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Encuentros galácticos: el caso de IC 2163 + NGC 2207.

Los choques o encuentros de galaxias son eventos de mucho interés.
Cuando estos encuentros se observaron por primera vez, muchos pensaron que se destruían estrellas con sus posibles planetas, imaginando ineludible el final de posibles civilizaciones.
Sin embargo no es así. La distancia entre las estrellas permite que una galaxia pase a través de la otra sin encuentros íntimos entre estrellas. Los encuentros más probables son los dinámicos, donde una estrella pasa cerca de otra desviándose y acelerándose mutuamente, como quién pasa corriendo y se toma brevemente de un poste (pdp, 31/mar./2011, https://paolera.wordpress.com/2011/03/31/la-colisin-entre-galaxias/).
En realidad, los encuentros galácticos están más relacionados con el nacimiento de las estrellas que con su destrucción, y su estudio sirve para conocer las propiedades de la materia en cada una de las galaxias a través de cómo interactúan.
Por ejemplo el caso de las galaxias interactuantes IC 2163 (izquierda de la imagen) y NGC 2207 (derecha de la imagen) unos 80 millones de años luz de casa (Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/NGC_2207_and_IC_2163)

ic2136+ngc2207

Imagen en color codificado de IC 2163 + NGC 2207 publicada en el trabajo de Debra Meloy Elmegreen. El color rojo indica regiones de mayor brillo y temperatura – 

En el sistema hay 249 nubes de monóxido de carbono (CO), cada una con una masa equivalente a 400 mil Soles. En este encuentro, las nubes de ambas galaxias interactúan generándose las condiciones para la formación de estrellas en complejos estelares. En IC 2163, las nubes de CO y los complejos estelares tienen propiedades similares a las observadas en nuestra galaxia. En NGC 2207, el CO se evidencia en un anillo nuclear, una pequeña barra y en una región de baja producción estelar. En el extremo de uno de sus brazos, se encuentra un complejo estelar brillante conocido como característica i (feature i).
En el frente de choque de IC 2163, se observan complejos estelares de unos 200 millones de años de edad, la misma edad que la interacción entre las galaxias. Eso demuestra la destrucción de las estructuras más antiguas, sobre todo la región conocida como los párpados (eyelid).

Fuente:

  • Draft version April 12, 2017, ALMA CO CLOUDS AND YOUNG STAR COMPLEXES IN THE INTERACTING GALAXIES IC 2163 AND NGC 2207, Debra Meloy Elmegreen et al.
    https://arxiv.org/pdf/1704.03086.pdf

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Objetos de Minkowski.

Para la formación estelar deben deben darse varias condiciones.
Fundamentalmente, la nube de gas de donde nacerán las estrellas debe estar a baja temperatura. De lo contrario, la agitación térmica atenta contra la contracción que dará lugar a protoestrellas.
Hay procesos que regulan a formación estelar.
Entre ellos está la interacción entre una nube molecular y un jet de materia proveniente de un agujero negro (pdp, 28/may./2013, https://paolera.wordpress.com/2013/05/28/procesos-reguladores-de-la-formacion-estelar/). El chorro de materia comprime la nube fomentando así el colapso para la formación de estrellas.
A estas regiones en nubes de gas molecular, se las conoce como objetos de Minkowski (http://images.nrao.edu/517). Uno de ellos es el observado en una galaxia enana que siente el jet de materia de una galaxia elítica vecina.

Imagen publicada en el trabajo de M. Lacy et al.

La imagen es la composición de tres colores: rojo, verde y azul.
El jet de materia se muestra en rojo, y los objetos de Minkowski en verde.

Fuente:

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Generalidades del complejo molecular W51.

En nuestra galaxia no hay muchos complejos moleculares donde se formen estrellas masivas.
Los pocos que hay, dominan la masa de gas molecular de la Vía Láctea.
Entre ellos se encuentra el complejo de gas molecular y polvo catalogado como W51. A unos 15 mil años luz de nosotros, está cerca del plano galáctico en el brazo de Carina-Sagitario.

Imagen de W51 publicada en el trabajo de Adam Ginsburg.

La región W51A se destaca por tener dos protocúmulos masivos con unas 10 mil masas solares.
La zona W51B tiene filamentos de polvo y está interactuando con W51C, que es un remanente de súper nova.
Este complejo tiene una altísima velocidad, casi prohibida para su ubicación en la galaxia. Se piensa que sufrió un encuentro dinámico de tipo nube-nube. O sea que se acercó a otra nube y juntas se afectaron gravitacionalmente acelerándose. Por ejemplo, le pudo suceder un encuentro cercano con la materia acumulada en un brazo espiral de la vía láctea.

Fuente:

Repentina actividad en NGC 6334I-MM1.

El complejo cumular el Trapecio en Orión, es una activa región de formación de estrellas.
Recibe ese nombre por destacarse cuatro estrellas masivas y calientes ubicadas en los vértices de un aparente trapecio.
El complejo NGC 6334 muestra una apretada región de formación estelar cerca de su límite Norte. Se trata de NGC 6334I.
Esta región muestra cuatro componentes catalogadas como MM1, MM2, MM3 y MM4.
En ellas se está dando la formación de estrellas masivas y calientes, lo que permite suponer que, con el tiempo, cada una serán masivas estrellas centrales de cúmulos de estrellas de tipo OB (vigorosas estrellas masivas y calientes). Esto convierte a NGC 6334I en una región “proto-Trapecio”.
Pero llama la atención lo que sucede en MM1.

mm1

Imagen en mico-ondas publicada en el trabajo de T. R. Hunter et al.

Se observó que esta estructura ha cambiado su morfología (forma) mientras aumentaba repentinamente de brillo y despedía polvo. Todo es consistente con una fulguración debida a una brusca acreción de materia en la masiva protoestrella central.

 

Esto seguramente impacta en la evolución de este sistema y sus vecindades, lo que lo transforma en un objeto de seguimiento para el estudio de la formación de cúmulos estelares.

 

Fuente:

  • submitted 2017 Jan 10; accepted 2017 Jan 27, AN EXTRAORDINARY OUTBURST IN THE MASSIVE PROTOSTELLAR SYSTEM NGC6334I-MM1:
    QUADRUPLING OF THE MILLIMETER CONTINUUM.

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Las grandes nubes alrededor de M31.

No hay problema en ejercer la Astronomía sin ser astrónomo profesional.
De hecho, muchos profesionales comenzaron siendo aficionados, y más, muchos aficionados a la Astronomía realizan excelentes trabajos observacionales.
Por este motivo, dedico este artículo a la memoria del Sr. Mario Vattuone; un aficionado a la Astronomía que era un verdadero “pope” en la observación y medición de estrellas variables y de quien tomé un curso de Astronomía General en mi épocas de aficionado.

Si obtenemos un espectro de distribución de la energía del Hidrógeno, veremos que ésta se reparte de una manera discreta, mostrando líneas en determinadas longitudes de onda. A la línea de mayor longitud de onda se la llama H-alfa.

File:Emission spectrum-H.svg

Imagen de líneas del espectro del Hidrógeno. H-alfa es la primera de la derecha, la más roja. Imagen crédito de Merikanto, Adrignola publicada en Wikipedia.

La galaxia de Andrómeda (M31) es una espiral similar y vecina a la nuestra.

Andromeda and weird clouds

Imagen de M31 crédito de Rogelio Bernal Andreo publicada en Slate, Bad Astronomy.

Por su tamaño y cercanía de 2,5 millones de años luz, es visible a simple vista (si el cielo lo permite).
Esta imagen es la composición de varias tomadas en diferentes longitudes de onda (colores) para apreciar mejor todas sus características. Rodeando a la galaxia, se puede observar la existencia de nubes rojizas, se las detectó en la longitud de onda de H-alfa, una luz invisible para nuestro ojo, pero detectable con elementos sensibles a esa longitud de onda. Eso implica que tienen una cierta temperatura. Son muy tenues, por lo que se tuvo que intensificar esa parte de la imagen para poder observarlas con claridad.
Es muy improbable que esas nubes estén rodeando a Andrómeda. De ser así, para cubrir esa región del cielo a esa distancia, deberían ser tremendamente enormes; cosa que muy difícil de ser.
Lo más probable es que esas nubes sean locales, que estén en nuestra Galaxia.
Se trata sin duda de nubes de Hidrógeno calientes. La pregunta es: ¿por qué brillan?, ¿qué las calienta para que emitan luz en H-alfa?.
Una explicación sería que esas nubes están chocando con gas de mucha menor densidad, por eso no se lo observa. En ese encuentro, hay fricción, y donde hay fricción se genera calor a costa de la energía cinética o de movimiento. Así, esas nubes se frenan y se calientan emitiendo en H-alfa.

Referencia:

Fuente:

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Estrellas hipergigantes amarillas, la nebulosa de huevo frito.

La masa de una estrella, es la única variable independiente que determina la evolución y comportamiento de una estrella.
Así es como las de tipo solar llevan vidas largas y tranquilas (unos 10 mil millones de años), y las masivas son vigorosas y de corta existencia (algunos millones de años).
Entre las masivas, están las hipergigantes amarillas. Son estrellas escasas, de más de 20 veces la masa del Sol, 500 mil veces su luminosidad y casi 500 veces su tamaño.
A lo largo de su vida, van soltando materia al exterior en forma de vientos estelares, generando envolturas esféricas. Las hipergigantes amarillas duran entre 100 y 1000 años y son la fase previa a las variables luminosas azules, las que luego se transforman en evolucionadas estrellas de tipo Wolf-Rayet y finalmente terminan en un evento de supernova.
Dos ejemplos de hipergihgantes amarillas lo dan las estrellas Rho Cassiopea (pdp 30/dic./2013 – https://paolera.wordpress.com/2013/12/30/la-hipergigante-amarilla-rho-cas/) y la catalogada como IRAS 17163-3907 en Escorpio. Esta última es la progenitora de la nebulosa huevo frito.

File:Fried Egg Nebula.jpg

Imagen de la nebulosa huevo frito publicada en Wikipedia, crédito de ESO/E. Lagadec.

IRAS 17163, fue eliminando materia a razón de casi diez milésimas de masa solar al año. En los últimos siglos generó la conocida nebulosa que la rodea dentro de un radio de casi 4000 veces el radio de la órbita terrestre, involucrando 4 centésimas de masas solares y expandiéndose a casi 100 Kms./seg..
Hay evidencias de una estructura fría de mayor tamaño, la que tendría unas 7 veces la masa del Sol.
Evidentemente, esta nebulosa que rodea la estrella, que es producto de la materia expulsada en su evolución como estrella masiva, afectará la forma y evolución del futuro remanente de supernova cuando ésta estalle.

Fuente:

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La fuente de agua IRAS 16342-3814.

En sus últimas etapas evolutivas, las estrellas de tipo solar se convierten en gigantes rojas.
Es en esa etapa en la que desprenden materia en forma de nebulosa planetaria (NP) y comienzan su evolución hacia enana blanca. El camino que la lleva a ese final se lo conoce como Rama Asintótica de las Gigantes.
Las NPs deben su nombre a su forma esférica similar a un planeta gaseoso. Antes de exhalarla, la estrella suelta materia previa. Los mecanismos por lo que esto sucede, generan una variedad de morfologías en estas nebulosas. Así es como hay muchas de formas bilobulares.
En las etapas previas a la formación de la nebulosa planetaria, se dan las conocidas pre-NP. Entre ellas, existen las jóvenes pre-NPs “fuentes de agua”. Su nombre se debe a la detección de chorros moleculares con la presencia de agua a gran velocidad; de unos 55 Kms./seg..

La pre-NP de tipo fuente de agua más cercana está a unos 6 mil años luz de casa; se trata de IRAS 16342-3814.

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IRAS 16342-3814 – WikiSky DSS2 & Balick

Muestra una envoltura circunestelar producto de una brusca pérdida de masa de casi 4 diez milésimas de masas solares anuales, producida hace unos 450 años atrás.
Poco después de darse esta expulsión de materia, se generó una estructura toroidal en expansión, hoy de 1300 veces el radio de la órbita terrestre, y los chorros bipolares de alta velocidad ricos en moléculas de agua.

Referencia:

Fuente:

  • December 19, 2016, ALMA OBSERVATIONS OF THE WATER FOUNTAIN PRE-PLANETARY NEBULA IRAS 16342-3814: HIGH-VELOCITY BIPOLAR JETS AND AN EXPANDING TORUS, R. Sahai et al.
    https://arxiv.org/pdf/1612.05616v1.pdf

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