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Barnard, la estrella fugitiva
Luis Alonso.
Barnard es la estrella que se mueve aparentemente más rapida por el cielo. Un pequeño articulo sobre su descubridor y sus caracteristicas.
Barnard, La estrella fugitiva (1).pdf
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Las estrellas y la vida inteligente
Luis Alonso.
Una breve introduccion sobre las estrellas, esos soles que nos dan y quitan la vida. Finalmente nos ocupamos sobre la posibilidad de vida en otros planetas.
Las estrellas y la vida inteligente.pdf
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Lo que las estrellas nos cuentan.
Luis Alonso.
Las estrellas nos cuentan muchas cosas...
¿Quieres descubrirlas?
Lo que las estrellas nos cuentan. Revist
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Eta Carinae.
Trabajo de Mariano Ribas.
Una gigantesca estrella a punto de llegar al final de su vida
Eta Carinae. Una Super estrella al final
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Simulaciones tridimensionales de Supernovas
Simulaciones tridimensionales de Supernovas
Autor: Jorge Franchín
Simulaciones+tridimensionales+de+Superno
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Estrellas jóvenes posan para las cámaras (2-9-2011)

Fuente: ESO

 

El New Technology Telescope (NTT) de ESO en el Observatorio La Silla, en Chile, obtuvo esta impresionante imagen del cúmulo abierto NGC 2100. Este cúmulo de estrellas brillantes tiene alrededor de 15 millones de años de edad y está ubicado en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia vecina a la Vía Láctea. El cúmulo está rodeado de gas brillante proveniente de la cercana Nebulosa de la Tarántula.

Los observadores suelen pasar por alto NGC 2100 debido a su proximidad a la impresionante Nebulosa de la Tarántula y al súper cúmulo de estrellas RMC 136 (ver comunicado anterior). El gas incandescente de la Nebulosa de la Tarántula intenta robar la atención en esta imagen –los colores brillantes corresponden a las partes exteriores de la nebulosa. Esta nueva imagen fue creada a partir de exposiciones realizadas a través de varios filtros de diferentes colores con el instrumento EMMI [1] en el New Technology Telescope de ESO en el Observatorio La Silla, en la Región de Coquimbo en Chile. Las estrellas aparecen con sus colores naturales, mientras que la luz del hidrógeno ionizado (en rojo) y el oxígeno (en azul) está superpuesta.

Los colores que aparecen en las nebulosas dependen de las temperaturas de las estrellas que las iluminan. Las calientes estrellas jóvenes en la Nebulosa de la Tarántula, agrupadas en el súper cúmulo RMC 136, se ven en la zona superior derecha de esta imagen, y son lo suficientemente potentes como para hacer brillar el oxígeno [2], visible como una nebulosidad azul en esta imagen. Debajo de NGC 2100, el brillo rojizo puede corresponder al fin de la influencia ejercida por las estrellas calientes de RMC 136, o bien a que estrellas más frías y antiguas, capaces de excitar únicamente el hidrógeno, son la influencia dominante en esta región. Las estrellas que componen NGC 2100 son más antiguas y menos energéticas, y por lo tanto tienen poca o ninguna nebulosidad asociada a ellas.

Los cúmulos estelares son grupos de estrellas que se formaron casi al mismo tiempo de una misma nube de gas y polvo. Las estrellas con mayor masa tienden a formarse en el centro del cúmulo, mientras que aquellas menos masivas dominan las regiones exteriores. Esto, unido al mayor número de estrellas concentradas en el núcleo, hace que el centro del cúmulo sea más brillante que los bordes.

NGC 2100 es un cúmulo abierto, lo que significa que sus estrellas están unidas débilmente por la gravedad. Estos grupos tienen una esperanza de vida que se mide en decenas o cientos de millones de años, tras lo cual terminan dispersándose por la interacción gravitacional con otros cuerpos celestes. Los cúmulos globulares, aparentemente similares para el ojo inexperto, contienen muchas más estrellas antiguas y están unidos más fuertemente, por lo que alcanzan una vida mucho más larga: varios cúmulos globulares tienen una edad estimada similar a la del propio Universo. Así, mientras NGC 2100 podría ser mayor que sus vecinos en la Gran Nube de Magallanes, sigue siendo muy joven para los estándares de cúmulos estelares.

Los datos que permitieron obtener esta imagen del joven y subestimado cúmulo fueron encontrados en las profundidades del archivo de ESO por el participante David Roma, en el marco del concurso de astrofotografía Tesoros Escondidos de ESO realizado en 2010 [3].

 

Notas:

 

1] EMMI es la sigla en inglés de Instrumento Multi-modo de ESO. Es a la vez una cámara para obtener imágenes y un espectrógrafo.

[2] La mayor parte del brillo producido por el oxígeno proviene de los átomos de oxígeno que han perdido dos electrones. Esta fuerte emisión es muy común en las nebulosas, pero era un misterio durante las primeras observaciones espectroscópicas y se pensó inicialmente que provenía de un nuevo elemento que fue bautizado como Nebulium.

[3] El concurso Tesoros Escondidos de ESO 2010 dio a los astrónomos aficionados una oportunidad de revisar los vastos archivos de información astronómica de ESO en busca de alguna joya cósmica bien guardada que necesitaba ser pulida por los participantes. Más información acerca de Tesoros Escondidos disponible en http://www.eso.org/public/outreach/hiddentreasures/.

La agonía polvorienta de una estrella

Fuente: Scitech News

 

Una estrella gigante en una galaxia muy lejana puso fin a su vida con una agonía polvorienta en vez de con la típica de explosión de supernova. Un equipo de astrónomos que ha analizado los acontecimientos de los últimos años sospecha que este extraño evento, el primero de su tipo que ha sido visto por los astrónomos, era más común en la infancia del universo.

La supernova apareció a finales de Agosto de 2007, en un rastreo meticuloso del Telescopio Espacial Spitzer.

El astrónomo Christopher Kochanek de la Universidad Estatal de Ohio, y sus colegas, buscaban datos reunidos en dicho rastreo que hiciesen referencia a núcleos galácticos activos (AGNs, por sus siglas en inglés), que son agujeros negros supermasivos actuando sobre la materia circundante en el centro de galaxias. Un AGN emite enormes cantidades de calor a medida que el material es absorbido por el agujero negro.

Normalmente, los astrónomos no esperarían encontrar una supernova de esta manera. Tal como señala Szymon Kozlowski, las supernovas desprenden la mayor parte de su energía en forma de luz, no de calor.

Sin embargo, un punto muy caliente, que apareció en una galaxia a unos 3.000 millones de años-luz de la Tierra, no encajaba con la señal de calor típica de un AGN. El espectro visible de la luz procedente de la galaxia tampoco evidenciaba la presencia de un AGN.

El enorme calor emitido por el objeto durante algo más de seis meses, que luego se desvaneció a principios de Marzo de 2008, era otra pista de que el objeto era una supernova.

En seis meses, liberó más energía de la que nuestro Sol podría producir en toda su vida.

Los astrónomos sabían que si la fuente era una supernova, la extrema cantidad de energía que emitió la calificaría como una de las más potentes conocidas, es decir una hipernova. Sin embargo, la temperatura exterior del objeto fue de sólo unos 700 grados centígrados, apenas más caliente que la superficie del planeta Venus. ¿Qué podría absorber tal cantidad de energía lumínica y disiparla como calor?

La respuesta: polvo, y mucho.

Los astrónomos hicieron un análisis retrospectivo para determinar qué clase de estrella podría haber dado lugar a la supernova y cómo el polvo fue capaz de amortiguar en parte la explosión. Calcularon que la estrella probablemente era una gigante por lo menos 50 veces más masiva que nuestro Sol. Tales estrellas masivas suelen arrojar nubes de polvo a medida que se acercan al final de su existencia.

Esta estrella especial debe haber tenido por lo menos dos de tales expulsiones masivas de polvo. Los autores del estudio determinaron que una aconteció unos 300 años antes de la explosión en forma de supernova, y la otra unos cuatro años antes de tal explosión. Ambas eyecciones de polvo y gas se mantuvieron en torno a la estrella a modo de mantos, cada una formando una cáscara que se fue expandiendo poco a poco. La cáscara interna, la de cuatro años antes de la supernova, debía estar muy cerca de la estrella cuando ésta entró en fase de supernova, mientras que la cáscara externa generada 300 años antes debía estar mucho más lejos.

Los investigadores piensan ahora que la capa exterior debe ser casi opaca, por lo que absorbe toda la energía luminosa que se emite a través de la capa interior, y la convierte en calor.

Es por eso que la supernova apareció en la inspección del Spitzer como una nube de polvo caliente.

Un fenómeno similar podría darse en nuestra propia galaxia. Si Eta Carinae, una de las más brillantes estrellas de la Vía Láctea, entrase hoy en fase de supernova, veríamos un acontecimiento muy parecido al de la rara agonía polvorienta analizada en este nuevo estudio, según cree Kochanek.

Eta Carinae consta en realidad de dos estrellas. Este sistema binario se halla a unos 7.500 años-luz de la Tierra, y sus dos estrellas están envueltas por una distintiva cáscara de polvo. Los astrónomos creen que esta envoltura de polvo, una nebulosa en toda regla, fue creada cuando la más grande de las dos estrellas sufrió una enorme erupción solar alrededor de 1840. También creen que habrá más explosiones en este sistema binario.

 

http://www.scitech-news.com/2010/10/giant-star-goes-supernova-and-is.html

La pareja de enanas marrones más frías

Fuente: ESO

 

Observaciones con el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (ESO), en conjunto con otros telescopios, han detectado una estrella que podría ser la más fría conocida hasta ahora: se trata de una enana marrón en un sistema doble, cuya temperatura es similar a la de una taza de té recién servida –caliente en escala humana, pero extraordinariamente fría para la superficie de una estrella. Este objeto es lo suficientemente frío como para comenzar a cruzar la difusa línea que separa las pequeñas estrellas frías de los planetas gigantes calientes.

Las enanas marrones son básicamente estrellas fallidas: no posee la masa suficiente para que la gravedad gatille las reacciones nucleares que hacen brillar a las estrellas. La enana marrón recién descubierta, identificada como CFBDSIR 1458+10B, es el miembro más tenue de un sistema binario de enanas marrones ubicado a sólo 75 años-luz de la Tierra [1].

El poderoso espectrógrafo X-shooter del Very Large Telescope (VLT) de ESO en cerro Paranal, en la Región de Antofagasta en Chile, permitió mostrar que el objeto analizado era muy frío para los estándares de una enana marrón. “Estábamos muy entusiasmados al ver que este objeto tenía una temperatura tan baja, pero nunca imaginamos que resultaría ser un sistema doble en el que uno de sus componentes es todavía más interesante e incluso más frío”, dice Philippe Delorme del Institut de planétologie et d’astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Joseph Fourier), co-autor del artículo científico. CFBDSIR 1458+10 es el sistema binario de enanas marrones más frío descubierto hasta ahora.

Se pudo determinar que las tenues enanas marrones poseen una temperatura de unos 100 grados Celsius –el punto de ebullición del agua, no muy diferente de la temperatura al interior de un sauna [2]. “A temperaturas como éstas es esperable que tengan propiedades diferentes a las de enanas marrones descubiertas previamente y que se acerquen más a los planetas gigantes –incluso tener nubes de agua en su atmósfera”, dice Michael Liu del Institute for Astronomy de la Universidad de Hawaii, autor principal del artículo científico que presenta este nuevo estudio. “De hecho, cuando comencemos a tomar imágenes de planetas gaseosos gigantes alrededor de estrellas similares al Sol en un futuro cercano, yo esperaría que muchas de ellas se vean muy similares a CFBDSIR 1458+10B”.

Desentrañar los secretos de este objeto único fue posible gracias a las capacidades de tres diferentes telescopios. CFBDSIR 1458+10 fue por primera vez identificado como un sistema binario gracias a la Estrella Guía Láser del sistema de Óptica Adaptativa del Telescopio Keck II en Hawaii [3]. Liu y sus colegas aprovecharon el Telescopio Canada–France–Hawaii, también situado en Hawaii, para determinar la distancia del dúo de enanas marrones con una cámara infrarroja [4]. Finalmente se utilizó el VLT de ESO para estudiar el espectro infrarrojo del objeto y medir su temperatura.

 La búsqueda de objetos fríos es un campo muy activo en la astronomía moderna. El Telescopio Espacial Spitzer identificó recientemente otros dos objetos muy tenues que podrían competir por el título de la enana marrón más fría conocida hasta la fecha, si bien su temperatura aún no ha sido determinada con tanta precisión. Observaciones futuras permitirán realizar comparaciones más precisas entre estos objetos y CFBDSIR 1458+10. Liu y sus colegas planean observar CFBDSIR 1458+10 nuevamente para determinar con mayor exactitud sus propiedades y comenzar a construir un mapa de la órbita del sistema binario, el cual, después de una década de monitoreo, permitirá a los astrónomos determinar la masa del sistema binario.

Notas

[1] CFBDSIR 1458+10 es el nombre del sistema binario. Los dos componentes se conocen como CFBDSIR 1458+10A y CFBDSIR 1458+10B, siendo este último el más tenue y frío de los dos. Al parecer estarían orbitando uno alrededor del otro a una distancia tres veces mayor que la que separa la Tierra del Sol, en un período de unos treinta años.

[2] Comparativamente, la temperatura superficial del Sol es de unos 5500 grados Celsius.

[3] La óptica adaptativa compensa gran parte de la interferencia causada por la atmósfera de la Tierra, mejorando la nitidez de la imagen en un factor de diez y permitiendo distinguir la ínfima separación entre los componentes del sistema binario.

[4] Los astrónomos midieron el movimiento aparente de las enanas marrones en relación al fondo de estrellas más distantes, causado por el cambio de posición de la Tierra en su órbita alrededor del Sol. Este efecto, conocido como paralaje, les permitió determinar la distancia de las enanas marrones.

Información adicional:

 

 

Esta investigación fue presentada en el artículo científico, “CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System”, Liu et al. que aparecerá en la revista Astrophysical Journal.

El equipo está compuesto por Michael C. Liu (Institute for Astronomy [IfA], Universidad de Hawaii, EE.UU.), Philippe Delorme (Institut de planétologie et d’astrophysique de Grenoble, CNRS/Université Joseph Fourier, Francia [IPAG]), Trent J. Dupuy (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, EE.UU.), Brendan P. Bowler (IfA), Loic Albert (Canada-France-Hawaii Telescope Corporation, Hawaii, EE.UU), Etienne Artigau (Université de Montréal, Canadá), Celine Reylé (Observatoire de Besançon, Francia), Thierry Forveille (IPAG) y Xavier Delfosse (IPAG).

Estrellas en proceso de fusión con otras

Selected Science News. Amazings.

 

Se han descubierto varias parejas de estrellas en una fase temprana de proceso de fusión que podrían explotar como supernovas en un futuro astronómicamente cercano.

Todas las estrellas binarias recientemente halladas constan de dos enanas blancas. Una enana blanca es el núcleo caliente y muerto que queda cuando una estrella similar al Sol expulsa sus capas exteriores a medida que muere. Una enana blanca es increíblemente densa, tanto como lo sería la Tierra si con su tamaño actual albergase toda la materia que hoy posee el Sol. Una cucharadita de este material colosalmente compacto pesaría más de una tonelada.

Las enanas blancas encontradas en este estudio son livianas en comparación con muchas otras, ya que sólo tienen una quinta parte de la masa del Sol. Están compuestas casi en su totalidad de helio, a diferencia de las enanas blancas normales que están compuestas de carbono y oxígeno.

Estas estrellas están en órbitas tan cercanas que las fuerzas de marea, como las que mecen a los océanos en la Tierra, provocan una gran pérdida de masa.

Debido a que giran tan cerca una alrededor de la otra, las enanas blancas distorsionan el espacio-tiempo, creando ondas gravitacionales. Esas ondas se llevan consigo parte de la energía orbital, provocando que las estrellas giren una en torno a la otra a una distancia cada vez menor. Se piensa que las parejas de estrellas en las que esta mutua cercanía es más estrecha, con el tiempo terminarán por fusionarse. En el sistema binario más cercano a esta condición, las estrellas completan ya una órbita entera en una sola hora, y se calcula que se fusionarán dentro de unos 100 millones de años.

Cuando dos enanas blancas se fusionan, la masa combinada puede exceder un umbral crítico, causando su detonación y originando una supernova de tipo Ia.

Los astrónomos Warren Brown y Mukremin Kilic del Instituto Smithsoniano, en Estados Unidos, y Carlos Allende Prieto, del Instituto de Astrofísica de Canarias en España, han intervenido en la investigación.

Las estrellas de nuestra galaxia

Amazings. Scitech News.

 

En vez de moverse en círculos alrededor del centro de la Vía Láctea, todas las estrellas en nuestra galaxia están viajando por caminos alterados, que se alejan del centro galáctico hasta distancias mayores de lo esperado.

Este sorprendente hallazgo ha sido hecho por Arnaud Siebert y Benoit Famaey, astrónomos del Observatorio Astronómico de Estrasburgo (CNRS / Universidad de Estrasburgo), y por sus colaboradores de otros países.

Este extraño comportamiento puede deberse a la perturbación causada por la barra central y los brazos espirales de nuestra galaxia, que obligan a las estrellas a dejar su recorrido circular normal y tomar un rumbo más desviado hacia fuera.

La mayoría de las galaxias, incluyendo la nuestra (la Vía Láctea), tienen forma de espiral, y las estrellas están distribuidas en un delgado disco que gira alrededor del centro galáctico, con áreas divididas en brazos en espiral o regiones elípticas tales como la barra central.

Debido a la gravedad, los brazos espirales se mueven a través del disco en forma de ondas de densidad. Durante más de veinte años, los científicos creyeron que la influencia potencial de estas ondas de densidad sobre las velocidades estelares en la Vía Láctea era insignificante en comparación con la tendencia al movimiento circular de las estrellas en el disco galáctico.

El citado equipo de astrónomos ha demostrado ahora que esta creencia es errónea. En el vecindario de nuestro sistema solar, las estrellas se mueven hacia el exterior de la galaxia a una velocidad media de unos 10 kilómetros por segundo, la cual es considerablemente más rápida de lo que se pensaba.

Pesar una estrella usando la Luna

 Scitech News (Texto original en inglés)

Foto David Aguilar

 

 

¿Cómo pueden pesar los astrónomos una estrella que está a billones de kilómetros de distancia y que, por supuesto, es demasiado grande como para caber en cualquier báscula fabricada por el Ser Humano?
En la mayoría de los casos no pueden, si bien es posible obtener una buena estimación utilizando modelos informáticos de la estructura estelar.

Pero el nuevo trabajo del astrofísico David Kipping sugiere que en casos especiales, es viable pesar una estrella "directamente". Si la estrella tiene un planeta, y ese planeta tiene una luna, y ambos cruzan por delante de su estrella (desde la perspectiva visual de la Tierra), entonces es factible medir sus tamaños y órbitas para obtener datos sobre la estrella.
Los astrónomos han encontrado más de 90 planetas que cruzan por delante de sus estrellas (lo que se llama “tránsito” del planeta). Al medir la cantidad de luz estelar bloqueada por el planeta que se interpone entre su estrella y la Tierra, se puede calcular el tamaño del planeta con respecto al de su estrella. Pero los astrónomos no pueden saber con exactitud cuán grande es el planeta a menos que conozcan el tamaño real de la estrella. Los modelos de ordenador dan una estimación muy buena, pero en ciencia las mediciones reales son siempre preferibles.

Kipping se dio cuenta de que si un planeta en tránsito tiene una luna lo bastante grande como para que la veamos (también mediante el bloqueo de la luz de la estrella), entonces el sistema planeta-luna-estrella puede ser medido de una manera que permite a los astrónomos calcular con notable exactitud cuán grandes y masivos son los tres cuerpos.

Básicamente, el método consiste en medir la órbita del planeta alrededor de la estrella, y la órbita de la luna alrededor del planeta. Luego, a través de las Leyes de Kepler sobre el movimiento, es posible calcular la masa de la estrella.