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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.

iras163423814wikiskydss2

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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L2 Pup, ¿nos muestra nuestro futuro?

Observando otros sistemas, podemos saber cómo era o cómo será el nuestro o sus elementos.
Así es cómo la observación de planetas y estrellas, nos ayudan a desarrollar modelos evolutivos y descriptivos, para saber de dónde venimos y a dónde vamos.
Nuestro Sol es una estrella de unos 5 mil millones, dentro de otros 5 mil millones será una gigante roja, con un tamaño cientos de veces el actual. Algunos piensan que en ese estado llegaría a absorbernos. Para otros, la Tierra podría sufrir un aumento en el radio de su órbita, y alejarse al punto de lo ser abarcada por el entonces Sol gigante.
De todas maneras sentiremos las consecuencias de la evolución solar, ya que como gigante roja, sobre sus etapas finales comenzará a exhalar materia en un viento solar muy intenso con la correspondiente variación de brillo, y por lo tanto, de radiación. Luego, en una exhalación final, dejará una nebulosa planetaria y comenzará su proceso hacia una enana blanca.
Terminará como un resto evolutivo del tamaño de un planeta (como la Tierra) y muy caliente.
Pero nosotros ya habremos sufrido ese proceso evolutivo solar de una manera u otra.

La constelación del navío es tan grande que es dividida en partes; una de ellas es la Proa o Puppis. Allí encuentra la estrella L2 Puppis (L2 Pup) a unos 200 años luz de casa.
Es una estrella gigante roja, variable y rodeada de materia expulsada por ella, como toda estrella de ese tipo. Tiene unos 10 mil millones de años de edad, y una masa de ⅔ la masa del Sol. Hace 5 mil millones de años atrás, no sólo tenía la misma edad que el Sol, sino también la misma masa que el Sol, habiendo perdido en la actualidad un tercio de su masa al espacio. Esa masa está rodeando la estrella en un anillo de movimiento Kepleriano, donde las partes más lejanas se mueven más lentamente.
Las observaciones muestran una masa planetaria (L2 Pup b) a una distancia de la estrella igual al doble de la distancia entre Nosotros y el Sol.
Así las cosas, el estudio de L2 Pup, nos dará información del posible futuro nuestro bajo la evolución del Sol. Como detalle, se observa una “pluma” de material coincidiendo con L2 Pup b; esa coincidencia sugiere que el objeto puede estar recibiendo material expulsado de la estrella.

Composite view of L2 Pup in visible light (from the VLT/SPHERE instrument, (...)

Imagen (1) – crédito de P. Kervella (CNRS / U. de Chile / Observatoire de Paris / LESIA)

En la imagen (1) se observa la posición de L2 Pup, donde la estrella fue sustraída para una mejor apreciación del resto del sistema. Esta imagen una combinación de imágenes visibles (VLT/SPHERE) y de ondas milimétricas (ALMA).

 

Schematic view of the candidate planet's orbit in L2 Pup's disk

Imagen (2) – Crédito de P. Kervella (CNRS / U. de Chile / Observatoire de Paris / LESIA)

En la imagen (2) se aprecia un esquema de las características del sistema L2 Pup en base a las observaciones.

 

Referencias:

Fuente:

pdp.

 

 

Evidencias de colisión de materia cerca del centro galáctico.

Nuestra galaxia, como todas, tiene un agujero negro (AN) central supermasivo, Sag.A*
En nuestro caso, tiene una masa de unos 4 millones de soles.
Está rodeado de un espiral de gas ionizado (formado por átomos rotos) de unos 6 años luz (AL) de ancho del cual suele alimentarse. Rodeando ese espiral, se encuentra el disco de materia (gas) circunnuclear que tiene unos 20º de inclinación con el plano galáctico.
Ese disco tendría una edad de no más de un millón de años y se habría formado por la disrupción o desgarro gravitacional de nubes de gas por parte de Sag.A*, las que se ubican entre 9 y 45 AL de Él.

Entre esas nubes, está la conocida como la nube de +20Km/seg. en relación a su movimiento. Se la observa obscura en relación a las estrellas del centro galáctico, por lo que se presume que está entre nosotros y Sag.A*.
En observaciones en radio-ondas, se encontró que esta gran nube molecular tiene una “conexión” con el disco curcunnulear a través de una estructura alargada en forma de puente; la que a su vez, tiene características químicas entre la nube y el disco.

nube20kms

Imagen publicada en el trabajo de Shunya Takekawa et al.

En la imagen se aprecia la nube de 20Km./seg. como una mancha amarilla. La línea punteada amarilla corresponde al disco circunnuclear y la de color magenta indica el puente entre la nube y el disco.
Este puente sería el resultado de un encuentro con el disco circunnuclear; un encuentro físico íntimo (existencia de contacto). Debido a este encuentro, parte de la nube de 20Km./seg. se integrtaría al disco y hasta al espiral ionizado con el tiempo.

Fuente:

pdp.