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La binaria R145 no es la más masiva.

En la evolución de las estrellas, hay muchas variables que intervienen.
Todas están relacionadas entre sí, pero la única variable independiente que establece cómo será la evolución de una estrella, es su masa.
El estudio de las masas estelares, permite imponer restricciones en su evolución. Se sabe que la mínima masa que puede tener una estrella; es la que puede tener una enana marrón, y es de unas 13 masas jovianas. Por debajo de ese valor, se tiene un gigante gaseoso.

En el otro extremo están las más masivas.
En este grupo de estrellas, se ubican las vigorosas estrellas de tipo Wolf – Rayet (WR). Son gigantes estrellas azules, que muestran potentes vientos estelares y eyección de materia. Su muerte no será menos espectacular cuando terminen en una colosal explosión.

Pero en el Universo no hay balanzas. La única forma de saber la masa de una estrella, es observándola cuando forma parte de una binaria o de un sistema más complejo.
En la Nube Mayor de Magallanes, se encuentra el complejo gaseoso conocido como Nebulosa Tarántula. Es una región de gran formación estelar donde hay asociaciones de estrellas y muchas de ellas son masivas.
Allí se encuentra el cúmulo catalogado como R163. A una distancia proyectada contra el cielo de casi 30 Años Luz de él, se encuentra la binaria R145.

r145

Imagen publicada en el trabajo de T. Shenar et al.

Es una binaria muy brillante y masiva. Las características de su principal componente indican que se trata de una estrella de tipo WR.
Más precisamente de tipo WH6h, o sea de las WR que aún están quemando Hidrógeno en su interior. Estudiando su comportamiento en el par que forma con su compañera, se puede estimar su masa en base a su vínculo gravitacional.
Se pensaba que esta estrella tenía una masa mínima de unas 300 masas solares (Mo), esto la colocaba como la estrella más masiva conocida. Es más, algunos estimaban que su compañera tenía 200 Mo.
Estudios recientes (publicados en octubre del 2016) desestiman estos valores.
Ambas estrellas tendrían masas alrededor de 50 a 80 Mo. y una edad de poco más de 2 millones de años. Aún teniendo en cuenta los errores involucrados en estos cálculos, las masas no superarían las 100 Mo, y mucho menos a las 300 Mo.
Así, R145 queda destronada.

Fuente:

  • Astronomy & Astrophysics, ESO 2016,October 26, 2016,
    The Tarantula Massive Binary Monitoring project: II. A first SB2
    orbital and spectroscopic analysis for the Wolf-Rayet binary R145,

pdp.

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Jet de materia Helicoidal en WR102c

Las estrellas muy masivas suelen morir en espectaculares explosiones de supernova retornando al espacio elementos pesados y material procesado en su interior. Las estrellas de Wolf-Rayet (WR)[1] son un ejemplo.
En la dirección del centro galáctico, se encuentra el cúmulo quíntuple [2] rico en estrellas masivas. La estrella de tipo WR catalogada como WR102c, está relacionada a ese cúmulo.
Como todas las de su tipo, está pasando por la etapa de variable luminosa azul de rápida rotación antes del gran final. En esa etapa, se rodea de materia, parte de la cual vuelve a la estrella y alimenta chorros cónicos bipolares de materia caliente y energía.
Pero esta estrella muestra algo más.

helixWR

Imagen publicada en el trabajo de Lau et al.

Su chorro de materia se proyecta al espacio en forma helicoidal (en tirabuzón) de unos 180°K. Eso sólo pude deberse a que la estrella está precesando [3]; o sea que su eje de rotación oscila y está describiendo un cono en el espacio. En la imagen publicada en el trabajo de Lau et al., se señala con una estrella la posición de WR102c y con una línea punteada el helicoide del chorro de materia. En la escala, 1pc (1 parsec) equivale a unos 3 años luz (AL) [4]. Esto sólo puede deberse a la presencia de una compañera, en este caso no visible y compacta.
El período de precesión de WR102c es unos 140 mil años, los modelos indican que esa compañera debe tener un período de rotación en torno a la masiva mayor a los 800 día pero menor a los 1500.
Es muy probable que haya intercambio de masa entre ellas.

Referencias:

  1. https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet
  2. http://www.nombresuniverso.com/wordpress/cumulo-quintuple/
  3. https://es.wikipedia.org/wiki/Precesi%C3%B3n
  4. http://www.astromia.com/glosario/anyoluz.htm

Fuente:

pdp.

La controvertida naturaleza de Abell 48.

Las nebulosas planetarias y las nebulosas de Wolf Rayet, pueden tener aspectos parecidos pero son dos tipos diferentes de material circumestelar soltado por la estrella central.
Las primeras, son formadas cuando la estrella deja sus capas superiores cuando abandona su estado de gigante [1] y comienza su etapa de contracción rumbo a ser enana blanca [2].
Las de Wolf Rayet, se forman por liberación de material de las estrellas de ese tipo [3], las que pueden ser WN (ricas en nitrógeno), WC (ricas en carbono) o WO (ricas en oxígeno). A su vez, estas estrellas van perdiendo masa (en favor de sus nebulosas) y van pasando de tipo W9 (más masivas) hacia tipos más tempranos (W8, 7, 6, 5, …).

Abell_48_UKrGeorge Abell [4], observó y catalogó nebulosas planetarias. Entre ellas a la nebulosa catalogada como Abell 48 [5]. Inicialmente, en 1955, Abell la clasificó como una nebulosa planetaria con una estrella central de baja masa. Desde los años 2010 al 2013, se estrella principal fue clasificada y todavía (año 2014) su naturaleza sigue siendo controvertida. Su estrella central fue clasificada como una rara WN, más estrictamente como una nebulosa planetaria con una estrella central de tipo WN5 o WN6; estrellas de Wolf Rayet de baja masa, o al menos de menor masa que las poderosas WN. Incluso, la nebulosa es rica en Helio en un 85% de su masa; esto sugiere la rareza de la estrella central, pudiendo tratarse de la fusión de dos enanas blancas como es el caso de la estrella R Cor Bor (R Corona Borealis).
Estudios recientes (año 2014) de abundancias químicas y de la fotoionización [6]de sus elementos, permitieron determinar una masa para la nebulosa de 0,62 masas solares. Para la estrella progenitora (central), se adoptó una temperatura de 70 mil grados Kelvin [7] (más de 10 veces la del Sol) una luminosidad de 5500 veces la solar y una masa relativamente baja de 3 masas solares. La estrella habría dejado la etapa de gigante hace unos 9 mil años, valor en concordancia con edad de la nebulosa.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_gigante
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Enana_blanca
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet
  4. http://es.wikipedia.org/wiki/George_Ogden_Abell
  5. http://freescruz.com/~4cygni/astro-app/essays/fuzzy-objects07.htm#A48
  6. http://www.diclib.com/fotoionizaci%C3%B3n/show/es/es_wiki_10/58668#.UxijneN5OSo
  7. http://es.wikipedia.org/wiki/Kelvin

Fuentes:

pdp.

V766 Cen, la estrella de doble núcleo.

Las estrellas hipergigantes amarillas (HGA) [1], son colosales estrellas con radios que superan ampliamente el radio de la órbita terrestre, tomado como Unidad Astronómica (UA), que es de unos 150 millones de Km. (pueden tener hasta 5 o 6 UA) y tienen masas que puede llegar a las 50 Masas Solares. Son raras estrellas jóvenes que van camino a ser gigantes azules o de tipo Wolf –  Rayet [2]. Si calculamos su densidad, veremos que es muchísimo menor que la del aire, luego, de no ser por la temperatura, la podríamos atravesar sin problemas.

Las binarias [3], son dos estrellas relacionadas íntimamente por la gravedad mutua, girando ambas alrededor de un punto llamado baricentro o centro de masas [4]. Algunas están tan cerca entre sí, que están en contacto [5].

La HGA conocida como V766 Cen o HR 5171A en la constelación del Centauro, es una estrella que presenta asimetrías en su luminosidad y otras particularidades que le dan un apariencia compleja. Tiene un radio de unas 6 UA. y una compañera baja masa. Presentan un período de unos 1300 días y su separación hace que la compañera esté dentro de la envoltura gaseosa de la HGA. Luego, el baricentro del sistema cae dentro de la estrella principal y su compañera gira alrededor del centro de masa dentro de ella, sin mayores problemas gracias a la baja densidad. Esto las convierte en una estrella binaria en “sobre” contacto, o si se prefiere, en una estrella de doble núcleo.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Hipergigante_amarilla
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_binaria
  4. http://es.wikipedia.org/wiki/Centro_de_masas
  5. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_binaria_de_contacto

Fuentes:

  • The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase – http://arxiv.org/abs/1401.2628
  • The photometric history of the hypergiant V766 Cen = HR5171A during the years 1953-1990 – http://adsabs.harvard.edu/full/1992iesh.conf…37V

pdp.

Un agujero negro de baja masa amenaza la existencia de los de masa intermedia.

M101-ULX-1-1024x768Es sabido que los agujeros negros (AN)[1] no son los que emiten Rayos X [2], lo hace la materia que cae en ellos arremolinándose cada vez más rápido y calentándose por autofricción.
A medida que la materia precipita girando, aumenta su velocidad de rotación, como cuando los patinadores giran y recogen los brazos al cuerpo (conservación del momento angular).

Básicamente hay tres tipos de AN. Los supermasivos en los centros galácticos con masas de millones de Soles, los de mediana masa con masas de cientos a miles de Soles y los estelares con masas de algunos Soles.
Los más grandes tienen mucha gravedad por lo que absorben mucha materia, la que no llega a girar muy rápido antes de ser deglutida. Así, estos AN presentan gran cantidad de energía en Rayos X de baja frecuencia.
En cambio, los más chicos, tienen menos gravedad por lo que absorben menos materia, pero ésta tiene tiempo de acelerarse antes de caer en el AN. Así éstos muestran menor cantidad de radiación en Rayos X de alta frecuencia.

En la galaxia M101 [3], a 20 millones de años luz de casa, se detectó una fuente ultraluminosa de Rayos X (ULX) [4] catalogada como ULX – 1.
Por sus características se pensó que se trataba de un AN de masa intermedia, los que son bastante esquivos o raros de encontrar. Es más, los candidatos a ser AN de este tipo, aún están en estudio para ser confirmados.
Se encontró que se trata de un sistema binario donde la compañera donante de materia del AN es una estrella de tipo Wolf Rayet (WR) [5]. El sistema rota alrededor de su centro de masas [6]  en unos 8 días. Analizando esto con las leyes clásicas de Kepler [7] se obtiene para el AN una masa mínima de 5 Soles y a lo sumo entre 20 y 30, no más.
Luego, se trata de un AN estelar y no de masa intermedia como se pensó.
Es probable que su compañera, colabora enviándole materia con su viento estelar típico de las estrellas WR.
Ahora, se piensa que los elusivos AN de masa intermedia podrían no existir y que los ULX detectados serían sistemas de este tipo.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro_estelar
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Rayos_X
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_espiral_M101
  4. https://paolera.wordpress.com/2013/05/08/fuentes-ultraluminosas-de-rayos-x-ulx/
  5. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet
  6. http://es.wikipedia.org/wiki/Centro_de_masas
  7. http://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler

Fuentes:

pdp.