seg.
En la estructura de materia observada, no se detectan mayores variaciones respecto a los últimos 20 previos al 2016. En ellas, la masa es de unas 2,6 cien milésimas de masas solares con temperaturas que van de 360 ºK en las partes interiores a 180 ºK en las exteriores.

Fuente:

pdp.