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La curiosa binaria KIC 8145411

Hay objetos astronómicos que siguen desafiando los modelos.
Un caso de ésto lo muestra la binaria KIC 8145411.
Se trata de una binaria eclipsante donde la estrella principal es una enana de tipo G2, como nuestro Sol, y una secundaria dada por una enana blanca de muy baja masa; de tal sólo 0,2 veces la masa del Sol (Mo) o de su compañera.

Lo primero que llama la atención es cómo se encuentra una enana blanca de 0,2 Mo.
Recordemos que una enana blanca tiene el tamaño aproximado de un planeta y es el final de una estrella de tipo Solar luego de perder masa al dejar la etapa de gigante roja. Pero una enana blanca de muy baja masa tuvo que tener una progenitora de muy baja masa. Si recordamos que le evolución de una estrella es más lenta a menor masa (y más rápida a mayor masa), una estrella de muy baja masa tendría una vida que supera la edad actual del Universo; o sea que esa progenitora aún debería ser una estrella activa.
La respuesta para ésto es que la progenitora perdió masa que fue absorbida por la estrella principal. Eso adelantó su final en enana blanca y de muy poca masa.

En segundo lugar, llama la atención la curva de luz de esta binaria eclipsante.
Cuando la estrella secundaria pasa por detrás de la primaria, la disminución de luz es muy poco apreciable. Eso es lógico por ser muy pequeña y de muy poco brillo. Pero cuando transita delante de la principal, se observa un pico de luz antes de la disminución por ocultar parte de la primaria.
Eso es explicable.

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Ilustración de lente gravitacional al comienzo del tránsito, crédito de [NASA/JPL-Caltech

El comenzar el tránsito, ejerce un efecto de lente gravitacional. Por gravedad, desvía hacia nosotros parte de la luz de la estrella primaria que de otra forma se dirigiría en otra dirección. Eso provoca un breve exceso de luz.

Finalmente, ambas binarias tienen un período de rotación mutua de unos 450 días. Teniendo en cuenta sus masas, eso implica una separación entre ellas de 1,28 Unidades Astronómicas (UA), recordemos que 1 UA = distancia promedio Tierra-Sol. Para que hayan interactuado realizando transferencia de masa no pueden estar tan alejadas, ya que se encuentran a 10 veces la separación necesaria para que se de este escenario.

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Gráfico ampliable donde se muestra la relación entre masas y período de binarias interactuantes. Se nota KIC 8145411 fuera de esa relación. Crédito: Masuda et al. 2019

Ésto aún no se explica.
¿Acaso la secundaria se alejó luego de ceder masa?
¿Acaso hubo o hay una tercera estrella en juego?

Referencia:

Fuente:

pdp.

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Estrellas subenanas azules pulsantes.

Absolutamente todas las estrellas presentan pulsaciones.
Son oscilaciones radiales acompañadas de variaciones de brillo. Por ejemplo, nuestro Sol pulsa.
Las pulsaciones Solares tienen un período de 11 años y las variaciones de brillo son el 0,1% del brillo Solar.
Pero esto es más apreciable en las estrellas variables, obviamente que no sean las eclipsantes, donde el período es mucho más corto y las variaciones de brillo muchísimo más notables. Una típica estrella pulsante puede mostrar variaciones de brillo del 10%, todo relacionado con el comportamiento de la opacidad y a la válvula de Hidrógeno entro otras cosas (Pulsaciones estelares por opacidad anómala y válvula de Hidrógeno | P. Della Paolera, https://paolera.wordpress.com/tag/valvula-de-hidrogeno/).

Pero recientemente se han hallado estrellas pulsantes particulares, un nuevo tipo de pulsantes. Estas estrellas son subenanas azules, estrellas que no llegan a ser enanas, las que muestran pulsaciones con períodos de entre 200 a 500 segundos con variaciones de brillo del 5%. Aparentemente se trata de estrellas que vieron alterada su evolución normal.

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Ilustración de estrella subenana azul pulsante crédito de Cambridge University)

Recordemos que una estrella quema Hidrógeno produciendo Helio. Cuando se agota el Hidrógeno comienza a quemar Helio produciendo Carbono y entra a la fase de Gigante Roja. Si es de tipo Solar luego de agotar el Helio, la estrella colapsa hacia una Enana Blanca dejando una Nebulosa Planetaria. De ser más masiva, podría detonar el Carbono y hasta colapsar sobre ella misma y estallar como supernova.

En el caso de estas estrellas, por algún motivo perdieron sus partes exteriores en la etapa de Gigantes dejando expuestas sus partes interiores calientes, brillantes, azules y ricas aún en Helio.
Así aparecen como subenanas, con tamaños del 10% del Solar mientras que las Enanas tienen tamaños de planetas.
Las pulsaciones podrían deberse a que las estrellas buscan un equilibrio entre la radiación que intenta expandirla y la gravedad que intenta contenerla.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La SN de tipo Ia, ASASSN 18tb, muestra Hidrógeno.

Los eventos se supernova (SN), son la colosal muerte de estrellas masivas.
Las hay de diferentes tipos. Las de tipo Ia, se producen de dos maneras posibles.
En un caso, una estrella enana blanca, que es lo que queda de una estrella de tipo Solar luego de terminar su vida, toma materia de una compañera gigante roja; otra estrella evolucionada.
En otro caso, la enana toma materia de una compañera que también es una enana del mismo tipo.
En ambos casos, cuando la enana se satura y no resiste más donación de materia, colapsa por su propio peso y estalla. A veces puede suceder que ambas enanas choquen produciendo la explosión.
Pero en realidad esto es un modelo que aún está en estudio ya que no se sabe fehacientemente que causa la explosión de la enana blanca.
Lo que sí se sabe es que en esa explosión se entrega material enriquecido al espacio y muchos elementos se llegan a formar en el estallido; pero como se trata de estrellas evolucionadas, no hay gran cantidad de Hidrógeno.

Sin embargo, se han detectado SNs rodeadas de Hidrógeno en cantidades similares a la masa del Sol. Se sospecha que ese Hidrógeno estaba rodeando la estrella en el momento de la explosión, ya que esas SNs fueron observadas en galaxias ricas en ese elemento.
Pero la nota la dio la SN ASASSN 18tb. Las observaciones indican que se trata de una SN de tipo Ia, pero esta SN mostró Hidrógeno. Tan sólo en una centésima de la masa del Sol, pero más de lo que mostraría una SN de tipo Ia. Incluso, está en una galaxia donde abundan estrellas evolucionadas y por lo tanto donde no abunda en Hidrógeno.

Se conjetura con que una enana blanca estalló volando el Hidrógeno que aun tenía su compañera.
También se piensa en que dos enanas blancas chocaron y en el estallido arrancaron Hidrógeno de una tercera enana compañera de ellas.

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Una enana blanca estalla o dos enanas blancas chocan y estallan. En ambos casos se afecta a una compañera (en color naranja) – Ilustración crédito de Anthony Piro

Como sea, se acentúa en escenario dado por dos enanas blancas como precursoras de SNs de tipo Ia.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Formación estelar y estrellas foráneas en la Vía Láctea.

Las galaxias son las mayores estructuras de estrellas.
Muchas estrellas nacieron en las galaxias donde habitan y otras provienen de otras galaxias.

Ilustración de la estructura de la Vía Láctea – Crédito: NASA/JPL-Caltech /ESO R. Hurt

Nuestra galaxia tiene una formación estelar de 1 a 3 estrellas al año. Eso es algo que en realidad no se puede tomar como un proceso regular, ya que la formación estelar tiene épocas donde es mayor y épocas donde es menor. De hecho, en la actualidad, nuestra Galaxia estaría pasando por en un bajón de producción de estrellas (pdp, Nuestra Galaxia está apagando sus luces, https://paolera.wordpress.com/2016/04/14/nustra-galaxia-esta-apagando-sus-luces/).

Hace unos 3 000 millones de años, hubo una gran producción de estrellas en la Vía Láctea. Se estima que en ella, nacieron más de la mitad de las estrellas del disco de la Vía Láctea.
Sucede que nuestra Galaxia, como toda gran espiral, creció asimilando a otras menores. En ese proceso, es asimilada la materia existente en ellas, la que pasa a aumentar las reservas de la Nuestra. Ésto, junto con las perturbaciones que se producen en la Vía Láctea debido al encuentro, colabora con la formación de estrellas.

Pero en una asimilación, no sólo es asimilada la materia de la otra galaxia; también lo son sus estrellas.
Las estrellas nacen de complejos nebulares de gas. Estudiando la composición de ellas, se puede inferir la riqueza de elementos presentes en la nube progenitora.
En la constelación de la Osa Mayor, se detectó una estrella donde su composición está más de acuerdo con la química del material de galaxias enanas que con la del material de la Vía Láctea. Luego, esta estrella sería una “foránea”; una estrella de una galaxia enana que quedó alojada en la Vía Láctea luego que la enana fuera asimilada. Más aún; el bulbo central de nuestra Galaxia habría sido enriquecido con estrellas, incluso de las más viejas en el Universo, luego de asimilar una enana de estructura alargada.

En el futuro, a unos 5 000 millones de años, la Vía Láctea se fusionará con la de Andrómeda (pdp, La futura colisión entre la Vía Láctea y Andrómeda, https://paolera.wordpress.com/2012/05/31/la-futura-colisin-entre-la-va-lctea-y-andrmeda/). Pero antes, dentro de unos 2 500 millones de años, asimilaremos la Gran Nube de Magallanes.

Referencias:

Fuentes:

pdp.

La evolución del Sol (y estrellas de tipo Solar).

Nuestro Sol no es eterno.
Sabemos cómo fue su origen y cómo será su fin, el cual aún está muy distante en el tiempo.

El Sol es una estrella de segunda generación. Se formó del material que dejó una estrella masiva que murió en una explosión de supernova, como toda estrella de gran masa.
Estas estrellas, son las que sintetizan en su interior los elementos que luego retornan al espacio enriqueciéndolo con material interestelar variado. De ese material nació el Sol hace unos 4500 millones de años aproximadamente. A nuestra estrella, aún le queda unos 5000 millones de años más de vida aproximadamente, por lo que podemos decir que está en la mitad de su existencia. Luego, las estrellas de tipo Solar suelen vivir unos 10 mil millones de años aproximadamente, dependiendo de su masa. Si son muy masivas, ya no son de tipo Solar.

Como en toda estrella, su nacimiento se dio en un complejo molecular. Él y sus hermanas comenzaron a formarse a través del colapso de gas a baja temperatura. Llegó un momento en que la presión de en el centro desató los procesos termonucleares que la hacen irradiar energía; comienza a brillar por un proceso que se conoce como reacción protón-protón. Este proceso involucra a estas partículas, las que son tan abundantes en el interior del Sol, que el encuentro entre ellos se vuelve algo permanente.

Así llegó a brillar hasta Hoy, convirtiendo Hidrógeno en Helio. Esta radiación, genera una presión hacia afuera, que compensa la gravedad que tiende al colapsarlo. Está en equilibrio termodinámico.

La evolución de estrellas de tipo Solar. La flecha azul (Now) señala el estado actual del Sol. Con el tiempo será una gigante roja (Red Giant). La escala de tiempo está en miles de millones de años – Crédito: OLIVERBEATSON OF WIKIMEDIA COMMONS / PUBLIC DOMAIN.

Pero con el tiempo, ese Hidrógeno se acabará y el Sol comenzará su evolución hacia el fin de sus días. En ese proceso, la radiación irá en disminución y el Sol comenzará a colapsar, vencido por su propia gravedad. En ese colapso, aumenta la presión y temperatura en su interior y se detona el Helio allí depositado como resto de haber “quemado” el Hidrógeno. Se produce así lo que se conoce como Flash de Helio.
En ese proceso, el Sol revive en actividad, la energía así producida ahora logra quemar el Hidrógeno remanente en las capas exteriores. Mientras esto sucede, el Sol convierte Helio en Carbono (y otros elementos pesados) que se deposita en su núcleo y se va expandiendo por la colosal presión de radiación que genera este proceso. Así, su tamaño crece y su temperatura superficial se reparte en una esfera cada vez mayor. Eso hace que la temperatura por unidad de superficie disminuya y por eso se enrojece, como todo cuerpo que se enfría. Se convierte así en una gigante roja. Como el brillo de una estrella de depende también de su radio (tamaño), se vuelve más brillante porque ahora hay más superficie por donde puede salir la radiación.
Es ahora una brillante gigante roja, cuyo tamaño fácilmente aumentó unas 100 veces y llegó hasta la órbita de Marte.
Si; la Tierra quedó engullida por el Sol. Pero antes, resultó frita por el aumento de radiación.

Ilustración de la Tierra frente al Sol en su evolución como gigante roja. – Crédito: WIKIMEDIA COMMONS/FSGREGS

En esta etapa de su vida, el Sol ocasionalmente “tose” materia con sus correspondientes pulsaciones. Mientras… se va agotando el Helio.
Cuando el Helio merma, comienza a disminuir la radiación y vuelve el colapso, el que no se da en todas partes al mismo tiempo.
Las regiones interiores del Sol comienzan a colapsar, comenzando por las más cercanas al centro, para que las sigan las más alejadas. Es un proceso en el que, las partes exteriores empujadas por la breves expulsiones de materia, se van alejando de las interiores que van colapsando.
Así queda una estrella enana blanca, rica en Carbono, brillando por contracción gravitatoria, la que genera calor para ir quemando lo que pueda quedarle de Hidrógeno y Helio. Si las estrella fuese más masiva, podría detonar el Carbono.
En el espacio exterior, rodeando la estrella, dejó una cáscara de materia conocida como Nebulosa Planetaria. Éstas reciben ese nombre porque en general son esféricas como planetas.

Nebulosa planetaria NGC 6369 – Crédito: NASA AND THE HUBBLE HERITAGE TEAM (STSCI/AURA)

Con el correr del tiempo, las enanas blancas terminarán de quemar por contracción todo lo que les pueda quedar para consumir por ese proceso y permanecerán como enanas negras u obscuras, donde los elementos pesados de su interior no pueden ser detonados por la presión y temperatura que hay dentro de ellas.

Referencia:

pdp.

NGC 6946, la galaxia de los fuegos artificiales.

En las galaxias se dan colosales explosiones por la muerte de estrellas masivas; son los eventos de supernovas (SNs).
Su nombre proviene de las novas o estrellas nuevas, que eran explosiones estelares que hacían pensar que se trataba de nuevas estrellas haciéndose visibles a simple vista.
Los diferentes tipos de SNs corresponden a los diferentes tipos de estrellas masivas, y eso está relacionado con la población estelar de la galaxia, lo que a su vez está relacionado con el tipo de galaxia (Clasificación de Supernovas por el tipo de Galaxia Hospedante || Pablo Della Paolera).

La galaxia NGC 6946 se encuentra a unos 22 millones de años luz de Casa entre las constelaciones del Cisne y Cefeo.
Se trata de una espiral que está orientada de tal forma que nos da la “cara”. En ella se han detectado unas 10 SNs desde 1917 a 2017.

Imagen superposición de diferentes observaciones de NGC 6946 – Se señalan los eventos de10 SNs registrados en ella – Crédito: WIYN telescope at Kitt Peak Observatory.

Si observamos los años, notaremos que se han dado SNs a razón aproximada de una cada 10 años.
Algunas se dieron luego de casi 20 años, pero también se dieron cada 1 o 2 años. En general, se trata de una interesante seguidilla de ese tipo de eventos.
En estudios recientes (publicados en abril del 2019) se han detectado muchos remanentes de SNs.

Mapeo de remanentes de SNs en NGC 6946 observados en diferentes longitudes de onda – Crédito: Long et al. 2019.

Esto justifica el mote retórico de galaxia de fuegos artificiales (firework galaxy).
La gran cantidad de este tipo de eventos implica la gran cantidad de estrellas masivas, lo que está relacionado con una gran producción de estrellas.

Referencia:

  • Featured Image: Hunting for Past Fireworks.
    By Susanna Kohleron

Fuente:

  • A New, Larger Sample of Supernova Remnants in NGC 6946Knox S. Long et al.

pdp.

Detección del Hidruro de Helio.

Luego del Big-Bang, el Universo entró en la etapa de la recombinación.
Las partículas atómicas cargadas (iones) comenzaron a combinarse en átomos; de los más simples como el Hidrógeno (H) y Helio (He) a los más complejos.
Luego estos átomos se enlazaron en moléculas, de las más simples a las más complejas. Primero fue la de di-hidrógeno (H2) y luego las de especies como el Hidruro de Helio (HeH+).

La molécula de H2 ha sido detectada, pero la de HeH+ se ha mantenido elusiva. Esta molécula, irradia en el infrarrojo, radiación que no llega a la superficie del Planeta porque resulta filtrada por la atmósfera. Así sería detectada sólo en el espacio exterior o a gran altura del suelo.
Un lugar para buscarla, es en las nebulosas planetarias o remanentes de supernova. Son regiones donde hay material ionizado (formado por partículas atómicas) expulsado por estrellas, donde ese material se expande, se enfría y las partículas se recombinan en átomos y luego en moléculas. Es el escenario más parecido al Big – Bang.

La nebulosa planetaria NGC 7027, en la constelación del Cisne a unos 3000 años luz de Casa, fue observada por SOFIA, un observatorio infrarrojo montado en un avión.

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Imagen de NGC 7027 crédito de NGC 7027 (Hubble/NASA/ESA/Judy Schmidt)

En observaciones de esa nebulosa planetaria realizadas por SOFIA, se pudo detectar la existencia de la molécula de HeH+ en esa nebulosa.
Luego, si bien esa molécula se habría formado en esa región del espacio, queda demostrado no sólo su existencia, sino la veracidad del modelo que asegura la formación de especies químicas de las más simples a las más complejas en entornos de materia en expansión como fue el del Big – Bang.

Referencia:

  • The First Molecular Bond in The Universe Has Finally Been Detected in Space || PETER DOCKRILL.

Fuente:

  • Astrophysical detection of the helium hydride ion HeH+ || Rolf, Güsten et al.

pdp.