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Con datos del satélite TESS de la NASA, el retirado telescopio espacial Spitzer y el Gran Telescopio Canarias (GTC), un equipo internacional de astrónomos, en el que participa el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), ha detectado lo que podría ser el primer planeta intacto que se encuentra en órbita cerca de una enana blanca, el denso resto de una estrella similar al Sol y solo un 40% más grande que la Tierra. El hallazgo se publica hoy en la revista Nature.
El objeto del tamaño de Júpiter, llamado WD 1856 b, es aproximadamente siete veces más grande que la enana blanca, llamada WD 1856 + 534. El planeta orbita entorno a la enana blanca cada 34 horas, más de 60 veces más rápido que Mercurio alrededor de nuestro Sol.
- “De alguna manera, WD 1856 b se acercó mucho a su enana blanca y logró mantenerse de una sola pieza”, señala Andrew Vanderburg, profesor asistente de Astronomía en la Universidad de Wisconsin-Madison y autor principal del artículo. “El proceso de creación de la enana blanca destruye los planetas cercanos, y cualquier cosa que luego se acerque demasiado suele ser destrozada por la inmensa gravedad de la estrella. Todavía tenemos muchas preguntas sobre cómo WD 1856 b llegó a su ubicación actual sin encontrarse con uno de esos destinos”, añade.
TESS detectó WD 1856 b a unos 80 años luz de distancia en la constelación de Draco. Orbita a una enana blanca fría y tranquila que tiene aproximadamente 18.000 km de diámetro, puede tener hasta diez mil millones de años y es un miembro distante de un sistema de estrellas triples.
Cuando una estrella similar al Sol se queda sin combustible, se hincha hasta cientos o miles de veces su tamaño original, formando una estrella gigante roja más fría. Posteriormente, expulsa sus capas externas de gas, perdiendo hasta el 80% de su masa, y el núcleo caliente restante se convierte en una enana blanca. “Cualquier objeto cercano es engullido e incinerado durante este proceso, que en este sistema habría incluido WD 1856 b en su órbita actual. Por ello, los astrofísicos estiman que el posible planeta debe haberse originado al menos 50 veces más lejos de su ubicación actual”, indica Felipe Murgas, investigador del IAC y coautor del artículo.
- “Sabemos desde hace mucho tiempo que después del nacimiento de las enanas blancas, pequeños objetos distantes, como asteroides y cometas, pueden dispersarse hacia estas estrellas. Por lo general, son separados por la fuerte gravedad de la enana blanca y se convierten en un disco de escombros”, explica Siyi Xu, astrónomo asistente del Observatorio Gemini en Hilo, Hawái. “Por eso estaba tan emocionado cuando Andrew me habló de este sistema. Hemos visto indicios de que los planetas también podrían dispersarse hacia adentro, pero esta parece ser la primera vez que vemos un planeta que hizo todo el viaje intacto”.
El equipo sugiere varios escenarios que podrían haber empujado a WD 1856 b hacia un camino elíptico alrededor de la enana blanca. Esta trayectoria se habría vuelto más circular con el tiempo a medida que la gravedad de la estrella estiraba el objeto, creando enormes mareas que disipaban su energía orbital.
- “El caso más probable involucra a varios otros cuerpos del tamaño de Júpiter cercanos a la órbita original de WD 1856 b,” explica Enric Pallé, investigador del IAC y también coautor del artículo. “Otros posibles escenarios contemplan el tirón gravitacional gradual de las otras dos estrellas del sistema, las enanas rojas G229-20 A y B, durante miles de millones de años y un sobrevuelo de una estrella rebelde que perturba el sistema. Pero estas y otras explicaciones son menos probables porque requieren condiciones muy específicas para lograr los mismos efectos que los posibles planetas gigantes compañeros”.
Los objetos del tamaño de Júpiter ocupan una gran variedad de masas, desde planetas solo unas pocas veces más masivos que la Tierra hasta estrellas de baja masa miles de veces la masa de la Tierra. Otras son enanas marrones, que se encuentran a medio camino entre planeta y estrella. Por lo general, los científicos recurren a las observaciones de la velocidad radial para medir la masa de un objeto, lo que puede indicar su composición y naturaleza. Este método funciona al estudiar cómo un objeto en órbita tira de su estrella y altera el color de su luz. Pero, en este caso, la enana blanca es tan vieja que su luz se ha vuelto demasiado débil y sin rasgos distintivos para que los científicos detecten cambios notables.
Para solventar esta dificultad, el equipo observó el sistema en infrarrojo utilizando Spitzer, solo unos meses antes de que el telescopio fuera desmantelado. Una enana marrón o una estrella de baja masa emitiría su propio brillo infrarrojo. Esto significa que Spitzer registraría un tránsito más brillante que si el objeto fuera un planeta que bloqueara toda la luz. Cuando los investigadores compararon los datos de Spitzer con las observaciones de tránsito de luz visible tomadas con el Gran Telescopio Canarias, instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma), no vieron diferencias perceptibles. Eso, combinado con la edad de la estrella y otra información sobre el sistema, los llevó a concluir que WD 1856 b es muy probablemente un planeta con no más de 14 veces la masa de Júpiter. Las investigaciones y observaciones futuras pueden confirmar esta conclusión.
- “Debido a que la enana blanca emite poca luz y el tránsito tiene una duración cercana a los 8 minutos, obtener datos de un tránsito que permitiera medir con gran precisión la profundidad de éste era un desafío para muchos instrumentos actuales. Afortunadamente GTC y su equipo pudieron realizar dicha medida siendo crucial en este descubrimiento”, señala Hannu Parviainen, investigador del IAC y coautor del artículo. Pero no solo se utilizaron grandes telescopios en este trabajo, también el instrumento del proyecto Japonés-Español MuSCAT2 montado en el Telescopio Carlos Sánchez (1.52 m) del Observatorio del Teide, ayudó a establecer límites en la profundidad del tránsito en diferentes longitudes de onda.
Encontrar un mundo posible que orbita cerca de una enana blanca ha llevado a los investigadores a considerar las implicaciones para estudiar las atmósferas de pequeños mundos rocosos en situaciones similares. Esto es porque el minúsculo tamaño de la enana blanca facilita la caracterización de la atmósfera del planeta. Por ejemplo, supongamos que un planeta del tamaño de la Tierra se encuentra en el rango de distancias orbitales alrededor de WD 1856 donde podría existir agua en su superficie. Los astrofísicos calculan que el próximo Telescopio Espacial James Webb de la NASA podría detectar agua y dióxido de carbono en estos hipotéticos mundos observando solo cinco tránsitos.
Actualmente no hay evidencia que sugiera que hay otros mundos en el sistema, pero es posible que existan planetas adicionales y que aún no se hayan detectado. Pueden tener órbitas que excedan el tiempo que TESS observa un sector o estar inclinadas de tal manera que no se produzcan tránsitos. La enana blanca también es tan pequeña que la posibilidad de atrapar tránsitos de planetas más lejanos en el sistema es muy baja.
Artículo: Andrew Vanderburg, et al. “A giant planet candidate transiting a white dwarf”, Nature, 2020. DOI: https://www.nature.com/articles/s41586-020-2713-y
Material complementario:
- Artículo de la NASA (en inglés): https://www.nasa.gov/press-release/nasa-missions-spy-first-possible-sur…
- Vídeo de Youtube de la NASA (en inglés): https://youtu.be/fDhG0ppvQ2g
IAC
Este tipo de astros, invisibles para el ojo humano, eran,
oficialmente y hasta el momento, los objetos que mayor pérdida de masa
sufrían. Pero las estructuras espirales detectadas por un equipo
internacional, en el que participa un investigador del Instituto de
Astrofísica de Canarias (IAC) y de la Universidad de La Laguna (ULL),
revelan todo lo contrario. Los resultados de este trabajo se publican
hoy en la revista Nature Astronomy.
IAC
Al final de su vida, alrededor del 95% de las estrellas evolucionan a gigantes rojas que se desprenden de su masa a través de lo que se conoce como un viento estelar. Eventualmente, se desvanecen en forma de nebulosas planetarias con un núcleo estelar caliente llamado enana blanca.
Personal investigador de 14 instituciones científicas europeas, entre las que se encuentra el IAC, ha detectado la existencia de una interacción binaria que había pasado inadvertida para la comunidad científica. Esta nueva investigación aporta una explicación alternativa a las altas tasas de pérdida de masa que se suponía regían el final de la vida de las estrellas gigantes más masivas.
El trabajo que publica hoy la revista Nature Astronomy revela que estas estrellas pierden masa a un ritmo mucho menor del que se pensaba. El viento estelar no es más intenso de lo normal, pero se ve afectado por una pareja que, hasta ahora, se había pasado por alto: una segunda estrella que rodea a la gigante roja. Que este proceso sea más lento de lo esperado impacta enormemente en la forma de entender cómo mueren las estrellas. Como consecuencia de este descubrimiento, se desprende que las estrellas gigantes más masivas necesitan más tiempo para depositar sus entrañas químicamente ricas en su entorno, afectando al enriquecimiento del medio interestelar y, por tanto, a la evolución química de la galaxia.
El único observatorio que podía facilitar información detallada del desconcertante superviento en la última fase de la vida de las estrellas gigantes más masivas es ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), instalado en el desierto de Atacama (Chile). “Los datos recogidos mostraban una estructura espiral que confirma que estas estrellas no son individuales, sino que tienen una compañera binaria”, explica Aníbal García Hernández, investigador del IAC y de la ULL y coautor del artículo. Y añade: “La interacción con esa compañera da como resultado una morfología de viento bastante compleja, en forma de espiral incompleta. Los datos anteriores carecían de la resolución espacial y la sensibilidad que proporciona ALMA y no permitían a los astrónomos encontrar las características asociadas con la presencia de una estrella binaria”.
La interpretación de ALMA, dentro de este nuevo contexto, ha mostrado de manera convincente que la última fase evolutiva de estas estrellas viejas no está caracterizada por un corto “superviento extremo”, sino más bien por una fase de “viento normal” mucho más larga. En otras palabras, “las viejas estrellas tardan más en morir”, o también, “las viejas estrellas viven más”.
Ahora, la comunidad científica investiga si la existencia de un sistema binario podría explicar el comportamiento de otras gigantes rojas especiales. "Creíamos que muchas estrellas vivían solas, pero probablemente tendremos que ajustar esta idea”, aclara Leen Decin, autora principal del artículo y profesora de la Universidad Católica de Leuven. Y concluye: “Es probable que una estrella con una pareja sea más común de lo que pensábamos".
Artículo: L. Decin, W. Homan, T. Danilovich, A. de Koter, D. Engels, L. B. F. M. Waters, S. Muller, C. Gielen, D. A. García-Hernández, R. J. Stancliffe, M. Van de Sande, G. Molenberghs, F. Kerschbaum, A. A. Zijlstra and I. El Mellah. 'Reduction of the maximum mass-loss rate of OH/IR stars due to unnoticed binary interaction', Nature Astronomy. DOI: 10.1038/s41550-019-0703-5
Personal investigador de 14 instituciones científicas europeas, entre las que se encuentra el IAC, ha detectado la existencia de una interacción binaria que había pasado inadvertida para la comunidad científica. Esta nueva investigación aporta una explicación alternativa a las altas tasas de pérdida de masa que se suponía regían el final de la vida de las estrellas gigantes más masivas.
El trabajo que publica hoy la revista Nature Astronomy revela que estas estrellas pierden masa a un ritmo mucho menor del que se pensaba. El viento estelar no es más intenso de lo normal, pero se ve afectado por una pareja que, hasta ahora, se había pasado por alto: una segunda estrella que rodea a la gigante roja. Que este proceso sea más lento de lo esperado impacta enormemente en la forma de entender cómo mueren las estrellas. Como consecuencia de este descubrimiento, se desprende que las estrellas gigantes más masivas necesitan más tiempo para depositar sus entrañas químicamente ricas en su entorno, afectando al enriquecimiento del medio interestelar y, por tanto, a la evolución química de la galaxia.
El único observatorio que podía facilitar información detallada del desconcertante superviento en la última fase de la vida de las estrellas gigantes más masivas es ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), instalado en el desierto de Atacama (Chile). “Los datos recogidos mostraban una estructura espiral que confirma que estas estrellas no son individuales, sino que tienen una compañera binaria”, explica Aníbal García Hernández, investigador del IAC y de la ULL y coautor del artículo. Y añade: “La interacción con esa compañera da como resultado una morfología de viento bastante compleja, en forma de espiral incompleta. Los datos anteriores carecían de la resolución espacial y la sensibilidad que proporciona ALMA y no permitían a los astrónomos encontrar las características asociadas con la presencia de una estrella binaria”.
La interpretación de ALMA, dentro de este nuevo contexto, ha mostrado de manera convincente que la última fase evolutiva de estas estrellas viejas no está caracterizada por un corto “superviento extremo”, sino más bien por una fase de “viento normal” mucho más larga. En otras palabras, “las viejas estrellas tardan más en morir”, o también, “las viejas estrellas viven más”.
Ahora, la comunidad científica investiga si la existencia de un sistema binario podría explicar el comportamiento de otras gigantes rojas especiales. "Creíamos que muchas estrellas vivían solas, pero probablemente tendremos que ajustar esta idea”, aclara Leen Decin, autora principal del artículo y profesora de la Universidad Católica de Leuven. Y concluye: “Es probable que una estrella con una pareja sea más común de lo que pensábamos".
Artículo: L. Decin, W. Homan, T. Danilovich, A. de Koter, D. Engels, L. B. F. M. Waters, S. Muller, C. Gielen, D. A. García-Hernández, R. J. Stancliffe, M. Van de Sande, G. Molenberghs, F. Kerschbaum, A. A. Zijlstra and I. El Mellah. 'Reduction of the maximum mass-loss rate of OH/IR stars due to unnoticed binary interaction', Nature Astronomy. DOI: 10.1038/s41550-019-0703-5
IAC
El VLT de ESO capta detalles de un elaborado sistema en forma de serpentina esculpido por vientos estelares en colisión
A esta serpentina arremolinada, captada por el instrumento VISIR, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, le espera un futuro explosivo, ya que se trata de un sistema de estrellas Wolf-Rayet y una probable fuente de uno de los fenómenos más energéticos del universo: un estallido de rayos gamma de larga duración (GRB).
El sistema, que comprende un nido de estrellas masivas rodeado por un "remolino" de polvo, se conoce oficialmente como 2XMM J160050.7-514245, una referencia de catálogo poco manejable, por lo que los astrónomos decidieron dar otro apodo a este fascinante objeto: "Apep".
Apep obtiene su apodo por su forma sinuosa, que recuerdan a una serpiente enrollada alrededor de la estrella central. Su nombre es el de una antigua deidad egipcia, una serpiente gigantesca que encarna el caos (lo cual encaja en un sistema tan violento). Se creía que Ra, el Dios Sol, luchaba con Apep cada noche; la oración y adoración aseguraban la victoria de Ra y el regreso del sol.
Los GRB son unas de las explosiones más poderosas del universo. Duran entre unas pocas milésimas de segundo y unas pocas horas, y pueden liberar tanta energía como la que producirá el Sol durante toda su vida. Se cree que los GRB de larga duración, los que duran más de 2 segundos, pueden ser causados por explosiones de supernova o por estrellas Wolf-Rayet de rotación rápida.
Hacia el final de sus vidas, algunas de las estrellas más masivas evolucionan a estrellas Wolf-Rayet. Esta fase es de corta duración, y las Wolf-Rayets sobreviven en este estado durante apenas unos cientos de miles de años (un abrir y cerrar de ojos en términos cosmológicos). En ese momento, lanzan enormes cantidades de material en forma de un poderoso viento estelar, expulsando materia hacia el exterior a millones de kilómetros por hora; se han medido los vientos de estelares de Apep y viajan a la asombrosa velocidad de 12 millones de kilómetros por hora.
Estos vientos estelares han creado los elaborados penachos que rodean al sistema estelar triple, que consiste en una estrella binaria y una compañera solitaria unidas por gravedad. Aunque en la imagen solo se aprecian dos objetos parecidos a estrellas, el objeto de abajo es, de hecho, una estrella binaria Wolf-Rayet no resuelta. Esta binaria es la responsable de esculpir las serpentinas en remolino que rodean a Apep, que se forman a raíz de la colisión de los vientos estelares de las dos estrellas Wolf-Rayet.
En comparación con la extraordinaria velocidad de los vientos de Apep, el propio remolino de polvo que las rodea gira a un ritmo “pausado”, serpenteando a menos de 2 millones de kilómetros por hora. Se cree que la salvaje discrepancia entre la velocidad de los vientos estelares rápidos de Apep y el tranquilo remolino de polvo es la consecuencia de la acción de una de las estrellas del sistema binario, que lanzaría tanto un viento rápido como uno lento en diferentes direcciones.
Esto implicaría que la estrella se encuentra en rotación casi crítica, es decir, gira tan rápidamente que casi se está autodestruyendo. Se cree que una estrella Wolf-Rayet con una rotación tan rápida puede producir un GRB de larga duración cuando su núcleo colapsa al final de su vida.
El instrumento VISIR, del VLT de ESO, ha captado esta impresionante imagen de un sistema estelar binario masivo recién descubierto. Apodado Apep por una antigua deidad egipcia, puede tratarse de la primera detección de una fuente de estallidos de rayos gamma en nuestra galaxia.
Crédito: ESO.
Notas
[1] Callingham, actualmente en el Instituto de Radioastronomía de los Países Bajos (ASTRON), llevó a cabo parte de esta investigación en la Universidad de Sydney mientras trabajaba con el jefe del equipo de investigación Peter Tuthill. Además de observaciones con los telescopios de ESO, el equipo también usó el telescopio anglo-australiano en el Observatorio de Siding Spring, Australia.
ESO
El instrumento VISIR, del Very Large Telescope de ESO, ha captado esta impresionante imagen de un sistema estelar triple masivo recién descubierto. Apodado Apep por una antigua deidad egipcia, puede tratarse de la primera detección de una fuente de estallidos de rayos gamma.
A esta serpentina arremolinada, captada por el instrumento VISIR, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, le espera un futuro explosivo, ya que se trata de un sistema de estrellas Wolf-Rayet y una probable fuente de uno de los fenómenos más energéticos del universo: un estallido de rayos gamma de larga duración (GRB).
"Este es el primer sistema de este tipo descubierto en nuestra galaxia", explica Joseph Callingham, del Instituto de Radioastronomía de los Países Bajos (ASTRON), autor principal del estudio que ha dado a conocer este sistema. "No esperábamos encontrar este sistema en nuestro propio vecindario" [1].
El sistema, que comprende un nido de estrellas masivas rodeado por un "remolino" de polvo, se conoce oficialmente como 2XMM J160050.7-514245, una referencia de catálogo poco manejable, por lo que los astrónomos decidieron dar otro apodo a este fascinante objeto: "Apep".
Apep obtiene su apodo por su forma sinuosa, que recuerdan a una serpiente enrollada alrededor de la estrella central. Su nombre es el de una antigua deidad egipcia, una serpiente gigantesca que encarna el caos (lo cual encaja en un sistema tan violento). Se creía que Ra, el Dios Sol, luchaba con Apep cada noche; la oración y adoración aseguraban la victoria de Ra y el regreso del sol.
Los GRB son unas de las explosiones más poderosas del universo. Duran entre unas pocas milésimas de segundo y unas pocas horas, y pueden liberar tanta energía como la que producirá el Sol durante toda su vida. Se cree que los GRB de larga duración, los que duran más de 2 segundos, pueden ser causados por explosiones de supernova o por estrellas Wolf-Rayet de rotación rápida.
Hacia el final de sus vidas, algunas de las estrellas más masivas evolucionan a estrellas Wolf-Rayet. Esta fase es de corta duración, y las Wolf-Rayets sobreviven en este estado durante apenas unos cientos de miles de años (un abrir y cerrar de ojos en términos cosmológicos). En ese momento, lanzan enormes cantidades de material en forma de un poderoso viento estelar, expulsando materia hacia el exterior a millones de kilómetros por hora; se han medido los vientos de estelares de Apep y viajan a la asombrosa velocidad de 12 millones de kilómetros por hora.
Estos vientos estelares han creado los elaborados penachos que rodean al sistema estelar triple, que consiste en una estrella binaria y una compañera solitaria unidas por gravedad. Aunque en la imagen solo se aprecian dos objetos parecidos a estrellas, el objeto de abajo es, de hecho, una estrella binaria Wolf-Rayet no resuelta. Esta binaria es la responsable de esculpir las serpentinas en remolino que rodean a Apep, que se forman a raíz de la colisión de los vientos estelares de las dos estrellas Wolf-Rayet.
En comparación con la extraordinaria velocidad de los vientos de Apep, el propio remolino de polvo que las rodea gira a un ritmo “pausado”, serpenteando a menos de 2 millones de kilómetros por hora. Se cree que la salvaje discrepancia entre la velocidad de los vientos estelares rápidos de Apep y el tranquilo remolino de polvo es la consecuencia de la acción de una de las estrellas del sistema binario, que lanzaría tanto un viento rápido como uno lento en diferentes direcciones.
Esto implicaría que la estrella se encuentra en rotación casi crítica, es decir, gira tan rápidamente que casi se está autodestruyendo. Se cree que una estrella Wolf-Rayet con una rotación tan rápida puede producir un GRB de larga duración cuando su núcleo colapsa al final de su vida.
El instrumento VISIR, del VLT de ESO, ha captado esta impresionante imagen de un sistema estelar binario masivo recién descubierto. Apodado Apep por una antigua deidad egipcia, puede tratarse de la primera detección de una fuente de estallidos de rayos gamma en nuestra galaxia.
Crédito: ESO.
Directed by: Nico Bartmann.
Editing: Nico Bartmann.
Web and technical support: Mathias André and Raquel Yumi Shida.
Written by: Sara Rigby and Calum Turner.
Music: tonelabs — Orion Fog (http://www.tonelabs.com).
Footage and photos: ESO, Digitized Sky Survey 2, F. Kamphues, N. Risinger (skysurvey.org), Callingham et al., NAOJ, L. Calçada, NASA, SDO, M. Kornmesser.
Executive producer: Lars Lindberg Christensen.
Editing: Nico Bartmann.
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Written by: Sara Rigby and Calum Turner.
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Executive producer: Lars Lindberg Christensen.
Notas
[1] Callingham, actualmente en el Instituto de Radioastronomía de los Países Bajos (ASTRON), llevó a cabo parte de esta investigación en la Universidad de Sydney mientras trabajaba con el jefe del equipo de investigación Peter Tuthill. Además de observaciones con los telescopios de ESO, el equipo también usó el telescopio anglo-australiano en el Observatorio de Siding Spring, Australia.
ESO
Un nuevo estudio basado en datos del telescopio espacial NuSTAR de la
NASA sugiere que Eta Carinae, un sistema estelar muy luminoso y masivo,
situado a 7.500 años-luz de distancia, está acelerando partículas hasta
dotarlas de altas energías. Algunos de estos chorros de partículas
(rayos cósmicos) podrían alcanzar la Tierra.
Eta Carinae brilla en rayos X en esta
imagen del observatorio Chandra de rayos X de la NASA. Los colores
indican diferentes energías. El rojo va de 300 a 1.000 electronvoltios
(eV), el verde de 1.000 a 3.000 eV y el azul de 3.000 a 10.000 eV. Las
observaciones del NuSTAR (contornos en verde) revelan una fuente de
rayos X con energías unas tres veces más altas que lo que detecta el
Chandra. (Foto: NASA/CXC, NASA/JPL-Caltech)
Se sabe que los rayos cósmicos con energías superiores a 1.000
millones de electronvoltios (eV) nos llegan desde fuera de nuestro
sistema solar. Pero dado que estas partículas (electrones, protones y
núcleos atómicos) transportan todas una carga eléctrica, se desvían cada
vez que encuentran campos magnéticos. Esto dificulta muchísimo
averiguar sus trayectorias originales y enmascara sus orígenes.
Eta Carinae, situada en la constelación de Carina, es famosa por una
erupción ocurrida en el siglo XIX que brevemente la convirtió en la
segunda estrella más brillante en el cielo. Este suceso también eyectó
materia que formó una masiva nebulosa con aspecto de reloj de arena,
pero la causa de la erupción sigue estando poco clara.
El sistema contiene una pareja de estrellas masivas cuyas órbitas
excéntricas las acerca mucho cada 5,5 años. Las estrellas contienen 90 y
30 veces la masa de nuestro Sol y se acercan a 225 millones de
kilómetros en su máxima aproximación, más o menos la distancia media que
separa Marte del Sol.
Las dos estrellas de Eta Carinae emiten potentes flujos de materia
(vientos estelares). El lugar en el que estos vientos chocan cambia
durante el ciclo orbital, lo que produce una señal periódica de rayos X
de baja energía.
El Telescopio Espacial Fermi de rayos gamma de la NASA también
observó un cambio en la emisión de rayos gamma (radiación más energética
que los rayos X) desde una fuente en la dirección de Eta Carinae. Pero
los "ojos" del Fermi no tienen tanta agudeza visual como los de los
telescopios de rayos X, de modo que los astrónomos no pudieron confirmar
la conexión. A fin de verificar dicha conexión, el equipo de Kenji
Hamaguchi y Michael Corcoran, del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de
la NASA, en Greenbelt, Maryland, Estados Unidos, recurrió al NuSTAR, un
satélite astronómico de la NASA en colaboración con entidades de
Estados Unidos, Dinamarca e Italia.
Lanzado en 2012, el NuSTAR puede trabajar con rayos X mucho más
energéticos que los asequibles para cualquier otro telescopio anterior.
El equipo de investigación examinó las observaciones del NuSTAR
obtenidas entre marzo de 2014 y junio de 2016, junto con observaciones
de rayos X de menor energía del satélite XMM-Newton de la Agencia
Espacial Europea a lo largo del mismo periodo.
Los rayos X de baja energía, o blandos, de Eta Carinae proceden del
gas en el punto de contacto de los vientos estelares en colisión, donde
las temperaturas superan los 40 millones de grados centígrados. Pero el
NuSTAR detecta una fuente que emite rayos X por encima de los 30.000
electronvoltios (eV), unas tres veces más que lo conseguible mediante
las ondas de choque en la zona donde los vientos colisionan. Como
comparación, la energía de la luz visible oscila entre 2 y 3 eV.
El análisis del equipo muestra que estos rayos X "duros" varían con
el periodo orbital de la binaria y que presentan un patrón de producción
de energía similar al de los rayos gamma observados por el Fermi.
Los investigadores creen que la mejor explicación tanto para los
rayos X duros como para la emisión de rayos gamma es que los electrones
son acelerados en violentas ondas de choque a lo largo de la frontera en
la que chocan ambos vientos estelares.
Sin duda, algunos de los electrones superrápidos, así como otras
partículas aceleradas, escapan del sistema y quizá algunos en su caótica
travesía acaban alcanzando la Tierra, donde podrían ser detectados como
rayos cósmicos.
NCYT
Un grupo de científicos tuvo que esperar más de 100 días para poder
contemplar de nuevo, tras emerger de detrás del Sol, las señales dejadas
por la primera fusión confirmada entre estrellas de neutrones.
La espera valió la pena ya que fueron premiados con la primera
visualización confirmada de un chorro de material que aún estaba
surgiendo del objeto resultante de la fusión (o de sus inmediaciones),
exactamente 110 días después de que se observara por primera vez el
suceso cataclísmico inicial de la fusión. Sus observaciones confirman
una predicción clave sobre lo que sucede tras una fusión de estrellas de
neutrones.
La fusión, llamada GW170817, identificada por la ráfaga de ondas
gravitacionales del mismo nombre, sucedió a 130 millones de años-luz de
distancia, en una galaxia denominada NGC 4993. Ambas estrellas de
neutrones integraban un sistema binario (pareja).
En ondas gravitacionales, la fusión fue detectada por el Adv-LIGO
(Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). Pero
también se detectó por el estallido de rayos gamma que se emitió en el
acontecimiento. Posteriormente, se convirtió en la primera fusión de
estrellas de neutrones observada y confirmada por la astronomía visual.
Después de unas pocas semanas, el objeto nacido de la fusión quedó
tapado por el resplandor de nuestro Sol, desde nuestra perspectiva
visual, ocultándose así de los astrónomos, hasta que volvió a emerger,
110 días después del suceso de fusión. Fue en ese momento cuando el
equipo de Joe Lyman y Andrew Levan, ambos de la Universidad de Warwick
en el Reino Unido, consiguió ver que el nuevo objeto astronómico estaba
generando todavía un potente rayo de luz en una dirección que, si bien
estaba descentrada respecto a la Tierra, estaba empezando a extenderse
en nuestra dirección. Esta observación se realizó mediante el Telescopio
Espacial Hubble.
Poco después de la fusión, los astrónomos apreciaron luz visible
generada por la desintegración radiactiva de grandes cantidades de
elementos pesados. Más de cien días más tarde, esto ya había
desaparecido, pero a cambio comenzó a observarse un chorro de material
eyectado a casi la velocidad de la luz. Esto es bastante distinto de lo
que algunos científicos habían predicho, que el material no saldría en
forma de chorro sino en todas direcciones.
NCYT
Astrónomos de la
Universidad de Barcelona han detectado la primera superfulguración
observable a simple vista de la estrella Próxima Centauri, la más
cercana al Sol. El estudio de este aumento en su brillo ha servido para
limitar la habitabilidad del exoplaneta Próxima b que orbita esta
estrella.
Una fulguración es un fenómeno que provoca un aumento del brillo de una estrella debido a su actividad magnética. En el caso de Próxima Centauri, una estrella más activa que el Sol, sus fulguraciones emiten cantidades letales de radiación ultravioleta y partículas cargadas, como los protones, que pueden destruir el ozono (O3) de la atmósfera de su planeta Próxima b.
Así lo señala un equipo de investigadores del Instituto de Ciencias del Cosmos de la UB (ICCUB), de la Universidad de Carolina del Norte en Chapel Hill (UNC-CH, en EE UU) y de la Real Academia de Ciencias y Artes de Barcelona (RACAB), que ha detectado la primera superfulguración observable a simple vista de Próxima Centauri.
Esta investigación, publicada en The Astrophysical Journal Letters, establece que la distribución temporal de estas superfulguraciones es de al menos cinco por año, "lo que implica que el 90 % del ozono de Próxima b quedaría eliminado en cinco años, y el resto se eliminaría en escalas de 100.000 años", explica Octavi Fors, investigador de las tres instituciones y coautor del trabajo.
Secuencia de la superfulguración según las imágenes del telescopio Evryscope. En el momento máximo del fenómeno, Próxima Centauri aumenta unas 70 veces su brillo y puede ser visible a simple vista en lugares oscuros. / Everyscope
Datos de Evryscope y HARPS
Los datos se obtuvieron del telescopio Evryscope, que realiza observaciones de todo el cielo austral visible cada dos minutos. Concretamente, esta superfulguración se observó en marzo de 2016, cuando la estrella Próxima Centauri se hizo 70 veces más brillante y por tanto fue observable a simple vista.
Simultáneamente a las observaciones de Evryscope, mediante el espectrógrafo de alta resolución HARPS se ha podido analizar el espectro visible de la superfulguración para, entre otras razones, determinar la existencia de eyección de masa coronal. Además, se han modelizado los efectos fotoquímicos de los compuestos atmosféricos producidos por esta actividad estelar extrema.
Una fulguración es un fenómeno que provoca un aumento del brillo de una estrella debido a su actividad magnética. En el caso de Próxima Centauri, una estrella más activa que el Sol, sus fulguraciones emiten cantidades letales de radiación ultravioleta y partículas cargadas, como los protones, que pueden destruir el ozono (O3) de la atmósfera de su planeta Próxima b.
De la observación se ha deducido la falta de ozono y los altos niveles de radiación ultravioleta sobre Próxima b, lo que constriñe mucho su habitabilidad
Así lo señala un equipo de investigadores del Instituto de Ciencias del Cosmos de la UB (ICCUB), de la Universidad de Carolina del Norte en Chapel Hill (UNC-CH, en EE UU) y de la Real Academia de Ciencias y Artes de Barcelona (RACAB), que ha detectado la primera superfulguración observable a simple vista de Próxima Centauri.
Esta investigación, publicada en The Astrophysical Journal Letters, establece que la distribución temporal de estas superfulguraciones es de al menos cinco por año, "lo que implica que el 90 % del ozono de Próxima b quedaría eliminado en cinco años, y el resto se eliminaría en escalas de 100.000 años", explica Octavi Fors, investigador de las tres instituciones y coautor del trabajo.
"El hecho de que Próxima b no tenga O3, y que el nivel de radiación ultravioleta sea unas cien veces más intenso que el que puede soportar el microorganismo más resistente conocido, constriñe mucho el tipo de vida posible en la superficie del planeta. Esta debería circunscribirse a organismos extremadamente resistentes a la radiación ultravioleta", comenta otro de los autores, Daniel del Ser, también de ICCUB, UNC-CH y RACAB.
Secuencia de la superfulguración según las imágenes del telescopio Evryscope. En el momento máximo del fenómeno, Próxima Centauri aumenta unas 70 veces su brillo y puede ser visible a simple vista en lugares oscuros. / Everyscope
"De hecho, las formas de vida que no estén protegidas bajo una superficie (un océano, por ejemplo) difícilmente podrían sobrevivir en un planeta expuesto a este tipo de emisiones ultravioletas tan violentas", añade el investigador.
Datos de Evryscope y HARPS
Los datos se obtuvieron del telescopio Evryscope, que realiza observaciones de todo el cielo austral visible cada dos minutos. Concretamente, esta superfulguración se observó en marzo de 2016, cuando la estrella Próxima Centauri se hizo 70 veces más brillante y por tanto fue observable a simple vista.
Simultáneamente a las observaciones de Evryscope, mediante el espectrógrafo de alta resolución HARPS se ha podido analizar el espectro visible de la superfulguración para, entre otras razones, determinar la existencia de eyección de masa coronal. Además, se han modelizado los efectos fotoquímicos de los compuestos atmosféricos producidos por esta actividad estelar extrema.
SINC
Un grupo de
investigadores han detectado por primera vez el campo magnético de una
supernova, 1987A. Ahora, su estudio se publica en la revista Astrophysical Journal Letters.
La supernova 1987A es el objeto celeste de este tipo más cercano a la Tierra que apareció hace tan solo 30 años en el cielo. Gracias a que los investigadores tenían puesto un ojo en este astro han observado directamente el magnetismo de una estrella y han publicado un nuevo estudio que se publica este viernes en la revista Astrophysical Journal Letters.
La supernova 1987A está en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia muy cercana a la Vía Láctea, que apareció en el cielo en febrero de 1987 tras producirse la explosión de una estrella. El estudio publicado ahora sobre esta supernova ha sido llevado a cabo por Bryan Gaensler, director del Instituto Dunlap para Astronomía y Astrofísica en la Universidad de Toronto y coautor del artículo junto con la doctora Giovanna Zanardo, de la Universidad de Australia Occidental del Centro Internacional de Investigación de Radioastronomía.
A pesar de que la estrella está a una distancia de unos 1,6 millones de billones de kilómetros —unos 168.000 millones de años luz—, los investigadores han detectado que es “aproximadamente 50.000 veces más débil que el imán de una nevera", comenta el profesor Bryan Gaensler en un comunicado
Tras la creación de esta supernova, el material expulsado por la explosión y, también, la onda de choque de la estrella moribunda, han estado viajando hacia afuera a través del polvo y el gas que rodeaban la estrella antes de que explotara. Al mirar el remanente hoy en día se pueden ver anillos de material encendido por los desechos en expansión y la onda de choque de la supernova, según explican los investigadores en el estudio. Al observar las imágenes se puede ver como “radios de una bicicleta alineada desde el centro hacia afuera”, señalan. Es diferente, también, del de la Tierra, ya que este va de norte a sur.
¿Y cómo han observado esto? Los astrónomos han utilizado el telescopio compacto CSIRO Australia en el Observatorio Paul Wild. Gracias a esta herramienta observaron el campo magnético y estudiaron la radiación que el objeto emitía. Fue al analizar las propiedades radiactivas del astro cuando pudieron dar con el campo magnético.
Giovanna Zanardo
En tan solo 30 años se puede ordenar el campo magnético de la supernova
Los investigadores encontraron que el campo magnético de los restos no era caótico y mostraba cierto grado de orden. Por estudios anteriores se sabe que los remanentes de supernovas envejecen, sus campos magnéticos se estiran y alinean en patrones ordenados. Ahora, gracias a la observación de 1987A los científicos saben que en tan solo 30 años se puede ordenar el campo magnético de la supernova.
Debido a la cercanía de 1987A esta se puede observar a simple vista y es la primera supernova que se puede ver así desde que en 1604 observara en el cielo el astrónomo Johannes Kepler la llamada estrella de Kepler.
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La supernova 1987A es el objeto celeste de este tipo más cercano a la Tierra que apareció hace tan solo 30 años en el cielo. Gracias a que los investigadores tenían puesto un ojo en este astro han observado directamente el magnetismo de una estrella y han publicado un nuevo estudio que se publica este viernes en la revista Astrophysical Journal Letters.
La supernova 1987A está en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia muy cercana a la Vía Láctea, que apareció en el cielo en febrero de 1987 tras producirse la explosión de una estrella. El estudio publicado ahora sobre esta supernova ha sido llevado a cabo por Bryan Gaensler, director del Instituto Dunlap para Astronomía y Astrofísica en la Universidad de Toronto y coautor del artículo junto con la doctora Giovanna Zanardo, de la Universidad de Australia Occidental del Centro Internacional de Investigación de Radioastronomía.
A pesar de que la estrella está a una distancia de unos 1,6 millones de billones de kilómetros —unos 168.000 millones de años luz—, los investigadores han detectado que es “aproximadamente 50.000 veces más débil que el imán de una nevera", comenta el profesor Bryan Gaensler en un comunicado
"Esta es la detección más temprana posible del campo magnético formado después de la explosión de una estrella masiva", dice la doctora Zanardo. El campo magnético es como los radios de una bicicleta alineada desde el centro hacia afuera
Tras la creación de esta supernova, el material expulsado por la explosión y, también, la onda de choque de la estrella moribunda, han estado viajando hacia afuera a través del polvo y el gas que rodeaban la estrella antes de que explotara. Al mirar el remanente hoy en día se pueden ver anillos de material encendido por los desechos en expansión y la onda de choque de la supernova, según explican los investigadores en el estudio. Al observar las imágenes se puede ver como “radios de una bicicleta alineada desde el centro hacia afuera”, señalan. Es diferente, también, del de la Tierra, ya que este va de norte a sur.
¿Y cómo han observado esto? Los astrónomos han utilizado el telescopio compacto CSIRO Australia en el Observatorio Paul Wild. Gracias a esta herramienta observaron el campo magnético y estudiaron la radiación que el objeto emitía. Fue al analizar las propiedades radiactivas del astro cuando pudieron dar con el campo magnético.
Giovanna Zanardo En tan solo 30 años se puede ordenar el campo magnético de la supernova
Los investigadores encontraron que el campo magnético de los restos no era caótico y mostraba cierto grado de orden. Por estudios anteriores se sabe que los remanentes de supernovas envejecen, sus campos magnéticos se estiran y alinean en patrones ordenados. Ahora, gracias a la observación de 1987A los científicos saben que en tan solo 30 años se puede ordenar el campo magnético de la supernova.
"A una edad tan joven todo en el remanente estelar se mueve increíblemente rápido y cambia rápidamente, pero el campo magnético se ve bien peinado hasta el borde del caparazón", explica la doctora Zanardo en un comunicado. El grupo de investigadores continuarán con la vista fija en 1987A para ver cómo se expande y evoluciona. “Veremos la forma del campo magnético para ver cómo cambia a medida que la onda de choque y la nube de escombros se topan con material nuevo", concluye Gaensler.
Debido a la cercanía de 1987A esta se puede observar a simple vista y es la primera supernova que se puede ver así desde que en 1604 observara en el cielo el astrónomo Johannes Kepler la llamada estrella de Kepler.
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