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Ambientes favorables para las SNSLs (el caso de SN 2017egm)

Las supernovas (SNs) son la explosiva muerte de estrellas masivas.
Estos eventos no son todos iguales, por lo que hay SNs de diferentes tipos según las estrellas progenitoras de esa explosión.
Hay una cierta relación entre las galaxias que hospedan SNs y el tipo de éstas. Aparentemente, las diferentes SNs se originan en galaxias donde reinan las condiciones favorables para determinadas estrellas masivas progenitoras de esos eventos (pdp, 12/sep./2013, Clasificación de Supernovas por el Tipo de Galaxia Hospedante, https://paolera.wordpress.com/2013/09/12/clasificacion-de-supernovas-por-el-tipo-de-galaxia-hospedante/).

Las SNs superluminosas de tipo I (SNSLs), se suelen dar en galaxias de baja metalicidad, es decir de poca cantidad de elementos más pesados que el Hidrógeno (H) y el Helio (He) (o sea, regiones ricas en esos elementos) y de alta formación de estrellas enanas.

La galaxia espiral NGC 3191 en Osa Mayor a unos 400 millones de años luz de casa, tiene alta metalicidad y es anfitriona de la SNSL 2017egm, la más cercana a nosotros hasta la fecha (agosto 2017).

SDSS DR14 image of the massive spiral galaxy NGC 3191; the cross-hairs mark the position of SN 2017egm. Image credit: SDSS.

Imagen de NGC 3192. La cruz señala el lugar cercano al núcleo galáctico donde se produjo la SN 2017egm. Imagen crédito CDSS

En la región oeste de esta galaxia, se dio un evento de formación estelar posiblemente debido a interacciones con su galaxia vecina MGC+08-19-017 a unos 135 mil años luz de ella.

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Imagen de NGC 3191 y su cvecina MGC+08-19-017 publicada en el trabajo de L. Izzo et al.

La región que rodea a esta SNSL, está dominada por estrellas de dos poblaciones o generaciones diferentes. Unas, las más jóvenes, tienen entre 2 y 10 millones de años de edad y bajas metalicidades. Este es el tipo de estrellas que suelen ser precursoras de ese tipo de SNSLs.

Todo indica que las estrellas precursoras de SNSLs son masivas (más de 20 veces la masa del Sol) y con bajas metalicidades (ricas en H y He) en ambientes que pueden darse en galaxias masivas de tipo espiral barradas (tipos tardíos o más “hacia la derecha” en la clasificación de galaxias).

Referencia:

Fuente:

  • Astronomy & Astrophysics, August 15, 2017, The host of the Type I SLSN 2017egm: A young, sub-solar metallicity environment in a massive spiral galaxy, L. Izzo et al.
    https://arxiv.org/pdf/1708.03856.pdf

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Nuevo tipo de estrellas variables (a Junio del 2017).

Las estrellas variables, como su nombre lo indica, son capaces de variar su brillo.
Las hay de diferentes tipos, desde cariables de corto a largo período y hasta semiperiódicas; eclipsantes, pulsantes y catacísmicas (VIGIACOSMOS, julio 29, 2014, ESTRELLAS VARIABLES: Tipos y Clasificación, http://www.vigiacosmos.es/tipos-y-clasificacion/).

Se ha encontrado un nuevo tipo de estrella variale.
Se trata de las pulsantes azules de gran amplitud (BLAP del ingés Blue Large Amplitude Pulsators).
Son azules de unos 30 000 K de temperatura superficial.
Con algunas similitudes con las sub-enanas, pero mucho más brillantes y de menor gravedad superficial, luego, más grandes.
Se trata de gigantes de baja masa con grandes amplitudes de variación de brillo; ésto implica que las variables de tipo BLAP, no son sub-enanas “oscilantes” sino un tipo propio de variables donde todas comparten temperaturas, gravedades superficiales y abundancias de Helio.

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Espectros (distribución) de energía de tres estrellas BLAP. Crédito: Gemini Observatory/AURA/NSF

El análisis de los espectros de enería de tres estrellas de tipo BLAP demuestra que comparten propiedades distinguiéndolas de otros tipos de variables, lo que es eviencia de que se trata de una nueva clase bien definida.

Referencia:

Fuente:

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¿Detectamos explosiones de estrellas de Plank?

En Física las leyes clásicas son aquellas que siempre se cumplen, o que cumplen la mayoría de los objetos.
Así tenemos la Física clásica de Newton y la Relatividad clásica de Einstein. Incluso podemos hablar de una cuántica clásica.
El efecto túnel o tunelado, es el efecto por el cual una partícula viola las leyes de la Física clásica.
Por ejemplo. Los protones son partículas de cargas positivas y deberían repelerse con mayor fuerza a medida que se acercan. Pero sucede que en el Sol, por tunelado, éstos llegan a chocar y por ese motivo se producen las reacciones que generan la radiación Solar.
Es muy poco probable que esto suceda, pero en el Sol hay tantos protones que cada tanto algunos chocan. Es como tirar una pelotita contra una pared y que los espacios intermoleculares de ella coincidan con los de la pared y… la atraviese. La probabilidad es bajísima, no nos alcanzaría la vida para tirar pelotitas hasta que eso suceda. Pero si arrojamos tanta pelotitas como protones hay en el Sol, al menos una nos daría esa sorpresa.

La Física clásica dice que nada puede escapar de un agujero negro (AN) ya que ni la luz puede salir de él, y ésta es un límite físico. Luego nada la puede superar y por lo tanto salir de esas masas tan densas. En realidad los AN son las regiones de donde no se puede escapar por su intensa gravedad. La estrella que la genera, pudo seguir colapsando y ser menor que esa región y no lo notaremos por no poder “ver” dentro de ella.
Las estrellas de Plank, son estrellas tan colapsadas que se generan una región AN. Luego, habría una estrella de Plank en el centro de un AN. (Ciencia Historia, 5/feb./2014, ¿Qué es una estrella de Plank?, M. M. Lanzi, http://www.cienciahistoria.com/2014/02/que-es-una-estrella-de-planck.html).

Pero las estrellas de Plank se evaporarían por radiación Hawking. Debido a la energía almacenada en todo el AN, se pueden generar partículas y antipartículas, unas dentro del AN y otras fuera de él. Estas últimas podrían escapar y el AN tendría menos energía por la partícula que escapó nacida de él, luego la estrella de Plank, como generadora del AN, termina con menos masa.
Esto le llevaría a una estrella de Plank de masa estelar, en promedio, 1050 veces el tiempo que tardó el Universo en expandirse (ese tiempo es el tiempo de Hubble).

Pero por tunelado, cabe la posibilidad de que la materia escape de él en un decaimiento explosivo.
Esto daría como consecuencia pulsos de alta radiación gamma y en ondas de radio, ambos de determinadas características. Se han detectado pulsos en rayos gamma con esas características, y los pulsos dados por las llamativas y aún inexplicadas fulguraciones en radio, son muy parecidos a los que se producirían en este tipo de evento.

En el Universo hay AN con diferentes masas.
El tiempo para el cual un AN explotaría depende directamente de su masa.
El el origen de Universo, se podrían haber formado AN (primordiales) de diferentes masas, entre ellos, los de masa planetaria. Para estos AN, el tiempo de decaimiento por tunelado es muy parecido al tiempo de Hubble o al tiempo que le llevó expandirse al Universo.

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Ilustración de la evolución de una estrella de Plank a lo largo del tiempo de Hubble, publicada en el trabajo de Carlo Rovelli

Si estamos en lo correcto, estas estrellas de Plank primordiales de masa planetaria, estarían explotando actualmente y las detecciones de fulguraciones gamma y en radio, serían evidencias de este fenómeno cuántico.

Fuente:

  • (arXiv, 5/aug./2017), Nature Astronomy 1 (2017) 0065,Planck stars: new sources in radio and gamma astronomy?, Carlo Rovelli.

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Cuasares que titilan.

Aparentemente, las estrellas titilan.
Cuando su luz atraviesa la atmósfera terrestre hasta nuestros ojos, se ve refractada aleatoriamente por las turbulencias y convecciones que hay en el aire. Eso produce los rápidos aumentos y disminuciones de intensidad que obervamos.

Algo parecido está sucediendo con la luz que nos llega de los cuasares.

Éstos reciben ese nombre de objetos cuasi estelares o sea casi estelares.
Cuando se los descubrió, parecían estrellas, pero estaban muy lejos, alejándose muy rápido y con un enorme brillo; luego no podían ser estrellas.
Con el tiempo, se supo que se trataban de núcleos activos de galaxias lejanas, tanto que se los observaba muy jóvenes, o como cuando eran a poco de formarse. Eso se debe a la que la luz tarda un tiempo en llegarnos. Seguramente ahora son maduras galaxias mientras nos llegan “sus primeras imágenes”.

Los cuasares con activos en todas las longitudes de onda del espectro de energías.
Observándolos en ondas de radio, se muestran titilando. Pero eso sucede con los que están cercanos en perspectiva a una estrella caliente. Luego, eso no es propio de esos cuasares sino del medio que atraviesa su luz, principalmente las vecindades de esas estrellas.
Esto se observó en cuasares vecinos en perspectiva a las estrellas Spica en Virgo y Vega en Lyra.

Observando la nebulosa Helix en Acuario, se ve una estrella envejecida en su centro y a su alrededor unos grumos de gas. Éstos, se ven estirados radialmente en la dirección opuesta a la estrella por la radiación de ésta (o viento estelar), adoptando un aspecto cometario.

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Glóbulos de gas de aspecto cometario en la nebulosa Helix – Crédito: C. R. O’Dell (Vanderbilt University), K. Handron (Rice University), NASA. Used with permission. Imagen publicada en Science Springs (ver enlace en la imagen)

De esta forma se generan unos filamentos radiales en esa nebulosa, los cuales flamean con el viento estelar (como lo hace la cola de un cometa con el viento Solar).

Hay evidencias de plasma (gas ionizado o gas formado por átomos partidos) alrededor de estrellas calientes en nuestro vecindario Solar, hasta una distancia de poco más de 5 años luz de ellas. Este gas estaría rodeando (a manera de “piel”) a grumos de gas molecular, los que no estarían relacionados con la evolución de esas estrellas.

La radiación de la estrella “sopla” ese plasma y estaría generando una estructura filamentosa radial de plasma como las observadas en la nebulosa Helix. Esos filamentos, estarían flameando como una “melena” que rodea a la estrella afectado por dispersión a la luz del cuasar cuando la atraviesa hasta llegarnos.

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Ilustración crédito de  M. Walker (artwork), CSIRO (photo.)

Referencia:

Fuente:

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DES15E2mlf, la SN superluminosa más lejana, del gran mediodía cósmico (a mediados del 2017)

La época de mediados del 2017 parece ser la época de los descubrimientos extremos.
Primero se descubrió la estrella individualmente observada más lejana (pdp, 11/jul/2017, MACS-J1149-LS1 la estrella más lejana observada individualmente, https://paolera.wordpress.com/2017/07/11/macs-j1149-ls1-la-estrella-mas-lejana-observada-individualmente-a-jun-2017/).
Luego fue el turno de la estrella más pequeña (pdp, 12/jul./2017, La estrella más pequeña, https://paolera.wordpress.com/2017/07/12/la-estrella-mas-pequena-a-junio-2017/).

Ahora llegó el turno de la supernova (SN) superluminosa (SL) más lejana detectada hasta junio-julio del 2017.Una SN es la colosal muerte explosiva de una estrella masiva luego de colapsar sobre ella misma. Estas explosiones pueden ser tan brillantes como toda la galaxia que la hospeda. En este caso, esta SN catalogada como DES15E2mlf, triplica ese brillo, o sea que es tres veces más brillante que una galaxia como la nuestra, luego estamos frente a una SNSL en este caso de tipo I. Si bien en una galaxia pueden darse diferentes tipos de SNs, según sean la características de la galaxia, suelen darse ciertos tipos de SNs con mayor frecuencia. Así es como se puede considerar cierta clasificación de SNs según la galaxia donde se dieron (pdp, 12/sep./2013, Clasificaión de supernovas por el tipo de galaxia hospedante, https://paolera.wordpress.com/2013/09/12/clasificacion-de-supernovas-por-el-tipo-de-galaxia-hospedante/).En este caso, DES15E2mlf pertenece a una galaxia más masiva que otras donde se dieron SNSL de tipo I (SNSL-I).Más aún. Se encuentra a unos 10 mil millones de años luz. Eso indica que se produjo unos 3 mil millones a 4 mil millones de años luego del Big-Bang. A esa época se la conoce como el gran mediodía cósmico, por ser la época de mayor formación estelar luego del nacimiento de nuestro Universo.Así, DES15E2mlf, es la SNSL-I más lejana detectada hasta hoy (mediados del año 2017).

Imagen en falso color de DES15E2mlf en la época de observación de mayor brillo. Crédito: D. Gerdes and S. Jouvel.

Referencia:

Fuente:

  • DES 2016-0213, FERMILAB-PUB-16-614-AE, Mon. Not. R. Astron. Soc., 000, 000–000 (0000), Printed 24 July 2017, DES15E2mlf: A Spectroscopically Confirmed Superluminous Supernova that Exploded 3.5 Gyr After the
    Big Bang, Y.-C. Pan et al.
    https://arxiv.org/pdf/1707.06649.pdf

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La estrella más pequeña (a junio 2017).

¿Cuán pequeña puede ser una estrella?.
A unos 600 años luz de casa se encuentra la estrella más pequeña conocida hasta hoy (jun.2017).
La estrella catalogada como EBLM J0555-57 es de tipo solar. Mostró variaciones de brillo debido al tránsito de un objeto a su alrededor, por lo que se sospechó de un posible planeta orbitándola.
Ese objeto mostraba una órbita poco alargada que le hacía tener un período en torno a la estrella principal de casi 8 días terrestres. Sabiendo la masa de la estrella principal se estimó la de este objeto, la que resultó ser de 85 masas jovianas, esto es unas 81 milésimas de masas solares. Es mucho para un planeta incluso de tipo joviano.
Las estrellas fallidas conocidas como enanas marrones, tienen masas de hasta 80 masas jovianas.
(Wikipedia, Enana marrón, https://es.wikipedia.org/wiki/Enana_marr%C3%B3n).

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Imagen publicada en el trabajo de Alexander von Boetticher et al.

Este objeto es por poco una estrella con la masa suficiente (apenas encima del límite inferior) para detonar la fusión del Hidrógeno y brillar como tal.
Su tamaño resultó ser muy pequeño; tan sólo de 84 centésimas el radio de Júpiter, esto es como Saturno, unos 84 milésimas el tamaño del Sol.
Luego se trata de una estrella, de la más pequeña hallada hasta ahora.
En la imagen se aprecia a las componentes de la estrella binaria EBLM J0555-57, donde la componente B es la estrella de menor tamaño hasta hoy conocida.

Los remanentes estelares de una explosión de supernova, son las estrellas de neutrones. Luego de explotar una estrella masiva, deja su núcleo compacto y por lo tanto muy denso.
Viendo la masa y dimensiones de esta estrella, tiene una densidad muy alta, convirtiéndose en uno de los objetos más densos que no son remanentes estelares.

Ilustración publicada sin crédito publicada en https://www.cam.ac.uk/research/news/smallest-ever-star-discovered-by-astronomers

La pequeña EBLM J0555-57Ab, la tercera de la izqueirda en la ilustración, con un tamaño similar al de Saturno y menor a TRAPPIST-1.
Luego, ante la pregunta del principio de este artículo, podemos responder: “Tanto como Saturno”.

Teniendo en cuenta su tamaño, si es que tiene planetas, es muy probable que sean de tipo terrestres.

Referencia:

Fuente:

  • Astronomy & Astrophysics, June 28, 2017, The EBLM project.
    III. A Saturn-size low-mass star at the hydrogen-burning limit, Alexander von Boetticher et al.
    https://arxiv.org/pdf/1706.08781.pdf

Las galaxias pasivas de Abell 520.

Las galaxias se agrupan en cúmulos y éstos en supercúmulos.
Hay una estructura jerárquica. Esos supercúmulos forman filamentos o paredes como monstruosas estructuras galácticas.
Nuestra Galaxia está en el cúmulo llamado Grupo Local, el que está en el Supercúmulo de Virgo, el que está embebido en una estructura mayor llamada Laniakea (el cielo inconmensurable) (pdp, 5/sep./2014, Laniakea, el cielo inconmensurable, https://paolera.wordpress.com/2014/09/05/laniakea-el-cielo-inconmensurable/).

A veces dos galaxias colisionan y a veces lo hacen los cúmulos a los que pertenecen. El encuentro de dos cúmulos de galaxias, es un evento muy energético.
En esos cúmulos, no sólo hay galaxias, también hay materia, mucha de la cual pudo provenir de galaxias desmembradas. Cuando se encuentran dos cúmulos de galaxias, sus galaxias componentes sienten los efectos de ese encuentro. Hay interacciones ente ellas y el material intergaláctico dentro de cada cúmulo.
En ese encuentro, cada cúmulo precipita sobre el otro en una dirección dada por lo que se conoce como eje de fusión (merger axis).

Es lógico esperar que las galaxias se vean afectadas en el choque entre sus cúmulos.
Para analizar los posibles efectos en la evolución de galaxias en cúmulos en colisión, se observó a más de 400 galaxias pertenecientes a Abell 520 (A520). Este estructura también conocida como Choque de Trenes (Train Wreck), es el resultado de la colisión de cúmulos de galaxias. Se compararon estas observaciones con otras hechas en galaxias en cúmulos no colisionando a distancias similares a la de A520.

Se encontró que las galaxias de A520 muestran una baja producción de estrellas. En particular, hay galaxias “pasivas” (con su formación estelar muy baja) en una amplia región a lo largo del eje de fusión y principalmente en el centro del cúmulo.
Se espera que la interacción de las galaxias con el material intracumular o intergaláctico produzca un enriquecimiento que, junto a las ondas de choque que se generan, aumente la producción de estrellas. Es probable que esto haya sucedido, pero dando lugar a estrellas de corta vida (tal vez masivas) que no hayan superado los 400 millones de años.

mapaA520

Gráfico publicado en el trabajo de Boris Deshev et al.

En el gráfico se indica el eje de fusión en verde. Se aprecia la posición de las galaxias pasivas señaladas con círculos rojos. Las que están produciendo estrellas se señalan con estrellas celestes. Los diamantes verdes indican las galaxias “apagadas” recientemente (sin formación estelar) y los rombos violeta marcan la posición de agujeros negros.
Los puntos grises indican galaxias que no pertenecen a A520 (de fondo o de campo).

Fuente:

  • Astronomy & Astrophysics, July 12, 2017, Galaxy evolution in merging clusters: The passive core of the “Train Wreck” cluster of galaxies, A520, Boris Deshev et al.
    https://arxiv.org/pdf/1707.03208.pdf

pdp.