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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.

 

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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.

El enigma de tres estrellas hiperveloces.

Las estrellas hiperveloces (Hipervelocity Star – HVS) tienen velocidades que les permiten escapar de la galaxia que las hospeda.

hypervelocity star

Ilustración de una HVS – Crédito: NASA.

Hay varias maneras para que puedan haber adquirido esa velocidad.
Pueden haber sido parte de un sistema binario donde la estrella compañera estalló como supernova y la “soltó” gravitacionalmente, como una piedra centrifugada en la honda de David.
Pueden haberse acelerado en un ambiente de muchas estrellas donde interactúan y aceleran gravitacionalmete. Esto no sólo se puede dar en cúmulos estelares en formación, sino en asimilaciones de galaxias enanas por parte de una mayor, donde estas estrellas resultan acelerados como esquirlas de ese proceso. También, una estrella masiva puede explotar asimétricamente en su final como supernova, y sentir un empujón producto de la reacción por la brusca expulsión los gases en una dirección preferencial (pdp, 16/ene./2014, Velocidad de escape y estrellas hiperveloces, https://paolera.wordpress.com/2014/01/16/velocidad-de-escape-y-estrellas-hiperveloces/).

Para septiembre del 2017, se publicó el descubrimiento de otras 3 HVSs en la Vía Láctea, de las que una (LAMOS-HVS1) ya era conocida. Las otras dos, son estrellas masivas (LAMOS-HVS2, de tipo B2V de 7 masas Solares; y la otra, LAMOS-HVS3, B7V de 4 masas Solares) con velocidades de 500 Kms./seg., y 400 Kms./seg. respectivamente.
Las tres estrellas están relacionadas con jóvenes estructuras estelares del centro galáctico, lo que permite suponer que se formaron y aceleraron en ese ambiente colmado de estrellas, donde los encuentros gravitacionales son frecuentes como para acelerarlas a tremendas velocidades.

Pero si se calcula el tiempo que les llevó viajar desde aquel lugar hasta donde se encuentran actualmente, pese a la gran velocidad que llevan, el tiempo de viaje es mayor a la vida de ese tipo de estrellas.
Se espera que mejores medidas de sus movimientos aclaren el panorama.

 

Referencia:

Fuente:

pdp.

Regulus: Una estrella de luz polarizada.

Regulus es la estrella más brillante de la constelación de Leo, y una de las más brillantes del cielo.
A una distancia de 77 años luz de casa, se trata de un sistema cuádruple; dos sistemas binarios (dos grupos de dos estrellas) girando entre ellos.
De todas ellas, la más brillante y dominante a simple vista, es Regulus A, una estrella de color azulado, de tipo Solar, pero de mayor tamaños y brillo (Wikipedia, Regulus, https://es.wikipedia.org/wiki/Regulus).

Ilustración crédito de The Night Sky Guy.

Esta estrella muestra una alocada rotación.
Mientras que el Sol rota en unos 25 días, Regulus lo hace en unas 16 hs. Esto corresponde al 96,5% del límite para que resulte despedazada por fuerza centrífuga.
Al tener esa gran rotación, la estrella tiene una forma estirada en su ecuador, o sea oblada.
Eso afecta le distribución de brillo en su superficie, en lo que se conoce como oscurecimiento gravitacional. La energía que se produce en su centro, debe atravesar mayor materia hacia su ecuador estelar que hacia los polos, eso hace que sea más brillante en las regiones polares que en las ecuatoriales (pdp, 4/oct./2016, Las estrellas de rápida rotación…, https://paolera.wordpress.com/2016/10/04/las-estrellas-de-rapida-rotacion-y-su-influencia-en-el-clima-de-sus-planetas/).

Video: Publicado el 6 jun. 2007, Regulus.

Pero además, en esta estrella se confirmó la polarización de su luz debido a su rápida rotación.
La luz es un fenómeno ondulatorio, en el que una onda oscila en varias direcciones aleatoriamente, todas perpendiculares a la dirección de propagación. Se dice que está polarizada cuando esa oscilación es en un sólo plano preferencial, no cambia aleatoriamente (Wikipedia, Polarización electromagnética, https://es.wikipedia.org/wiki/Polarizaci%C3%B3n_electromagn%C3%A9tica).

Hace unos 50 años que se pensaba que las estrellas de rápida rotación deberían emitir luz polarizada y esto fue verificado en Regulus.

Referencias:

Fuente:

pdp.

Estructuras superficiales estelares a través de tránsitos exoplanetarios.

La primer estrella que observamos de cerca es nuestro Sol.
Observamos sus manchas solares y las características de su superficie.

Video: La superficie Solar: Gránulos fotosféricos.

Solar.org, 3/ene./2014; Crédito: SST, Luc Rouppe van der Voort, Institute for Solar Physics

Eso nos permitió extender nuestros modelos a otras estrellas, al menos a las de tipo Solar, suponiendo con cierta lógica, que comparten características con nuestra estrella.
Hay evidencias de que en otras estrellas hay grandes manchas obscuras y, a través de técnicas de interferometría (https://es.wikipedia.org/wiki/Interferometr%C3%ADa), se pudo realizar estudios de sus superficies y detectar regiones de diferentes brillos.

Los modelos predicen que las estrellas tienen una superficie en ebullición plagada de estructuras, que hacen que no se trate de superficies suaves o lisas.

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Patrones modelados de superficies estelares de enanas blancas (izq.) y supergigante (der.) – Crédito de:  H. G. Ludwig

Eso lo podemos verificar en el Sol a través de observaciones, pero no en otras estrellas; las que no dejan de ser objetos puntuales para nuestros instrumentos pese a su tamaño debido a la gran distancia a la que se encuentran.
En este caso, nos puede resultar útil el tránsito de los exoplanetas.

En grandes rasgos, cuando se produce el tránsito, la intensidad de la luz de la estrella disminuye, se mantiene en un mínimo, y luego crece y recupera su valor habitual cuando finaliza el paso del exoplaneta delante de ella.

Gráfico de brillo estelar durante un tránsito exoplanetario publicado en Astronomía para todos (ver enlace en imagen)

Eso nos permite estimar el tamaño del exoplaneta en base los tiempos de duración de cada etapa del tránsito. Pero también nos puede dar información de la superficie estelar que va siendo ocultada a su paso por delante de ella.

A medida que el exoplaneta transita delante de su estrella, va ocultando partes de su superficie, y con ellas, también las características de las mismas. A medida que el exoplaneta avanza y reaparecen esas características ocultadas, desaparecen otras que son de las nuevas regiones eclipsadas.
Con la debida resolución, podríamos detectar las diferencias de brillo y color debidas a este proceso, a medida que transcurre el tránsito delante de la estructura de la superficie de la estrella.

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Ilustración de cómo se puede tener musstras de las cracterísticas superficiales basadas en el tránsito exoplanetarios. – Crédito de:  D. Dravins.

El autor de esta técnica, la compara con el caso de un globo ascendiendo delante de un edificio iluminado de noche.
Con la distancia, vemos la suma de todas las ventanas iluminadas. A medida que el globo asciende delante del edificio, notaremos que desaparecen y aparecen ventanas de diferentes brillos y colores.
Imaginemos tres ventanas; una roja, otra amarilla y otra azul. De lejos veremos luz blanca (la suma de las tres) si todas tienen la misma intensidad de luz, o veremos luz algo coloreada si algunas ventanas son más brillantes que otras. A medida que el globo las oculta, veremos que la coloración y brillo de la luz del edificio varía por los colores de las ventanas ocultadas y desocultadas. Ahí nos daremos cuenta de la existencia de esas ventanas con sus brillos y colores, es decir, de la estructura en ventanas de la superficie del edificio.
De la misma forma, en el caso del tránsito de un exoplaneta delante de su estrella, podríamos tener información de las características superficiales de ella.

Referencia:

Fuentes:

pdp.