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Hibonita en el meteorito Murchison.

La Hibonita es un mineral descubierto en 1956 y 4 años después cayó desde el cielo, pero eso se supo recién en estos días (año 2018) (https://es.wikipedia.org/wiki/Hibonita).

En Australia, en el año ‘60, cayó el meteorito Murchison; una roca de 100 Kgr. la que seguramente era parte de un objeto mayor del que se separó (https://es.wikipedia.org/wiki/Meteorito_Murchison).
Su análisis mostró una estructura de 4500 millones de años de antigüedad, eso lo hace anterior a la existencia de nuestro Planeta. Además mostraba incrustaciones de cristales de Hibonita con proporciones de Helio y Neón que denunciaban una formación en una época caótica.

Los modelos evolutivos dicen que el Sol en su juventud fue mucho más brioso.
En aquellas época rotaba mucho más rápido. En su interior, el flujo de partículas cargadas (plasma) generaba un campo magnético. Además, a esas partículas se le agregaba la rotación Solar, haciendo que ese campo rote con Sol (entre otras cosas).
En ese proceso, el campo interactuaba con las partículas cargadas expulsadas por el Sol. En esa interacción, las partículas tomaban energía del campo, el que a su vez se alimentaba del movimiento de las partículas del interior del Sol y de su rotación. Así, el Sol veía lenta pero continuamente disminuida su rotación hasta la que tiene hoy, proceso que continúa.

Pero en aquel entonces, también era mucho mas activo. Esa actividad es la que quedó plasmada en los primeros grumos de materia del disco protoplanetario que lo rodeaba.
Así, se formó el objeto rico en Hibonita del que se desprendió el meteorito Murchison.
El Sol expulsaba grandes cantidades de protones a gran velocidad. Esos protones impactaron en el material coagulando del disco circunestelar creando el Helio y el Neón (rompiendo el Aluminio y el Calcio) hallado en la Hibonita.

Hibonite crystals (inset, actual photo) formed very early in the solar system's history when it was still a swirling disk of gas and dust (artwork). Credit: Field Museum, University of Chicago, NASA, ESA, and E. Feild (STScl).

Ilustración de la vigorosa juventud del Sol generando cristales de Hibonita (meterial azulado) en la nube de material circunestelar, crédito: Field Museum, University of Chicago, NASA, ESA, and E. Feild (STScl).

De esta manera, la composición de este meteorito confirma lo predicho por los modelos de formación estelar.

Referencia:

Fuente:

pdp.

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Causas que afectan el brillo propio de estrellas y galaxias.

Las estrellas son las luminarias del Espacio.
Ellas no sólo iluminan sus vecindades interestelares, sino que hacen notar las galaxias donde viven e incluso su estructura.

Las estrellas más masivas son las que generan más energía desde su centro por reacciones nucleares generadas por presión y temperatura. Pero eso no es todo.
Si la estrella es pequeña (o de tamaño moderado), la energía (su luz) no tiene mucha superficie por donde salir; eso lo dice la ley de Stefan – Bokltzmann (S-B). La energía total que irradia un cuerpo por unidad de superficie es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura (https://es.wikipedia.org/wiki/Ley_de_Stefan-Boltzmann). Luego, las más masivas y por lo tanto más calientes serían las más brillantes. Pero resulta que esas estrellas en general no son tan grandes, y para tener toda la energía irradiada por la estrella, hay que multiplicar la expresada por la ley de S-B por el área de la estrella (recordemos que la ley de S-B da la energía total irradiada por unidad de superficie); y ahí aparece la influencia de su radio. Las de mayor tamaño (de mayor radio) tienen superficies mayores y son más luminosas. Un ejemplo lo dan las gigantes y supergigantes rojas que, pese a tener baja temperatura superficial, son de las más brillantes.
Eso se debe a que los fotones (partículas de energía-luz) generados en el interior de las estrellas, no salen directamente de ella, sino que recorren caminos aleatorios dentro de la estrella, entrando y saliendo de los átomos que la forman, hasta llegar al exterior. Luego, las más pequeñas y densas “entretienen” más a sus fotones en su interior que las grandes y de menor densidad, que les ofrece mayores caminos libres hacia afuera (pdp, 19/feb./2016, Caminando el vacío, https://paolera.wordpress.com/2016/02/19/caminando-el-espacio-vacio-vacio/). Por supuesto que las ganadoras son la gigantes, vigorosas y jóvenes masivas. Éstas tienen la gran temperatura y el gran tamaño como para que salgan con facilidad la gran cantidad de fotones desde su interior (gigantes azules).
En el caso del brillo estelar, el tamaño importa.

En las galaxias espirales, resaltan sus brazos. Pensamos que en ellos hay mayor cantidad de estrellas, pero no es así. Hay más luz que en el resto de la galaxia pero no por haber más estrellas. En los brazos se da la mayor formación de estrellas en comparación con otras partes de la galaxia. O sea que lo que sucede es que en los brazos hay más estrellas jóvenes y luminosas.

En general, hay galaxias más brillantes que otras debido a que tienen una mayor formación estelar. Por ejemplo, una galaxia elíptica como NGC 4874, la dominante del cúmulo de Coma. (https://es.wikipedia.org/wiki/C%C3%Bamulo_de_Coma).

Imagen de la elíptica NGC 4874 (a la derecha) en el grupo de galaxias de Coma. – Crédito: ESA/Hubble & NASA.

Esta galaxia es la más brillante del grupo debido a la gran cantidad de estrellas que hay en ella.

Pero la galaxia M82 es más brillante que NGC 4874, pese a tener menos estrellas.

Imagen de la galaxia “cigarro” M82 – Crédito: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Esta galaxia está interactuando con material vecino a ella. Esto provoca un brote de nacimientos de estrellas que, en suma, la hacen extremadamente brillante.
Sería el caso del nacimiento estelar en los brazos de las espirales llevado a toda la galaxia.
En el caso del brillo de las galaxias, lo que importa es la cantidad de estrellas brillantes, cosa que no va de la mano con su tamaño.

Referencia:

pdp.

Explicando la variabilidad de RW Aur A.

La estrella RW Aur, es una joven binaria de algunos millones de años de edad a unos 450 años luz de Casa.
Ubicada en las nubes obscuras de la región de Tauro – Auriga, sus componentes son estrellas de la misma masa que el Sol. Una de ellas, RW Aur A, mostró variaciones de brillo muy particulares, las cuales ya eran observadas desde los años ‘30. Sus disminuciones de brillo tienden a ser mayores y más duraderas.
Actualmente, se hizo un estudio en rayos X de esta estrella y se encontró que la energía en esta frecuencia también disminuye cuando lo hace en el rango visible. Luego, algo se está interponiendo entre nosotros y la estrella. Es más, se detectó la presencia de gran cantidad de Hierro, elemento frecuente en protoplanetas y planetas.
Así surgen dos explicaciones posibles para este particular obscurecimiento de RW Aur A.
Por un lado es posible que la estrella esté rodeada de material protoplanetario rico en Hiero. Su compañera, RW Aur B podría estar modulando (alterando) gravitacionalmente la estructura de este material, provocando el paso de nubes de polvo delante de la estrella.

La otra opción, es que ese material proviene de la colisión de al menos dos protoplanetas, o entre dos objetos donde uno podría haber tenido el tamaño de un planeta.

Referencia:

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pdp.

La hiperveloz PB 3877 (rompiendo modelos).

Y la bolsa de los objetos raros sigue llenándose.
En la Galaxia hay estrellas de alta velocidad. Moviéndose con mayor rapidez que la mayoría de las estrellas, pueden haber tenido varios orígenes. Pueden ser el resultado de una binaria partida por la explosión de una de sus componentes. Eso liberó y hasta pudo empujar a la compañera. También pudo ser el resultado de un encuentro cercano entre estrellas. En un vecindario poblado de estrellas, como ser un cúmulo globular o una nube de formación estelar, una estrella pudo acercarse demasiado a otra y sentir un tirón gravitatorio que la impulsó a gran velocidad.

Pero se han hallado estrellas hiperveloces (HVS – Hyper Velocity Stars).
Suelen tener velocidades mayores a los 300 Km/seg. y su origen está relacionado con un gran tirón gravitatorio. Un modelo sugiere que una binaria puede pasar cerca del agujero negro supermasivo de la Vía Láctea. Una de las binarias siente el tirón gravitatorio del agujero negro y su compañera tiende a frenarla. Así, la primer estrella queda atrapada en una órbita cercana al agujero negro. La otra, siete la reacción de la primera y experimenta un tirón que termina desgarrando al par de estrellas y catapultándola con hipervelocidad.

Este sería el caso de la estrella PB 3877 (SDSS J121150.27+143716.2).
Haciendo un análisis de su trayectoria, se está moviendo a casi 600 Km./seg., pero está en el halo de la Galaxia y no pasó cerca del agujero negro central. Luego ¿cómo se aceleró a esa velocidad?

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Ilustración de Thorsten Brand

Más; los análisis indican que se trata de una binaria.
La estrella principal es una subenana caliente acompañada de una estrella fría, ambas muy separadas, y por lo tanto débilmente vinculadas, con un período de rotación entre ambas de algunos cientos de días. Ambas a unos 18 mil años luz de Casa. Eso es lo más extraño. El encuentro generador de semejante tirón debió partir la binaria. Se me ocurre, y esto es una idea personal, que la binaria originalmente era muy “apretada” y el tirón no llegó a separarlas dejándolas más alejadas y pobremente vinculadas.

La otra explicación es que la binaria “cayó” a la Vía Láctea desde una galaxia enana asimilada. Lo extraño en este caso, es que no hay otras estrellas acompañándolas en su veloz periplo.

De todas formas, no se puede asegurar que escape de la Vía Láctea como algunos suponen, debido a que la masa de nuestra Galaxia aún no se conoce con exactitud, dato que también afecta la medida de la velocidad de esta binaria.

 

Referencia:

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pdp.

 

Una brecha en la Secuencia Principal.

Antiguamente, en Astronomía se decía que se podía llegar a saber todo de las estrellas menos de qué estaban hechas.
La espectroscopía, o estudio de cómo se distribuye la energía estelar en las diferentes longitudes de onda (o colores), se encargó de demostrar lo contrario.
Hay medidas de las propiedades de las estrellas que no dependen de la distancia. Una es su tipo espectral, que nos dice qué elementos contienen, su temperatura y hasta su color. Una medida relacionada con el tipo espectral es el índice de color, el cual nos cuenta del color de la estrella y por lo tanto, su temperatura. La luminosidad intrínseca de la estrella es otra propiedad que no depende de la distancia. Similar a ella es la magnitud absoluta, o sea el brillo aparente que tendría si estuviera a 10 parsecs de distancia (unos 32,62 años luz); donde 1 parsec es la distancia bajo la cual se observa el diámetro de la órbita Terrestre bajo un ángulo de 1 segundo de arco (1”) (haciendo un poco de trigonometría veremos que 1 parsec = 206265 Unidades Astronónicas; donde la Unidad Astronómica es el radio orbital – promedio – Terrestre de 150 millones de Kms.)

En base a estos parámetros propios de las estrellas, éstas pueden ser clasificadas y notaremos hay que diferentes grupos o familias.
Si graficamos la luminosidad o magnitud absoluta en función de su tipo espectral o temperatura, veremos que las estrellas se agrupan en diferentes clases. A esto se lo conoce como Diagrama de Hertzsprung – Russell, o diagrama HR (https://es.wikipedia.org/wiki/Diagrama_de_Hertzsprung-Russell)

Diagrama HR publicado en Wikipedia – (Alvaro qc)

Se destaca la Secuencia Principal, o clase V, por ser el grupo al cual pertenece la mayoría de las estrellas. Por “encima” están las Subgigantes (IV), Gigantes (III), Gigantes Brillantes (II) y Super Gigantes (Ia y Ib). Por “debajo” están las Enanas Blancas (VI).

Con los avances tecnológicos, se van depurando y mejorando las observaciones; entre ellas, las relacionadas con los parámetros involucrados en el diagrama HR; por ejemplo, la distancia a la estrella, necesaria para el cálculo de magnitud absoluta.
Así se realizó el diagrama HR miles de millones de estrellas de nuestro vecindario y se encontró una sutil brecha en la Secuencia Principal.

Imagen de la brecha observada en la Secuancia Principal (visible entre las líneas punteadas hacia la izquierda) – [Jao et al. 2018].

Esa brecha se da en el grupo el grupo de ciertas enanas (de tipo M).
Como las estrellas se van “moviendo” por ese diagrama a medida que evolucionan (van cambiando de grupo), se piensa que esa brecha se debe a cambios sutiles y aún desconocidos en la estructura de ese tipo de estrellas durante su evolución.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Detección de un AN de masa intemedia en galaxia lenticular.

Los agujeros negros (ANs) son regiones del espacio donde hay tanta gravedad que no puede escapar ni la luz.
La radiación que se detecta de ellos, se debe a la materia que les cae en forma de remolino. En ese proceso, ésta autofricciona, se recalienta y emite energía. Luego, lo que observamos del AN es la radiación originada en sus vecindades cuando en él precipita materia.
Dentro del AN, hay un objeto muy masivo y colapsado conocido como estrella de Planck, ya que son el producto del colapso de una estrella masiva. Ésta, puede ser menor al tamaño del AN que genera, ya que puede seguir colapsando luego de producirlo; pero eso no lo podemos advertir ya que dentro del AN, nada se deja ver.

Los hay de masas estelares y supermasivos. Se piensa que también los debe haber de masas planetarias, los cuales aún no fueron detectados. Pero hay ANs de masa intermedia (pdp, 28/abr./2017, Agujero negro de masa intermedia en NGC 6624, https://paolera.wordpress.com/2017/04/28/agujero-negro-de-masa-intermedia-en-ngc-6624/).
No se los detecta muy seguido debido a que suelen estar dentro de un cúmulo de estrellas, generalmente globular, donde ya no hay materia que les proporcione “alimento” e irradie en el proceso de acreción de esa materia.
Pero si en el cúmulo, donde la cantidad de estrellas implica una gran densidad estelar, una estrella pasa cerca del AN, éste podría desgarrarle gravitacionalmente materia, la que, al caer en él, produciría energía detectable.
Pues eso es lo que ocurrió en una galaxia lenticular catalogada como 6dFGS gJ215022.22-055059. En su parte exterior, a una distancia del centro proyectada contra el cielo de unos 40 mil años luz, se detectó una fulguración de rayos X catalogada como 3XMM J215022.4-055108.

Imagen óptica de la galaxia lenticular donde se superpuso la fuente de rayos X debida a un AN de masa intermedia (abajo y a la uquierda) – Crédito NASA/ESA/Hubble/STScI; X-ray: NASA/CXC/UNH/D. Lin et al.

Por sus características, corresponde a un AN de masa intermedia, de unas 50 mil masas como la de nuestro Sol, el que habría consumido materia desgarrada de una estrella que se acercó demasiado.

 

Referencia:

Fuente:

 

Luz intracumular en cúmulos de galaxias.

Las galaxias son las mayores estructuras estelares.
Ellas, a su vez, se reúnen en cúmulos de galaxias y éstos en súper cúmulos. Dentro de los cúmulos galácticos, puede haber material intracumular o intergaláctico.
En algunos cúmulos, se ha observado un exceso de luz intracumular debida a la presencia de estrellas “sueltas”, estrellas no ligadas a galaxias del grupo.
Aún se discute el origen de esas estrellas.

mooLuz

Imagen del cúmulo de galaxias MOO J1014+0038 en el que se detecta luz intracumular – publicada en el trabajo de Jongwan Ko and M. James Jee

Si bien existen estrellas de alta velocidad capaces de escapar de una galaxia, no son tantas como llenar el espacio intergaláctico con luz intracumular. Se piensó que pueden ser estrellas arrancadas de galaxias en sus interacciones gravitacionales. Pero en ese caso, los cúmulos más evolucionados, tuvieron tiempo de experimentar más encuentros entre sus galaxias componentes y tendrían que tener más luz intracumular dada por mayor cantidad de estrellas sueltas. Eso no se observa.
Parece, aunque eso contradice estudios previos, que esas estrellas se habrían formado en el espacio intergaláctico en un breve lapso de tiempo durante la juventud del cúmulo.

Fuente:

  • arXiv:1806.02687v1 [astro-ph.GA] 7 Jun 2018, EVIDENCE FOR THE EXISTENCE OF ABUNDANT INTRACLUSTER LIGHT AT Z = 1.24, Jongwan Ko and M. James Jee.
    https://arxiv.org/pdf/1806.02687.pdf

pdp.