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Se habría detectado un agujero negro de baja masa (cerca del límite inferior).

Los agujeros negros son regiones del espacio de donde no puede escapar la luz.
Luego, como la luz es lo más veloz concebible, nada puede escapar de un agujero negro. Nacen del colapso de una estrella masiva. Como la gravedad depende de la distancia al objeto y de su masa, fuera de la estrella la gravedad es la misma para una cierta distancia.
Pero en su superficie, la gravedad va en aumento a medida que ella colapsa. Llega un momento en que el radio toma un valor límite y la gravedad superficial es tan alta que la luz no puede escapar; nace así un agujero negro. Incluso, el objeto o estrella de Planck puede seguir colapsando y ser menor al agujero negro y no lo notaremos porque dentro de ese radio límite nada sale para ser observado.

Pero no cualquier estrella termina generando un agujero negro.
Para eso, debe tener mucha masa que le permita autogravitar lo suficiente como para que la gravedad superficial no deje escapar la luz.
Así, la teoría sugiere que la masa mínima para que se genere un agujero negro es de unas 3 veces la masa del Sol. Por debajo de esa masa, la estrella colapsa y termina como un resto evolutivo enano y frío.

La estrella catalogada como 2MASS J05215658+4359220, es más masiva que el Sol, alrededor de 3 a 4 veces (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=2MASS+J05215658%2B4359220).

The star 2MASS J05215658+4359220 (arrowed) is possibly orbiting a low-mass black hole (not arrowed, because it’s black, so you can’t see it anyway). Credit: SkyView

Imagen de 2MASS J05215658+4359220 crédito SkyView

Está en la etapa de gigante roja. Luego, está en la etapa final de su evolución. Como toda estrella de ese tipo, tiene baja temperatura superficial, cerca de 4000°C (el Sol tiene casi 6000°C) y su gran tamaño, de casi 30 veces el del Sol, la hace muy luminosa, unas 150 veces el Sol.

Pero resulta que muestra el movimiento oscilatorio de estar orbitando otro objeto con un período de 83 días. Luego, está formando así un sistema binario.
Su compañero no es observable. Como el período y amplitud depende la las masas involucradas (tercera ley de Keplerhttps://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler), y la masa de la gigante es conocida, se desprende que su compañero tiene una masa de 3,3 masas Solares.

Una estrella de esa masa debería ser observable, a menos que… se trate de un agujero negro.
De ser así, éste sería el menos masivo descubierto hasta Hoy (noviembre del 2019) y el más cercano a la masa mínima para un objeto de este tipo.

Fanciful artwork depicting a low-mass stellar black hole (lower left) and a red giant star orbiting each other. Credit: Ohio State / Jason Shults

Ilustración de la gigante roja (arriba a la derecha) y su compañero agujero negro (abajo a la izquierda) crédito de Ohio State / Jason Shults

Referencia:

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pdp.

El periódico comportamiento de algunas estrellas hipergigantes amarillas.

Las estrellas hipergigantes amarillas son masivas estrellas vigorosas.
Son escasas, superan la masa Solar en 20 veces y 500 mil veces su luminosidad y cientos de veces su tamaño. Suelen vivir unos 1000 años a lo sumo y luego se convierten en variables luminosas azules y finalmente en estrellas de tipo Wolf – Ryet (Estrellas hipergigantes amarillas… | pdp, https://paolera.wordpress.com/tag/hipergigantes-amarillas/).

Un ejemplo de este tipo de estrellas es la catalogada como HR 5271A.

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Imagen de V766 crédito de NASA Spitzer

Se trata de la estrella principal de la binaria HR 5271, también conocida como V766 Cen, en la constelación del Centauro a casi unos 12000 años luz de casa.
Muestra un comportamiento periódico a través del cual, en algunas decenas de años aumenta su temperatura a unos 8000°. Bajo esas condiciones, se vuelve inestable y luego de eruptar materia y energía con las correspondientes pulsaciones, reduce su temperatura a 4000° en 2 años para comenzar el proceso nuevamente.
Esta no es la única hipergigante amarilla en mostrar este comportamiento; también lo hacen las catalogadas como HR 8752, ρ Cas. y HD 179821

Este comportamiento está relacionado con la opacidad y la válvula de Hidrógeno, procesos que regulan las pulsaciones de muchas estrellas variables (Pulsaciones estelares por opacidad anómala y válvula de Hidrógeno | pdp, https://paolera.wordpress.com/2015/03/30/pulsaciones-estelares-por-opacidad-anomala-y-valvula-de-hidrogeno/).
A una determinada temperatura, la opacidad impide que la energía salga al exterior. Así se va acumulando aumentando la temperatura de la estrella. Mientras, los átomos de Hidrógeno se rompen. Los electrones absorben parte de esa energía “encerrada en el interior de la estrella” y se alejan del núcleo atómico. O sea, se ionizan los átomos de Hidrógeno.
Finalmente, se llega a una temperatura en la que la opacidad es doblegada y la energía comienza a escapar de la estrella. En ese proceso, los átomos de Hirógeno se recombinan. Los electrones entregan la energía absorbida y vuelven a relacionarse con los núcleos atómicos. Esta energía entregada por los electrones, junto con la que escapa luego de la acumulación, producen las erupciones y pulsaciones que terminan con la disminución de la temperatura estelar.
Luego, el proceso se repite.

Referencia:

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El nacimiento de una binaria en Ophiuco.

Las estrellas nacen del colapso de nubes de materia.
Bajo ciertas condiciones, la nube protoestelar puede dividirse y dar origen a estrellas binarias; dos estrellas que con el tiempo podrán orbitarse mutuamente o precipitar y fusionarse en una sola.

A unos 600 años luz de casa, en la constelación de Ophiuco, se encuentra el complejo nebular de la pipa. En él, hay una región conocida como Barnard 59, rica en estrellas jóvenes.
Allí se encuentra el sistema protobinario BHB2007-11.

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Imagen de BHB2007-11 crédito de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). © ESO.

Se observan dos fuentes compactas de energía.
Se trata de dos discos circunestelares donde cada uno alimenta a una protoestrella en su centro. Es el nacimiento de una binaria. Cada disco tiene el tamaño aproximado del cinturón de asteroides de nuestro Sistema Solar. Entre ellos, hay una distancia equivalente a casi la distancia Sol – Neptuno.

También se observan estructuras filamentosas.
Se trata de materia que está cayendo desde una región externa; desde un disco circumbinario de unas 80 masas Jovianas hacia los circunestelares. Luego, estos últimos nutren de esa materia a las protoestrellas.

Video: EMBRIÕES ESTELARES EM ALTA RESOLUÇÃO !!!

Ciência News

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La masa del púlsar J0740+6620.

Una estrella de neutrones es el final de una estrella masiva.
En su colapso, protones y electrones se unen en neutrones y la estrella aumenta tremendamente su rotación, como sucede con un patinador cuando gira sobre su eje y junta los brazos al cuerpo.
En esa configuración, el campo magnético también se incrementa por la rápida rotación. Si los polos magnéticos no coinciden con los del eje de rotación, el campo magnético barre regiones de materia que aún rodea a la estrella y las partículas cargadas sufren una fuerza magnética que las hace irradiar. Así emite pulsos de radiación como si fuera un faro; eso es un púlsar (https://es.wikipedia.org/wiki/Púlsar).

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Ilustración crédito de Mysid en Wikipedia

Una estrella de neutrones o pulsar, tiene una masa cuyo límite es 2,17 veces la masa del Sol. Por encima de ese valor, colapsa en un agujero negro; un objeto con gravedad superficial tan alta que no escapa ni la luz. Es más, giran miles de veces por segundo con tamaños de una luna o planeta enano.
¡Imaginemos la Luna girando miles de veces por segundo!

El púlsar J0740+6620 se encuentra a unos 4500 años luz de Casa.
Está acompañado por una enana blanca, el resto evolutivo de una estrella de tipo Solar. Eso permitió medir la masa de la estrella de neutrones.
Cuando la enana se interpone entre nosotros y la estrella de neutrones, modifica la radiación que proviene de ella. La deformación del espacio producida por su masa, hace que la información proveniente del púlsar recorra más camino hacia nosotros. Clásicamente podemos pensar que la enana le quita gravitacionalmente energía a la radiación del púlsar.

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Ilustración crédito de BSaxton, NRAO/AUI/NSF

Observando cómo afecta la enana blanca a la radiación del púlsar, y sabiendo la masa de una enana de ese tipo, se puede estimar la masa de la estrella de neutrones. La masa del púlsar resultó ser de 2,14 veces la masa del Sol.
Eso convierte a este púlsar en el más masivo hasta ahora descubierto y lo pone al borde de convertirse en agujero negro.
Hacen falta más mediciones, por lo que es probable que este valor se modifique.
Veremos…

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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?

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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.

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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.

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pdp.