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M3-1, un objeto precursor de supernova como 2017 V458.

Quiero dedicar este artículo a todos los Astrónomos Argentinos en su día, tanto aficionados como profesionales.
Un 24 de de octubre de 1871, Domingo Faustino Sarmiento, el entonces Presidente de la Nación, inauguró el Observatorio Astronómico Nacional de Córdoba, el primero en Argentina. Así se adoptó esta fecha como Día de la Astronomía Argentina. Luego, vaya para ese Observatorio y sus miembros mis cordiales felicitaciones en este otro aniversario de su creación (pdp, 24/oct./2017, Día de la Astronomía Argentina, https://paolera.wordpress.com/2017/10/24/24-de-octubre-dia-de-la-astronomia-argentina/).

Cuando una estrella de tipo Solar entra en la fase final de su evolución, de gigante roja a enana blanca, deja una envolutura gaseosa conocida como Nebulosa Planetaria. Estas nebulosas reciben ese nombre por ser esféricas y de aspecto planetario, como el de un planeta gigante gaseoso.
Pero las hay deformadas y con evidencias de que en el centro hay una binaria que se encarga de afectar la forma de la nebulosa que nació de una de las estrellas.
La teoría sugiere que las estrellas están bien separadas entre ellas cuando la nebulosa se genera. Eso le da tiempo a disiparse antes de que ambas estrellas colapsen y estallen en un evento de supernova.

A 14000 años luz de casa, en la constelación del Can Mayor, se encuentra la nebulosa planetaria catalogada como M3-1.

Imagen de M3-1 crédito de David Jones – IAC.

Se aprecia que en la nebulosa hay filamentos y estructuras relacionadas con la existencia de una binaria en su interior. De hecho esa binaria es una muy compacta. Las estrellas se orbitan en tan sólo 3 horas (3h 5min.). Imaginemos por un momento esta situación. Dos estrellas, colosales objetos, girando 8 veces al día, una vez cada 3 horas.
Eso implica que están muy próximas entre ellas, lo que implica que están en contacto, por lo que en algunos milenios (astrnómicamente pronto) terminarán fusionándose en el estallido de supernova. Eso será antes de que la nebulosa se disipe. Así, ésta será testigo y afectará el evento de supernova disipándose con el estallido.

En el año 2007, se observó la supernova V458 Vul (en Vulpécula, la zorra). Esta supernova fue explicada como producida por la fusión de dos estrellas binarias dentro de una nebulosa planetaria. Así, M3-1 se convierte en un objeto precursor de este tipo de supernovas.

 

Referencia:

Fuente:

pdp.

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Nebulosas planetarias asféricas, el caso de Abell 63.

Las nebulosas planetarias (NPs), son materia soltada por estrellas de tipo solar en su viaje de gigantes rojas a enanas blancas (Nasa-Caltech, ¿Qué es una nebulosa planeatria?, http://legacy.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/askkids/planetaryneb.shtml).
Reciben este nombre por ser esféricas y parecer planetas gaseosos.
Pero las hay asféricas, en forma de reloj de arena o mariposa y de otras morfologías interesantes.

Figure 1

a, Fleming 1. b, NGC 5189. c, Shapley 1. d, NGC 6326. e, The Necklace. f, Henize 2-428. g, Abell 65. h, NGC 1514. i, ETHOS 1. j, Henize 2-39. Panels reproduced with permission from: ESO/H. Boffin, AAAS (a); NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) (b,e); ESO (c,f); ESA/Hubble and NASA (d); Don Goldman (g); NASA/JPL-Caltech/UCLA, AAS/IOP (h); Oxford Univ. Press (i); Oxford Univ. Press (j).

Muchos son los modelos explicativos de esas raras formas.
Algunos son:
La rápida rotación de la estrella hace que la materia ecuatorial se aleje más rápido que el resto.
Los campos magnéticos intensos pueden enfocar la materia en haces colimados dirigiendo las partículas cargadas de la materia liberada.
Las estrellas binarias también pueden generar estructuras asféricas, donde una es la precursora de la NP y su compañera se encarga de deformarla.

En Sagita (la constelación de La Flecha) esta la NP catalogada como Abell 63, es el arquetipo de NP asférica con una binaria en su centro.

Imagen de Abell 63 crédito de David Jones (Instituto de Astrofísica de Canarias). Large format: PNG.

Es la primera NP en detectársele estrella de ese tipo en su centro. Se trata de la binaria eclipsante UU Sagita.
Una de ellas, es la progenitora de la NP. Esta nebulosa, tiene forma de “barril” donde el eje de simetría es perpendicular al plano orbital de las binarias.
Además, en lo que serían las “tapas del barril”, la NP tiene una estructura en emisión unos 1000 años más vieja que el resto de la nebulosa. Probablemente se habría formado en un episodio de transferencia de masa entre la progenitora y su compañera, la que está agrandada al doble de su tamaño normal.
Recientemente, las características de Abell 63 y su estrellas centrales son compartidas por otros sistemas.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Flujos bipolares en nebulosas planetarias. El caso de IRAS 17106-3046

Con el tiempo, las nebulosas planetarias [1] fueron dando sorpresas. Muchas no son esféricas como las clásicas y hasta las hay bilobulares o en forma de mariposa.
A unos 12 mil años luz (AL) [2] de Casa, está la proto-nebulosa planetaria IRAS 17106 – 3046.

protoNP

Imagen de IRAS 17106 – 3046 publicada en el trabajo de S. Kwok et al.

Se caracteriza por tener una estructura de disco de unos 2500 Unidades Astronómicas (UA) (1 UA = 150 millones de Km. = radio órbita terrestre). Todo indica que no se trata de un disco de acreción de materia sino más bien de un disco en expansión, posiblemente una estructura toroidal [3].
Perpendicular a ella, se observan dos estructuras colimadas y alargadas. A diferencia de las nebulosas en forma de mariposa o bilobulares [4], donde esas estructuras tienen extremos abiertos; en este caso tienen un “punto final”. Así es que se tratarían de jóvenes o recientes eyecciones bipolares de la estrella central. Ésta, podría ser una etapa temprana de la formación de los lóbulos de una nebulosa bilobular. Otra forma de obtener nebulosas planetarias bilobulares, es aquella que requiere de una estrella compañera de la que pierde masa, como es el caso de L2 Pup [5].
Estructuras similares se han observado en otras nebulosas planetarias, como por ejemplo en TH2-A [6].

Referencias:

  1. http://legacy.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/askkids/planetaryneb.shtml
  2. http://www.astromia.com/glosario/anyoluz.htm
  3. https://es.wikipedia.org/wiki/Toroide
  4. https://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_M2-9
  5. https://paolera.wordpress.com/2015/06/10/l2-pup-un-sistema-doble-y-con-una-futura-nebulosa-biopolar/
  6. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/815/1/35;jsessionid=E3455D2821A542FF9D4174D2A067FBDC.c2.iopscience.cld.iop.org

Fuente:

  • The Astrophysical Journal, 544:L149–L152, 2000 December 1, 2000. The American Astronomical Society. All rights reserved. Printed in U.S.A. DISCOVERY OF A DISK-COLLIMATED BIPOLAR OUTFLOW IN THE PROTO–PLANETARY NEBULA IRAS 17106-3046, Sun Kwok et al.
    http://iopscience.iop.org/article/10.1086/317304/pdf

pdp.

La excitante SAO 244567.

La evolución estelar[1] es algo conocido. La podemos resumir diciendo que una estrella de tipo solar, básicamente consume Hidrógeno y produce Helio. Cuando va agotando su Hidrógeno, va colapsando hasta que la presión y temperatura en el núcleo aumenta y detona el Helio; a eso se lo conoce como flash de Helio. A partir de entonces, la estrella vuelve a activarse quemando Helio y produciendo Carbono. La radiación la va agrandando y la temperatura alcanza para quemar el Hidrógeno que hay en sus capas superiores. A medida que se agranda (etapa de las Gigantes), aumenta su brillo pues hay más superficie por donde irradiar y se enrojece pues hay más superficie para repartir el calor. En el fin de sus días, cuando va agotando el Helio (y está llena de Carbono en su núcleo) eyecta algo de materia, pulsa, varía su brillo y comienza el colapso final dejando su parte exterior en forma de Nebulosa Planetaria. Luego termina como una fría Enana Blanca.
Esta evolución lleva tiempo. No es algo que se aprecie en una estrella a corto plazo; recién en sus etapas finales se pueden ver cambios evolutivos en algunos cuantos años.

300px-StingraynebulaLa sorpresa la da la estrella SAO 244567[2]. Esta estrella evoluciona sorprendentemente rápido. Ofrece una oportunidad de observar en corto tiempo la evolución de una estrella.
A unos 15000 a 18000 años luz de casa, está en el interior de la nebulosa planetaria conocida como Nebulosa Stingray o Mantarraya[3]. Esta estrella se presentaba como una estrella de gran masa, pero pronto se demostró lo contrario. En los años ’70, su temperatura era de 21000 grados Kelvin (gK), en los ’90 aumentó a 50000 gK y en el 2002 llegó a los 60000 gK. Todo esto estaba acompañado de una disminución de brillo por lo que la estrella estaba colapsando luego de dejar su nebulosa planetaria de apenas 1000 años de edad. Así, la estrella está fuera de la familia de las Gigantes. Más tarde se observó que comenzó a enfriarse, en el 2006 su temperatura era de 55000 gK. Siendo actualmente una Sub Enana Blanca. Muestra una pérdida de masa de unas 10 mil millonésimas de masas solares.
Todo indica que está evolucionando más rápido que lo que predicen los modelos de evolución estelar.
Por su composición, se puede decir que es una estrella de baja masa, de no más de media masa solar, que presentó un flash de helio tardío, o sea, algo más tarde de lo esperado. La presencia de una compañera muy cercana a ella, explica la forma bipolar de la nebulosa planetaria, la que ahora, es una envoltura gaseosa común. En este caso la estrella tendría un poco menos de masa aún. Todo esto le valió el nombre de la “excitante SAO 244567”.
Las observaciones continúan para explicar su rápido envejecimiento.


 

Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar
  2. http://cdsbib.u-strasbg.fr/cgi-bin/bibobj?2014A%26A…565A..40R&SAO%E2%80%89244567
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_Stingray

Fuentes:

pdp.

Direcciones Preferenciales de Alineación en Nebulosas Planetarias Estiradas en el Bulbo Galáctico.

Las Nebulosas Planetarias (NP), son el último suspiro de las estrellas antes de terminar como restos evolutivos en forma de Enanas Blancas. Reciben ese nombre por su forma esférica, la que le imprime un aspecto de disco aparente, similar al de un planeta cuando son observadas con telescopios bajo pocos aumentos.
No todas son esféricas, las hay alargadas y hasta en forma de mariposa conocidas como NP bipolares.
Orbit5Éstas se forman en un sistema binario. Cuando una de las componentes del sistema presenta una NP, el movimiento de ambas alrededor del Centro de Masa[1], se encarga de deformarla.

hst_IRAS13208-6020.jpg.CROP.original-originalSe observó que dentro del Bulbo Galáctico de la Vía Láctea (VL), cerca del centro, habitan NP estiradas y bipolares, todas en diferentes direcciones coplanares con el disco galáctico. Como un puñado de lápices flotando en la superficie del agua, todos apuntan a diferentes direcciones, pero ninguno es perpendicular o guarda una inclinación con la superficie donde flotan.
Se piensa que esto se debe al campo magnético de la VL.

Las estrellas se forman de nubes donde hay campos magnéticos. Éstos interactúan con los de la VL. De esta manera, las fuerzas electgromagnéticas modulan o afectan el colapso gravitacional que da origen a las estrellas.
De darse una binaria, las órbitas de sus componentes alrededor del CM estarán orientadas según la interacción de los campos magnéticos. Así, cuando una presente su NP, ésta estará deformada a lo largo del plano del disco galáctico.

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Referencia:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Centro_de_masas

Fuente:

pdp.

La Nebulosa Boomerang.

CapturaEn la constelación del Centauro, a unos 5000 Años Luz de casa y tan sólo de 1000 años de edad, se encuentra la nebulosa Boomerang[1].  Con una temperatura de  1°K, es el objeto más frío del Universo (conocido hasta ahora). Se trata de una  Pre-Nebulosa Planetaria[2] en rápida expansión adiabática, por lo que no presenta intercambio de calor manteniéndose así a tan baja temperatura. Se trata de la transición entre el gas que rodea a una estrella entrando en la Rama Asintótica de las Gigantes[3] (RAG), y la Nebulosa Planetaria que la rodea en su vida luego de entrar en esa rama evolutiva.
La estrella que la generó, pierde masa a razón de una milésima de masas solares por año. Eso, junto con su luminosidad de tan sólo 300 veces la del Sol (es baja para una estrella entrando a la RAG), aún no se explica al menos con las teorías de evolución estelar estándar.
Presenta bipolaridad, es decir que muestra dos lóbulos simétricos. Su centro se caracteriza por su forma de “reloj de arena” rodeado de una estructura irregular redondeada, fría y de alta velocidad. Sus lóbulos son de limbos brillantes, lo que se debe a que tienen cavidades de paredes gruesas de gas molecular.
La iluminación “preferencial”  de ciertas partes del material eyectado, le dan un aspecto cónico difuso. Existe una fuente de ondas milimétricas[4] lo que indica la presencia de granos de gran tamaño (alrededor del milímetro). Presenta emisiones de Monóxido de Carbono más allá de la región ultra fría, lo que evidencia que hay material volviéndose a calentar.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_Boomerang
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_planetaria
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Rama_asint%C3%B3tica_gigante
  4. http://es.wikipedia.org/wiki/Microondas

Fuente:

pdp.