Radiotelescopios revelan atmósfera supergigante de Antares

Un equipo internacional de astrónomos generó el mapa más detallado a la fecha de la atmósfera de la estrella supergigante roja Antares. La sensibilidad y capacidad de resolución sin precedentes tanto del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) como del Karl G. Jansky Very Large Array(VLA), de la Fundación Nacional de Ciencia de Estados Unidos, permitió revelar el tamaño y la temperatura de la atmósfera desde la capa que se encuentra justo encima de la superficie hasta la zona de vientos, pasando por toda su cromosfera.

Las estrellas supergigantes rojas como Antares y su prima más famosa, Betelgeuse, son estrellas enormes y relativamente frías que están llegando al final de su vida. En algún momento se quedarán sin combustible, colapsarán y se convertirán en supernovas. A través de sus fuertes vientos estelares, estas estrellas lanzan elementos pesados al espacio, desempeñando así un importante papel a la hora de esparcir los componentes básicos de la vida por el Universo. Pero la causa de estos fuertes vientos aún es una incógnita. Un estudio detallado de la atmósfera de Antares, la estrella supergigante más cercana a la Tierra, aportó pistas cruciales para resolver el misterio.

El mapa de Antares generado gracias a ALMA y el VLA es el mapa de radio más detallado que se haya obtenido a la fecha de una estrella que no sea el Sol. ALMA observó Antares cerca de su superficie (su fotosfera óptica) en longitudes de onda más cortas, mientras que las longitudes de onda más largas observadas por el VLA revelaron la atmósfera de la estrella, más lejos de la superficie. En la luz visible Antares parece tener un diámetro aproximadamente 700 veces más grande que el Sol. Pero cuando ALMA y el VLA revelaron su atmósfera en ondas de radio, se descubrió que esta estrella supergigante es más grande aún.

“El tamaño de una estrella puede variar drásticamente en función de la longitud de ondas a la que se observa”, explica Eamon O’Gorman, del Instituto de Estudios Avanados de Dublín (Irlanda) y autor principal del estudio, publicado el 16 de junio en la revista Astronomy & Astrophysics. “Las longitudes de onda más largas observadas por el VLA revelaron que la atmósfera de la supergigante tiene cerca de 12 veces su radio”.

Los radiotelescopios midieron la temperatura de la mayor parte del gas y el plasma de la atmósfera de Antares. Lo más notorio fue la temperatura de la cromosfera, la zona que se encuentra sobre la superficie y es calentada por los campos magnéticos y ondas de choque generados por las turbulentas convecciones de la superficie estelar, que recuerdan los movimientos burbujeantes del agua guando hierve. Es poco lo que se sabe sobre las cromosferas, y esta es la primera vez que se observa esta zona en ondas de radio.

Gracias a ALMA y al VLA, los científicos descubrieron que la cromosfera tiene 2,5 veces el radio de la estrella (la cromosfera de nuestro Solo tiene solo 1/200 de su radio). Asimismo, descubrieron que la temperatura de la cromosfera es más baja de lo que se había inferido anteriormente a partir de observaciones ópticas y ultravioletas, y alcanza un valor máximo de 3.500 grados Celsius (6.400 grados Fahrenheit), antes de descender gradualmente. En comparación, la cromosfera del Sol alcanza temperaturas de casi 20.000 grados Celsius.

“No dimos cuenta de que la cromosfera es más bien tibia en términos de temperaturas estelares”, comenta O’Gorman. “La diferencia se debe a que nuestras mediciones de radio son sensibles a la mayor parte del gas y el plasma de la atmósfera de la estrella, mientras que las observaciones ópticas y ultravioletas realizadas anteriormente eran sensibles únicamente al plasma y al gas muy calientes”.

“Creemos que las estrellas supergigantes rojas como Antares y Betelgeuse tienen atmósferas poco homogéneas”, afirma el coautor del artículo Keiichi Ohnaka, de la Universidad Católica del Norte (Chile), quien anteriormente había observado la atmósfera de Antares en luz infrarroja. “Podemos imaginar que sus atmósferas son como una pintura hecha de muchos puntos de colores que representan distintas temperaturas. La mayor parte de la pintura contiene puntos de gas tibio que los radiotelescopios no pueden detectar, pero también hay puntos fríos que solo los telescopios infrarrojos ven y puntos calientes que solo son captados por los telescopios UV. Por el momento no podemos estudiar estos puntos de forma individual, pero queremos intentarlo en el futuro”.

En los datos de ALMA y del VLA, los astrónomos pudieron distinguir claramente por primera vez la cromosfera y la zona donde empiezan a formarse los vientos. En la imagen del VLA se aprecia un enorme viento expulsado por Antares y encendido por su estrella compañera, más pequeña y caliente, Antares B.

“Cuando era estudiante soñaba con tener datos como estos”, cuenta el coautor Graham Harper, de la Universidad de Colorado (Boulder, EE. UU.). “Conocer los tamaños y temperaturas reales de las zonas atmosféricas nos da una pista sobre cómo estos vientos se forman y cuánta masa es expulsada”.“Normalmente vemos las estrellas en el cielo nocturno como simples puntos de luz. El hecho de que podamos mapear las atmósferas de estas estrellas supergigantes pone de manifiesto los avances tecnológicos logrados en interferometría. Estas observaciones pioneras nos acercan el Universo, y nos permite observarlo como si estuviéramos observando nuestro jardín”, celebra Chris Carilli, del Observatorio Radioastronómico Nacional de Estados Unidos, quien participó en las primeras observaciones de Betelgeuse en distintas longitudes de onda de radio con el VLA en 1998.

Imágenes de radio de Antares obtenidas con ALMA y el VLA. ALMA observó Antares cerca de su superficie en longitudes de onda más cortas, mientras que las longitudes de onda más largas observadas por el VLA revelaron la atmósfera de la estrella, más distante de la superficie. En la imagen del VLA se aprecia un enorme viento a la derecha, expulsado por Antares y encendido por su estrella compañera, más pequeña y caliente, Antares B. Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), E. O’Gorman; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

Representación artística de la atmósfera de Antares. A simple vista (hasta su fotosfera), Antares es cerca de 700 veces más grande que nuestro Sol: lo suficientemente grande como para llenar el Sistema Solar más allá de la órbita de Marte (se muestra el Sistema Solar a modo de comparación). Pero ALMA y el VLA revelaron que su atmósfera, incluidas las cromosferas inferior y superior y la zona de vientos, es 12 veces más grande. Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), E. O’Gorman; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

Representación artística de la supergigante roja Antares. Crédito: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

Mapa de estrellas que muestra la ubicación de la brillante estrella roja Antares (en el círculo rojo). Antares es la supergigante roja más cercana a la Tierra (555 años luz de distancia), y se encuentra en la constelación de Escorpio, el Escorpión. Créditos: ESO, IAU, Sky & Telescope

Fuentes: alma observatory

Cómo las estrellas recién nacidas se preparan para el nacimiento de los planetas

Un equipo internacional de astrónomos usó dos de los radiotelescopios más poderosos del mundo, ALMA y el VLA, para generar más de 300 imágenes de discos protoplanetarios que rodean jóvenes estrellas de las nubes de Orión. Estas imágenes revelan nuevos detalles sobre los lugares donde se forman los planetas y las primeras etapas de los procesos de formación estelar.

La mayoría de las estrellas del Universo están acompañadas de planetas. Estos planetas nacen en anillos de polvo y gas conocidos como discos protoplanetarios, e incluso las estrellas más jóvenes están rodeadas por estos discos. Los astrónomos buscan entender cómo exactamente estos discos empiezan a formarse y qué aspecto tienen. Sin embargo, las estrellas jóvenes emiten muy poca luz y están rodeadas de nubes de polvo y gas que funcionan como verdaderas incubadoras estelares. Por eso, solo los radiotelescopios más sensibles son capaces de detectar los diminutos discos que circundan a estas estrellas infantes en medio del denso material que compone estas nubes.

En este nuevo estudio, los astrónomos apuntaron el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) y el Karl G. Jansky Very Large Array (VLA), de la Fundación Nacional de Ciencia de Estados Unidos, a una región donde se forman muchas estrellas: las nubes moleculares de Orión. Se trata del estudio de estrellas y sus respectivos discos más ambicioso que se haya emprendido a la fecha, y se lo bautizó como VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM).

Las estrellas muy jóvenes, también llamadas protoestrellas, se forman en nubes de polvo y gas en el espacio. La primera etapa de los procesos de formación estelar es el colapso de estas densas nubes debido a la gravedad. Al colapsar, estas nubes empiezan a girar hasta formar un disco plano alrededor de una protoestrella. La estrella crece alimentándose del material del disco, cuyos restos, con el tiempo, pueden terminar formando planetas.

Muchos de los aspectos de esta primera etapa de formación estelar, como la formación del propio disco, todavía no están del todo claros. Este estudio aporta nuevas pistas gracias al trabajo del VLA y de ALMA, que pudieron observar a través de las densas nubes y estudiar cientos de protoestrellas y sus discos en distintas etapas de formación.

Jóvenes discos protoplanetarios

“Este estudio reveló la masa y el tamaño promedios de estos discos protoplanetarios sumamente jóvenes”, celebra John Tobin, del Observatorio Radioastronómico Nacional de Estados Unidos (NRAO) en Charlottesville (Virginia), quien dirige el equipo de investigación. “Ahora podemos compararlos con los discos más desarrollados, que también han sido muy estudiados con ALMA”.

Tobin y su equipo descubrieron que los discos más jóvenes pueden ser de tamaño similar pero, en promedio, mucho más masivos que los discos más viejos. “A medida que crecen, las estrellas consumen cada vez más material del disco. Por eso, los discos más jóvenes contienen mucho más material bruto a partir del cual se pueden formar los planetas. Alrededor de estrellas muy jóvenes pueden empezar a formarse los planetas más grandes”.

Cuatro protoestrellas especiales

Entre cientos de imágenes obtenidas, cuatro protoestrellas llamaron la atención de los científicos por su aspecto peculiar. “Estas estrellas recién nacidas tenían un aspecto muy irregular y amorfo”, explica la miembro del equipo, Nicole Karnath, quien estaba afiliada a la Universidad de Toledo (Ohio), y ahora se desempeña en el centro SOFIA de la NASA. “Creemos que se encuentran en una de las primeras etapas de formación, y es posible que algunas ni siquiera sean protoestrellas aún”.

El hecho de que los científicos hayan encontrado cuatro objetos de este tipo es todo un logro. “Raramente encontramos más de un objeto irregular como estos en una observación”, señala Karnath, quien se basó en estas cuatro estrellas infantes para proponer una descripción esquemática de las primeras etapas de formación estelar. “No conocemos su edad precisa, pero es muy probable que tengan menos de 10.000 años”.

Para ser considerada una protoestrella típica (de clase 0), una estrella debe tener no solo un disco que gire a su alrededor, sino también un chorro que expulse material en direcciones opuestas y despeje la densa nube que rodea la estrella hasta volverla visible en el espectro óptico. Estos chorros son importantes porque impiden que las estrellas pierdan su eje giratorio mientras crecen. Ahora bien, los astrónomos aún no saben en qué momento empiezan a producirse estos chorros.

Una de las jóvenes estrellas observadas en este estudio, conocida como HOPS 404, tiene un chorro de apenas 2 kilómetros por segundo (los chorros de las protoestrellas suelen tener velocidades de unos 10-100 km/s). “Es un gran sol hinchado que sigue acumulando mucha masa, pero acaba de empezar a producir su chorro para perder impulso angular y seguir creciendo”. explica Karnath. “Este es uno de los chorros más pequeños que hemos visto, y avala nuestra teoría sobre la primera etapa de formación de las protoestrellas”.

ALMA y el VLA trabajando juntos

La increíble resolución y sensibilidad logradas con ALMA y el VLA fue fundamental para estudiar las zonas externas e internas de las protoestrellas y sus discos durante estas observaciones. Mientras ALMA es capaz de examinar en gran detalle el denso polvo presente alrededor de las protoestrellas, el VLA obtiene imágenes en longitudes de onda más largas, sumamente importantes para entender las estructuras internas de las protoestrellas más jóvenes a escalas inferiores a nuestro Sistema Solar.

“Al combinar ALMA y el VLA obtenemos lo mejor de ambos tipos de herramienta”, explica Tobin. “Gracias a estos telescopios, empezamos a entender cómo empiezan a formarse los planetas”.

Imágenes

Estudio VANDAM
ALMA y el VLA observaron más de 300 protoestrellas y sus jóvenes discos protoplanetarios en Orión. En esta imagen se aprecia un subgrupo de estrellas, entre las que se incluyen algunas binarias. Los datos de ALMA y del VLA se complementan: mientras ALMA observa la parte externa del disco (en azul), el VLA observa los discos internos y los núcleos de las estrellas (en naranja).
Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Tobin; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

Protoestrellas observadas en las nubes moleculares de Orión
La imagen muestra las nubes moleculares de Orión observadas durante el estudio VANDAM. Los puntos amarillos muestran la ubicación de las protoestrellas observadas en una imagen de fondo azul generada por el telescopio espacial Herschel. Los recuadros muestran nueve jóvenes protoestrellas vistas con ALMA (en azul) y el VLA (en naranja).
Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Tobin; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello; Herschel/ESA

Ilustración del proceso de formación de las protoestrellas
En esta ilustración se propone una explicación de la formación de las protoestrellas (línea superior) basada en cuatro protoestrellas muy jóvenes (línea inferior) observadas por el VLA (naranja) y ALMA (azul). La primera etapa (step 1) representa el colapso de polvo y gas. En la segunda etapa se aprecia una región opaca que empieza a formar una nube. En la tercera etapa, se empieza a formar un núcleo hidrostático debido al incremento de la presión y la temperatura, rodeado de una estructura circular y un incipiente chorro. En la cuarta etapa se ilustra el nacimiento de una protoestrella de clase 0 dentro de la región opaca, que puede tener un disco giratorio en equilibrio rotacional y un chorro mejor definidos. En la quinta etapa se aprecia una típica protoestrella de clase 0 con chorros que traspasaron la nube (y se volvieron visibles en el espectro óptico) y un disco giratorio en plena acreción. En la línea inferior, las siluetas blancas corresponden a los chorros de la protoestrella observados por ALMA.
Crédit:os ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), N. Karnath; NRAO/AUI/NSF, B. Saxton y S. Dagnello

Mapa estelar de la constelación de Orión y las protoestrellas observadas
Las nubes moleculares de Orión (en azul, a partir de observaciones del telescopio Herschel) se encuentran en la constelación de Orión. Los puntos rojos muestran la ubicación de las protoestrellas observadas en el estudio VANDAM.
Créditos: IAU; revista Sky & Telescope; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello; Herschel/ESA; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Tobin

Fuentes: El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)

Se apaga estrella gigante; podría causar gran explosión en nuestra galaxia

Los científicos observan con gran detenimiento a Betelgeuse, una de las estrellas más brillantes de la Vía Láctea que se encuentra ya en el final de su vida.

La estrella gigante Betelgeuse, una de las más brillantes de la Vía láctea, disminuyó su luminosidad desde hace unas semanas y el acontecimiento agita a los astrónomos pues podría anunciar su explosión en supernova, fenómeno rarísimo en nuestra galaxia. 

Situada en la constelación de Orión, esta "super gigante roja", casi mil veces más grande que el Sol, brilla con intensidad en el cielo de invierno, donde es visible gracias a su color rojo. 

La estrella figuraba entre las 10 más brillantes de la galaxia, pero desde mediados de noviembre, "su luminosidad bajó de manera dramática, en un 70 por ciento" dijo Pierre Kervalla, del Observatorio de París-PSL. 

Alertados por observadores aficionados, los astrónomos iniciaron en diciembre una vasta campaña de observación, movilizando los más grandes telescopios del planeta, entre ellos el telescopio Very large de Chile. 

"¡Es la agitación! Instalamos un grupo de investigación en el mundo para utilizar todos los instrumentos con capacidad para captar imágenes de la superficie de Betelgeuse", dice Eric Lagadec, del laboratorio Lagrange del observatorio de la Costa Azul. 

Centenares de astrónomos aficionados están contribuyendo y "pasan sus noches en sus jardines o lugares de observación favoritos" para aportar mediciones complementarias, señala el investigador del CNRS. 

Se avanzan varias hipótesis: podría tratarse de una eyección de gas que produce polvo y esconde la luminosidad o ... de la muerte de Betelgeuse. 

Esta última posibilidad llevaría a una explosión en supernova. 

Aunque parece poco probable en el futuro próximo, esto hace soñar a los astrónomos: en la medida que el astro al final ya no tiene "combustible" (surgido de la fusión nuclear), su corazón se desplomaría sobre sí mismo y formaría una estrella de neutrones, objeto muy compacto que crea una onda de choque que disloca completamente la estrella, todo eso en sólo unas cuantas horas. 

Un espectáculo inolvidable para la humanidad 

Desde la Tierra se vería a simple vista un punto tan brillante como la luna en el cielo diurno o nocturno. A lo que se agregaría un bello espectáculo, "el de un eco de luz propagándose alrededor, como olas en el agua", precisa Pierre Kervalla. 

En unas semanas ese punto desaparecería y formaría una nebulosa, visible en el cielo durante miles de años, como la del Cangrejo, residuo de la supernova surgida en 1054 (registrada por astrónomos chinos). 

"Sería un espectáculo inolvidable para la humanidad entera. Espero poder ver una supernova durante mi vida", dice Eric Lagadec. Pues ese fenómeno sólo ocurre pocas veces a través de los siglos en la Vía Láctea, y la última supernova observada fue en 1604. 

La explosión de Betelgeuse es esperada, pues el astro, de sólo 10 millones de años, está sobre el final de su vida. 

Pero es difícil predecir cuándo morirá, pues no existe ningún signo previsor: "es más o menos como un sismo; la víspera de la explosión, la estrella estará igual", subraya Kervalla. Esto podría ocurrir en las próximas semanas o dentro de 100.000 años. 

"No tenemos ningún medio para saberlo", reconoce Andrea Chivassia. Pase lo que pase, no hay peligro para nuestro planeta, pues Betelgeuse está a 600 años luz. "Si la vemos explotar aquí, eso significaría que la explosión ocurrió físicamente hace 600 años", señala Pierre Kervalla. 

En el plano científico, el acontecimiento facilitaría a los astrónomos seguir en directo y por primera vez en la historia, las diferentes fases de la explosión, una preciosa oportunidad para medir la expansión del Universo. 

"Se comprendería de esta manera lo que ocurrirá a la futura generación de estrellas", según Chivassia.

Betelgeuse
También llamada α Orionis o HIP 27989, es una estrella brillante del tipo supergigante roja. Se halla en la constelación de Orión y es la novena estrella más brillante en el cielo. Su color característico proviene de las bajas temperaturas de su superficie (unos 3000 K). El estado evolutivo de la estrella es avanzado: ha pasado ya la etapa más importante de su vida, la secuencia principal, agotado ya el combustible en su núcleo que le proporcionaba energía (por fusión del hidrógeno), después de lo cual aumentó su tamaño hasta las enormes dimensiones actuales. Sus variaciones de luminosidad son propias de su presente como estrella gigante.

La temperatura superficial de Betelgeuse es relativamente baja, pese a lo cual, al ser una estrella supergigante, su brillo es muy elevado. Aunque es la estrella α de Orión, no es la más brillante de la constelación en luz visible, ya que Rígel (β Orionis) la supera en este aspecto; pero en luz roja e infrarroja cercana, Betelgeuse sí es la más brillante.

Betelgeuse es una estrella muy grande, luminosa pero de temperatura media clasificada como M1-2 Ia-ab supergigante rojo. La letra "M" en esta designación significa que es una estrella roja perteneciente a la estrella clase espectral M y por lo tanto tiene una temperatura fotosférica relativamente baja; El sufijo "Ia-ab" esquema de clasificación espectral de Yerkes indica que es un supergigante de luminosidad intermedia, con propiedades a medio camino entre un supergigante normal y un supergigante luminoso. Desde 1943, el espectro de Betelgeuse ha servido como uno de los puntos de anclaje estable por el cual otras estrellas se clasifican.

Betelgeuse fue la primera estrella cuyo diámetro pudo ser medido con exactitud utilizando técnicas interferométricas oscilando entre unos 850 o 905 millones de kilómetros. En su tamaño máximo la estrella se extendería hasta más allá de la órbita de Marte. Su masa es 20 veces la masa del Sol y su tamaño es 887 + 203 - 1.180 veces mayor. Los astrofísicos predicen que Betelgeuse explotará como supernova de tipo II al final de su vida. Algunos de ellos afirman, basándose en la variabilidad mostrada por la estrella, que tal explosión podría producirse en un plazo de tiempo muy cercano (en los próximos miles de años). Otros astrofísicos son más conservadores y piensan que podría continuar con su actividad actual durante un período mucho mayor.

Recientes estudios muestran que, durante los últimos quince años, el diámetro de Betelgeuse ha encogido un 15%, desconociéndose las razones de este fenómeno.4​5​ Otros muestran que tiene una forma algo ovalada.

El disco de Betelgeuse ha podido ser resuelto mediante el uso del telescopio VLT, mostrando la mejor imagen que se tiene de la estrella hasta la fecha.6​ A diferencia de estrellas como nuestro Sol, en la cual la superficie de la estrella está cubierta por multitud de gránulos (células convectivas), en estrellas gigantes y supergigantes rojas como Betelgeuse únicamente hay un pequeño número de ellos, siendo estas estructuras las responsables de las variaciones de brillo que se pueden observar en esos tipos de astros.​

Betelgeuse está rodeada por una nebulosa de aspecto complejo formada por silicatos y polvo expulsados por la estrella en erupciones estelares y convección en su atmósfera, y que se extiende hasta a una distancia de 400 unidades astronómicas.9​

Betelgeuse, finalmente, es una estrella fugitiva que ha sido expulsada de la asociación estelar Orión OB1.

Los astrónomos predicen que Betelgeuse se convertirá, finalmente, en una supernova de Tipo II, aunque es posible que su masa sea lo suficientemente baja para dejar tras de sí una rara enana blanca de oxígeno y neón, no una estrella de neutrones. Hay división de opiniones sobre el tiempo que tardará en ocurrir este evento: aunque Betelgeuse tiene aproximadamente unos 10 millones de años de edad,1​ pero que debido a su gran masa ha evolucionado rápidamente, algunos señalan que la actual variabilidad de la estrella indicaría que está en la fase de quema de carbono de su ciclo de vida y, por lo tanto, explotará en algún punto de los próximos 100.000 años[cita requerida]. Los escépticos disienten de este cálculo y creen que la estrella podría sobrevivir mucho más, en torno a 10 millones de años[cita requerida].

A la fecha de 2014, los estudios teóricos más recientes sugieren que Betelgeuse ha empezado recientemente a fusionar helio en su núcleo y que, tras fusionar en este proceso carbono, neón, oxígeno y silicio, estallará como supernova dentro de los próximos 100.000 años. La supergigante roja, que todavía se estaría abrillantando y expandiendo mientras asciende la rama de las gigantes rojas, tendría una edad de entre 8 y 8,5 mil millones de años y una masa de 20 +5
−3 M☉. Dependiendo de su velocidad de rotación al nacer, los modelos de evolución estelar para una estrella de ese intervalo de masas sugieren que Betelgeuse podría o continuar siendo una supergigante roja hasta el momento de explotar como supernova, o convertirse antes de estallar en una variable azul luminosa o un astro similar a una estrella hipergigante amarilla.​ El remanente estelar que dejaría sería una estrella de neutrones de aproximadamente 1,5M ☉

El evento será, en cualquier caso, espectacular, aunque no está claro si tendrá efectos importantes para la vida en nuestro planeta al encontrarse Betelgeuse cerca del límite de distancia al cual los rayos cósmicos pueden afectar significativamente a la capa de ozono.

En ese momento, Betelgeuse brillaría al menos 10 000 veces más que una supernova ordinaria, con la luminosidad de la Luna en cuarto creciente. Algunas fuentes predicen una magnitud máxima aparente a la de la Luna llena, durando varios meses. Sería un punto extremadamente brillante en el cielo, pudiéndose observar inclusive de día. Tras este periodo, iría extinguiéndose gradualmente hasta que, tras meses o tal vez años, fuese inapreciable a simple vista. El hombro derecho de Orión desaparecerá hasta que, tras unos pocos siglos, se desarrollará en el lugar una espléndida nebulosa.

Notablemente, en 1980, un equipo de arqueólogos descubrieron unos informes chinos del siglo I que se refieren al color de Betelgeuse como blanco o amarillo. Sin embargo, Ptolomeo, en un escrito del año 150, la cataloga como estrella roja (aunque también cataloga a Sirio como roja, pese a que es blanca). Por lo tanto, Fang Lizhi, astrofísico chino, propone que Betelgeuse podría haberse convertido en una gigante roja durante ese período. Se sabe que las estrellas cambian de color al expulsar una capa superficial de polvo y gas (capa que, incluso ahora, puede verse alejándose de Betelgeuse). Así, si esta teoría es cierta, es improbable que Betelgeuse se convierta en supernova en breve, pues una estrella suele permanecer como gigante roja durante decenas de miles de años.

Fuentes: Milenio

Descubierta una onda de viveros de estrellas en nuestro entorno galáctico

Visualización de la onda Radcliffe, una banda gaseosa ondulada compuesta por viveros de estrellas que conforma una de las estructuras más grandes jamás observadas en nuestra galaxia. La imagen, obtenida de la aplicación abierta World Wide Telescope, representa los datos del estudio superpuestos sobre una ilustración de la Vía Láctea y nuestro sol. / Alyssa Goodman / Harvard University

Astrónomos de la Universidad de Harvard han encontrado una colosal estructura gaseosa ondulada, la más grande observada hasta ahora en la Vía Láctea, integrada por sucesivas regiones donde se forman estrellas. Esta gigantesca 'ola' se ha localizado en nuestro vecindario galáctico con la ayuda de la misión Gaia de la Agencia Espacial Europea.

Una gigantesca onda de viveros estelares interconectados forma la estructura gaseosa más grande jamás observada en la Vía Láctea. Este es el descubrimiento que acaban de hacer público investigadores de la Universidad de Harvard en la revista Nature y en el congreso que la Sociedad Astronómica Americana (AAS) celebra estos días en Hawái.

Bautizada como ‘onda Radcliffe’, en honor a la base de operaciones del equipo, el Instituto de Estudios Avanzados Radcliffe en EE UU, este hallazgo cambia una visión de 150 años en los que se pensaba que los viveros estelares cercanos se disponían en un anillo en expansión a otra donde aparece un filamento ondulante formador de estrellas que alcanza billones de kilómetros arriba y abajo del disco galáctico.

Con este descubrimiento se cambia la visión de viveros estelares cercanos dispuestos en un anillo a otra donde aparecen en un enorme filamento ondulante 

El descubrimiento ha sido posible gracias a un nuevo análisis de los datos de la nave espacial Gaia de la Agencia Espacial Europea (ESA, por sus siglas en inglés), lanzada en 2013 con el objetivo de medir con precisión la posición, distancia y movimiento de las estrellas.

Crestas de 500 años luz arriba y abajo

Los autores combinaron los datos superprecisos de Gaia con otras medidas para construir un mapa 3D del material interestelar de nuestra galaxia, encontrando un patrón inesperado en el brazo espiral más cercano a la Tierra. Así descubrieron la estructura larga y delgada, de aproximadamente 9.000 años luz de largo y 400 de ancho, con forma de onda, donde aparecían crestas de 500 años luz arriba y abajo del plano medio del disco galáctico.

La onda incluye muchas de las guarderías estelares que anteriormente se pensaba que formaban parte del cinturón de Gould, un anillo de unos 3.000 años luz de diámetro donde nacen estrellas, aparentemente orientado alrededor del Sol.

“Ningún astrónomo esperaba que viviéramos junto a una banda gigante de gas en forma de onda, ni que forme el brazo local de la Vía Láctea”, destaca la coautora Alyssa Goodman desde Harvard.

“Quedamos sorprendidos al ver lo larga y recta que es la onda Radcliffe cuando se la observa en 3D desde arriba, y lo sinusoidal que es cuando se ve desde la Tierra –subraya la astrónoma–. La existencia misma de esta onda nos obliga a repensar nuestra comprensión de la estructura tridimensional de la Vía Láctea”.

“Ningún astrónomo esperaba que viviéramos junto a una banda gigante de gas en forma de onda, ni que forme el brazo local de la Vía Láctea”, dicen los científicos

“Gould y Herschel observaron estrellas brillantes formándose en un arco proyectado en el cielo, por lo que durante mucho tiempo, la gente ha estado tratando de averiguar si estas nubes moleculares realmente forman un anillo en 3D”, explica el coautor João Alves, profesor de la Universidad de Viena.

“En cambio –continúa–, lo que hemos observado es la estructura coherente de gas más grande que conocemos en la galaxia, organizada no en un anillo, sino en un filamento masivo y ondulado. El Sol se encuentra a solo 500 años luz de la onda en su punto más cercano. Ha estado frente a nuestros ojos todo el tiempo, pero hasta ahora no podíamos verla".

Nueva visión de nuestra galaxia

Según los autores, el nuevo mapa en 3D muestra nuestro vecindario galáctico bajo una nueva luz, brindando una vista revisada de la Vía Láctea y abriendo la puerta a otros descubrimientos importantes.

“No sabemos qué causa esta forma, pero podría ser como una onda en un estanque, como si algo extraordinariamente masivo aterrizara en nuestra galaxia”, apunta Alves, que concluye: “Lo que sí sabemos es que nuestro Sol interactúa con esta estructura. Pasó por un ‘festival’ de supernovas cuando cruzó Orión hace 13 millones de años, y en otros 13 millones volverá a cruzar la estructura, como si estuviéramos surfeando esta ola”.

Fuentes: Agencia Sinc

Indicios de un segundo planeta alrededor de la estrella más cercana al sistema solar

Ilustración del sistema planetario en torno a la estrella Próxima Centauri. / Lorenzo Santinelli/INAF

Los cambios de luz de la estrella Proxima Centauri sugieren que tiene un planeta más del ya conocido. Con al menos seis veces la masa terrestre, esta nueva supertierra orbitaría a 1,5 veces la distancia que nos separa del Sol.

Próxima Centauri es una enana roja, ocho veces menos masiva que el Sol, que se encuentra a tan solo cuatro años luz de distancia. Es la estrella más próxima a la Tierra (sin contar la nuestra) y se está revelando como un sistema cada vez más complejo.

En 2016 se anunció que en torno a ella orbita Proxima b, el planeta extrasolar más cercano, de un tamaño similar al de la Tierra. Al año siguiente se presentaron indicios de la existencia de cinturones de polvo en torno a la estrella, quizá los restos de la formación de este sistema planetario.

En Próxima Centauri se ha detectado una señal compatible con un planeta orbitando con un periodo de 5,2 años y una masa unas seis veces la de la Tierra

Ahora, un equipo internacional con participación del Instituto de Astrofísica de Andalucía, centro del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC), anuncia en la revista Science Advances el hallazgo de lo que puede ser un segundo planeta: Próxima c.

“Estamos entusiasmados con este resultado porque proporciona información nueva para comprender el sistema planetario alrededor de Próxima Centauri”, apunta el coautor Pedro J. Amado, investigador del IAA.

“Comenzamos coliderando las primeras observaciones para un proyecto llamado Red Dots, lo que resultó en la detección de Próxima b –recuerda–. Luego encontramos una fuente puntual de emisión de polvo a 1,5 veces la distancia entre la Tierra y el Sol de la estrella, que atribuimos a la emisión de anillos alrededor de un segundo planeta; y ahora detectamos un segundo posible planeta que orbita exactamente a esa distancia. ¿Una coincidencia? Quizá, pero tenemos que confirmarlo”.

El nuevo descubrimiento ha sido posible gracias a los datos recopilados desde Chile con los espectrógrafos UVES y HARPS, pertenecientes al Observatorio Europeo Austral (ESO).

Las observaciones revelaron la presencia de una señal con un período de 5,2 años compatible con la existencia de un segundo planeta en torno a Próxima Centauri con una masa mínima de unas seis veces la de la Tierra, aunque mucho más baja que la de los gigantes de hielo del sistema solar, Urano y Neptuno.


La señal apunta a que se trata de un planeta rocoso, pero se localiza en la región de los gigantes gaseosos

La también coautora y científica del IAA, Cristina Rodríguez-López, reconoce que la señal parece muy convincente, pero aún no se puede descartar que se deba a otros factores, como un ciclo de actividad magnética estelar, la influencia de una galaxia vecina u otro fenómeno desconocido.

Para realizar el estudio, los autores analizaron una serie de 17 años de velocidades radiales utilizando un método de detección de exoplanetas que rastrea el espectro de luz de la estrella. Si este espectro oscila entre rojo y azul, indica que se acerca y aleja de la Tierra a intervalos regulares, un ciclo generalmente causado por la presencia de un cuerpo en órbita.

El equipo encontró que la señal se produce durante un período de 1.900 días, lo que sugiere que es probable que no esté relacionada con los cambios cíclicos en el campo magnético de la estrella. Sin embargo, los autores insisten en que se necesitan más evidencias para confirmar su conclusión.

Un planeta rocoso más allá de la línea de nieve

"Se trata de un planeta idóneo para la combinación de técnicas complementarias que confirmen existencia, y si lo logramos hará falta una revisión de los modelos – añade–. La señal apunta a que se trata de un planeta rocoso pero se encuentra más allá de lo que se conoce como la línea de nieve, a partir de la que hallamos planetas gigantes gaseosos. Y un planeta rocoso en esa región exige nuevos planteamientos”.

Si se confirma su presencia, este planeta puede proporcionar información sobre cómo se forman los planetas de baja masa alrededor de estrellas también de baja masa. Además desafiaría los modelos que explican cómo nacen las supertierras. Se cree que la mayoría se forma cerca de la línea de nieve, la distancia mínima desde una estrella en la que el agua puede convertirse en hielo sólido, aunque la órbita del planeta candidato se encuentra mucho más allá de este punto.

La señal detectada se encuentra en el límite de las capacidades instrumentales y los investigadores esperan que los datos astrométricos tomados con el satélite Gaia de la ESA resulten decisivos para confirmar la existencia de Próxima c. La cercanía del sistema y la distancia entre el planeta y la estrella apuntan a que podría convertirse en un objetivo principal para su seguimiento y caracterización con instrumentación de imagen directa de próxima generación.

Fuentes: Agencia Sinc

La astrónoma que investiga las estrellas binarias cercanas

Una importante fracción de las estrellas del Universo se formaron de a pares, o incluso triples o más. Mónica Zorotovic, académica del Instituto de Física y Astronomía de la U. de Valparaíso, ha centrado su trabajo en esta área, pasando de un enfoque observacional hacia uno más teórico.

Las estrellas binarias son dos estrellas, gravitacionalmente ligadas, y que orbitan alrededor de un centro de masa común. Una importante fracción de las estrellas del Universo se formaron de a pares, o incluso triples o más, explica Mónica Zorotovic, profesora adjunta del Instituto de Física y Astronomía de la Universidad de Valparaíso (IFA), quien ha centrado su trabajo en la investigación de estrellas binarias cercanas compactas, pasando de un enfoque observacional hacia uno más teórico.

Zorotovic, realizó sus estudios de pre y postgrado en la Pontificia Universidad Católica de Chile y su tesis de doctorado en el Observatorio Europeo Austral (ESO-Chile) como parte del programa “ESO Studentship Program”.

Las estrellas binarias, dice, consideran cercanas a aquellas que durante su evolución experimentarán transferencia masa, mientras que el término compactas se refiere que al menos uno de los componentes del sistema es un objeto compacto, típicamente el remanente de una estrella que ya agotó todo su combustible.

¿Qué son las estrellas binarias cercanas compactas? En el caso particular de los sistemas que Zorotovic estudia, se trata de enanas blancas, similares al remanente que dejará el sol al morir, con compañeras muy cercanas. “Sus periodos orbitales son de tan solo algunas horas, lo que implica que durante su evolución la estrella más masiva envolvió a su compañera. La fricción produjo una dramática reducción de la distancia entre ambas y la expulsión de la envoltura de la estrella más masiva, revelando así su núcleo inerte que luego se enfrió para convertirse en la actual enana blanca”, explica.

“No siempre he estudiado estos sistemas, mi tesis de pregrado la hice en el estudio observacional de un cúmulo globular. Sin embargo, ya entonces me llamaba la atención el efecto que producían las estrellas binarias en las características observables del cúmulo, y quería entender la teoría detrás de lo que observábamos”, señala.

Sí tenía claro, agrega, que le gustaba el área de la astronomía estelar. “Pero me di cuenta que el trabajo observacional no era lo que me apasionaba”.

MÓNICA ZOROTOVIC, PROFESORA ADJUNTA DEL INSTITUTO DE FÍSICA Y ASTRONOMÍA DE LA UNIVERSIDAD DE VALPARAÍSO (IFA), QUIEN HA CENTRADO SU TRABAJO EN LA INVESTIGACIÓN DE ESTRELLAS BINARIAS CERCANAS COMPACTAS, PASANDO DE UN ENFOQUE OBSERVACIONAL HACIA UNO MÁS TEÓRICO.

Se reconoce como una persona diurna, que trabaja desde temprano, a la cual le cuesta estar despierta de noche. Por otro lado, todo lo relacionado con la reducción de datos le parecía un poco monótono. “Siempre me gustó más la parte de analizar, y por eso mi tesis de doctorado la enfoqué en el estudio de la evolución de sistemas binarios compactos“, señala.

La diferencia entre el trabajo observacional y el ahora realiza, dice es principalmente que los astrónomos con un enfoque más observacional son los que se saben todos los detalles de los telescopios, los instrumentos disponibles y cuales les sirven para lo que quieren observar, coordenadas de los objetos astronómicos, tiempos de exposición, etc. Cuando obtienen los datos, indica, suelen ser ellos mismos los encargados de reducirlos y obtener los parámetros que se puedan derivar de la observación. “Un astrónomo teórico en cambio se dedica al estudio y desarrollo de nuevas teorías, modelos, ecuaciones o simulaciones”.

Estudiar astronomía

Zorotovic, dice que siempre le aclara a los más jóvenes que la astronomía no es esa cosa romántica de poner el ojo en el telescopio. Cuenta que vio mucha gente en el pregrado que entraba a la carrera porque tenían un telescopio en la casa y se sabían las constelaciones de memoria, o les gustaba la astrofotografía, cosas más relacionadas con la astronomía amateur. “Pero en realidad para estudiar astronomía hay que tener mucha habilidad y gusto por las matemáticas y la física, además de la computación, ya que probablemente te vas a pasar los días sentado frente a una pantalla, reduciendo o analizando datos, intentando entender la física que hay detrás”.

La parte romántica de la astronomía se ve cuando se hace difusión. Lo mismo para quienes piensan que van a trabajar en un observatorio. “Como astrónomo, si eres observacional, es probable que visites observatorios de vez en cuando, para tomar datos. Pero la mayor parte del trabajo se hace desde una oficina en alguna universidad o centro de investigación. La mayoría de la gente que trabaja en los observatorios no son astrónomos, sino que son ingenieros y técnicos“.

Si quieren trabajar en un observatorio, indica, es mejor que estudien ingeniería, “si quieren hacer ciencia, que estudien astronomía”.

También que tener en cuenta que la carrera académica es larga y difícil, no es solamente un pregrado de 4 o 5 años. “Hay que seguir estudiando por muchos años, seguir un postgrado y luego unos años de postdoctorado en que uno se dedica a la investigación pura, para luego optar a un puesto en la academia donde se combine la enseñanza con la investigación. Eso significa que, por lo general, uno no va a encontrar estabilidad laboral hasta pasados los 30 años”, indica.

Fuentes: la tercera

Nuevos datos sobre la formación de elementos pesados en nuestra galaxia

Ilustración de la fusión de dos estrellas de neutrones, uno de los escenarios propuestos para la formación de muchos de los elementos pesados. / NATIONAL SCIENCE FOUNDATION/LIGO/SONOMA STATE UNIV

Científicos de la Universidad de Granada y otros centros europeos han presentado un modelo de evolución química de galaxias con el que se puede simular la interacción entre estrellas de diferente masa y metalicidad con el gas interestelar. De esta forma se puede calcular la evolución de las abundancias de los elementos químicos en la Vía Láctea.

La detección en el año 2017 de elementos pesados, como el oro o el platino, en el evento resultante de la fusión de dos estrellas de neutrones (fenómeno denominado kilonova) asociado a la señal de ondas gravitacionales GW 170717, ha supuesto un hito en el campo de la nucleosíntesis estelar y astrofísica nuclear. Nunca antes la investigación sobre el origen de los elementos químicos pesados (aquellos con masa atómica superior a 70) había despertado tanto interés entre la comunidad científica.

A raíz de este descubrimiento observacional, se vienen realizando una cantidad ingente de trabajos teóricos que intentan reproducir mediante modelos estelares estas observaciones. El objetivo de estos estudios es identificar con precisión cómo, dónde y cuándo se forman los elementos más pesados que el hierro.

Los investigadores describen cómo se forman elementos químicos más pesados que el hierro en el interior de las estrellas

Esta es la idea fundamental del trabajo publicado recientemente en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society del cual es autor el investigador de la Universidad de Granada Carlos Abia, del departamento de Física Teórica y del Cosmos, junto con investigadores franceses e italianos. Los autores describen cómo se forman elementos químicos más pesados que el hierro en el interior de las estrellas.

La mayoría de los isótopos más pesados que el hierro se producen en los interiores estelares mediante un proceso de captura de neutrones: bien mediante la captura de neutrones lenta (proceso-s o slow), o la captura rápida (proceso-r o rapid); aunque algunos de estos isótopos pueden ser también producidos (mínimamente) a través de captura de protones (el proceso-p).

Sin embargo, los modelos teóricos que intentan reproducir el proceso-r tienen un poder predictivo todavía muy limitado, debido a la complejidad en reproducir estas explosiones estelares, así como a la enorme incertidumbre existente en las propiedades nucleares de los isótopos que se encuentran lejos del denominado valle de estabilidad.

En este artículo, se ha estimado la contribución del proceso-s utilizando un modelo de evolución química de galaxias mediante el cual se simula numéricamente la interacción entre estrellas de diferente masa y metalicidad de diversas generaciones y el gas interestelar, a fin de calcular la evolución temporal (y espacial) de las abundancias de los elementos químicos en nuestra galaxia.

La cantidad de un elemento small

Entre los ingredientes fundamentales de esta simulación figura la cantidad de un elemento 's' producido (lo que se conoce como yields) en el interior de las estrellas masivas (aquellas con masa superior a aproximadamente ocho veces la masa del Sol) que es expulsada al medio interestelar al final de su evolución, así como en las estrellas de masa baja e intermedia (estrellas entre una y ocho veces la masa solar), durante su última fase de evolución (denominada fase de la rama asintótica de las gigantes).

Se usa un modelo de evolución química de galaxias para calcular la evolución de las abundancias de los elementos químicos en la Vía Láctea

Por primera vez, la producción estelar de los diversos elementos químicos se ha calculado mediante códigos numéricos estelares homogéneos, es decir, utilizando las mismas aproximaciones e ingredientes físicos. La novedad del método empleado es que el resultado final se obtiene a partir de una secuencia de modelos de evolución química que corrigen iterativamente la contribución 's' y 'r' a la composición química del sistema solar hasta alcanzar el nivel de convergencia deseado.

La comparación entre el nuevo modelo con la distribución de abundancias observadas en el Sistema Solar (originadas hace 4567 millones de años) muestra un acuerdo excelente considerando los errores observacionales, como se puede apreciar en la Figura 1. En la parte inferior de la misma figura se muestra el resultado teórico separando las tres componentes: proceso-s (puntos azules), producidos en estrellas; proceso-r (cuadros rojos), probablemente resultado de la fusión de estrellas de neutrones; y proceso-p (cruces verdes), responsable de la producción de algunos isótopos pesados ricos en protones.

Finalmente, como un tributo de los autores del trabajo a la celebración del 150 aniversario de la Tabla Periódica de Dimitri I. Mendeleiev, en la Figura 2 (también publicada en el artículo) se muestra de manera más gráfica la contribución de cada proceso de nucleosíntesis a los isótopos pesados.

Fuentes: Sinc

La órbita de una estrella alrededor del agujero negro supermasivo de la Vía Láctea da la razón a Einstein

Concepción artística de la estrella S0-2 realizando su máxima aproximación con el agujero negro supermasivo de la Vía Láctea. Crédito: Nicolle Fuller/National Science Foundation.

A 26.000 años luz de la Tierra, en las regiones centrales de la Vía Láctea, se halla Sagitario A*, un agujero negro supermasivo con una masa equivalente a unos cuatro millones de soles. Los agujeros negros son objetos tan compactos que ni siquiera la luz puede escapar de su influencia gravitatoria, y fue el estudio detallado de las órbitas de las estrellas cercanas lo que permitió conocer su masa. Ahora, una de esas estrellas, conocida como S2, ha permitido estudiar en detalle la gravedad en entornos extremos y confirmar la validez de la teoría de la relatividad de Einstein. El trabajo, publicado en la revista Science, ha contado con la participación de investigadores del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC).

Einstein, en su teoría de la relatividad, mostró que el tiempo y el espacio, que siempre se habían considerado entidades diferenciadas, formaban en realidad una entidad única: el espacio-tiempo. El espacio-tiempo es el escenario en el que se desarrollan todos los eventos físicos del universo, y se trata de un tejido maleable, que se curva en presencia de materia. Esta curvatura es la causante de los efectos gravitatorios que rigen el movimiento de los cuerpos (tanto el de los planetas alrededor del Sol, como el de los cúmulos de galaxias), y los agujeros negros supermasivos constituyen un entorno idóneo para verificar este efecto.

“Nuestras observaciones son consistentes con la teoría de la relatividad –apunta Andrea Ghez, investigadora de la Universidad de California (Estados Unidos), que encabeza el trabajo-. Sin embargo, la relatividad no puede explicar completamente la gravedad dentro de un agujero negro, y en algún momento tendremos que ir más allá de Einstein, a una teoría de la gravedad más completa que explique estos entornos extremos”.

Concepción artística de la estrella S0-2 realizando su máxima aproximación con el agujero negro supermasivo de la Vía Láctea. Crédito: Nicolle Fuller/National Science Foundation.
Desplazamiento al rojo gravitatorio

Los resultados han sido posibles gracias a la estrella S2, que dibuja una elipse muy pronunciada en torno a Sagitario A* y que, en el punto de máximo acercamiento, se sitúa a tan solo unas tres veces la distancia que existe entre el Sol y Plutón. A esa distancia, y debido a la enorme fuerza de gravedad del agujero negro, la relatividad predice que los fotones (partículas de luz) deberían sufrir una pérdida de energía, lo que se conoce como desplazamiento al rojo gravitatorio. Eso es, precisamente, lo que ha medido el equipo científico, confirmando un resultado publicado en 2018.

“Este tipo de experimentos está sujeto a un gran número de posibles errores y, desafortunadamente, el equipo que difundió el resultado anterior no publicó todos los datos, algo que debería ser estándar hoy día –señala Rainer Schödel, investigador del CSIC en el Instituto de Astrofísica de Andalucía y uno de los autores del estudio-. Con este trabajo aportamos una comprobación independiente de un experimento extremadamente difícil, muy necesario en este caso, y aportamos todos los datos y los análisis estadísticos”.

Los datos clave en la investigación fueron los tomados con el telescopio Keck (Hawaii) durante los meses del máximo acercamiento entre la estrella y el agujero negro. Estos datos, en cuya obtención participó Eulalia Gallego, investigadora en el mismo instituto, se combinaron con las mediciones realizadas en los últimos 24 años, lo que permitió obtener la órbita completa de la estrella en tres dimensiones y, a su vez, comprobar la validez de la relatividad general.

“Este resultado es un ejemplo claro del enorme potencial de centro galáctico como laboratorio, no solo para estudiar los núcleos galácticos y su papel en la evolución de las galaxias, sino también para resolver cuestiones de física fundamental”, concluye Schödel, investigador principal del proyecto GALACTICNUCLEUS, que busca resolver cuestiones abiertas incrementando en más de cien veces nuestro conocimiento actual de la población estelar más cercana a Sagitario A*.

Fuente: https://www.csic.es/

Astrofísica - Detectan la presencia de óxido de aluminio alrededor de una estrella joven

Un equipo de investigadores detectó por primera vez, gracias a ALMA, la presencia de una molécula que contiene aluminio alrededor de una joven estrella. Los rastros de aluminio encontrados en algunos meteoritos figuran entre los objetos sólidos más antiguos del Sistema Solar, pero todavía no se logra relacionar su proceso de formación y de evolución con los procesos de formación de los planetas y estrellas. El descubrimiento de óxido de aluminio alrededor de una joven estrella constituye una gran oportunidad para estudiar el proceso de formación inicial de los meteoritos y de planetas como la Tierra.

Las estrellas están rodeadas de discos de gas. Parte de ese gas se condensa y forma granos de polvo que, con el tiempo, van aglomerándose y formando objetos más grandes, hasta producir meteoros, planetesimales y, por último, planetas. Entender la formación de esos primeros objetos sólidos es fundamental para entender todo el proceso posterior.

Shogo Tachibana, profesor de la Universidad de Tokio y de la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial (JAXA), y su equipo analizaron los datos que obtuvo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter) sobre la joven y masiva protoestrella Orión KL Fuente I, y encontraron emisiones de radio características de las moléculas de óxido de aluminio (AIO). Esta es la primera vez que se detecta óxido de aluminio de manera fehaciente alrededor de una joven estrella.

“El óxido de aluminio desempeñó un papel muy importante en la formación del material más antiguo del Sistema Solar”, afirma Tachibana. “Nuestro hallazgo ayudará a entender la evolución de la materia en los comienzos del Sistema Solar”.

Cabe señalar que las emisiones de radio de las moléculas de óxido de aluminio se concentran en los puntos de origen de los chorros emanados del disco giratorio que circunda la protoestrella. En contrapartida, se han detectado otras moléculas, por ejemplo, de monóxido de silicio (SiO), en un área más amplia de los chorros. Normalmente, la temperatura es más elevada en la base de los chorros y más baja en el resto del flujo de gas. “El hecho de que no hayamos detectado óxido de aluminio en estado gaseoso en el resto del chorro indica que las moléculas se condensaron en partículas de polvo sólidas en las zonas más frías”, explica Tachibana. “Las moléculas pueden emitir sus señales de radio características cuando se encuentran en estado gaseoso, pero no en estado sólido”.

El hecho de que ALMA haya detectado óxido de aluminio en la base caliente del chorro demostraría que las moléculas se forman en las zonas calientes cerca de la protoestrella. Al desplazarse hacia zonas más frías, el óxido de aluminio quedaría atrapado en partículas que pueden formar polvo rico en aluminio, como el de los sólidos más antiguos del Sistema Solar, y terminar constituyendo los componentes básicos de los planetas.

Ahora el equipo de investigadores observará otras protoestrellas en busca de óxido de aluminio. Al combinar los nuevos resultados con datos de meteoritos y muestras de misiones como Hayabusa2, de la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial, se podrá obtener información esencial sobre la formación y evolución de nuestro Sistema Solar y otros sistemas planetarios.

Fuente: https://www.almaobservatory.org/

Astrofísica - Un vals estelar con final dramático

La nebulosa infrarroja de J005311.
(c) Vasilii Gvaramadse / Universidad de Moscú

Investigadores de la Universidad de Bonn identifican una fusión extremadamente rara de dos enanas blancas

Los astrónomos de la Universidad de Bonn y sus colegas de Moscú han identificado un objeto celeste inusual. Es muy probable que sea el producto de la fusión de dos estrellas que murieron hace mucho tiempo. Después de miles de millones de años dando vueltas entre sí, las llamadas enanas blancas se fusionaron y se levantaron de entre los muertos. En un futuro cercano, sus vidas podrían finalmente terminar, con una gran explosión. Los investigadores ahora están presentando sus hallazgos en la revista Nature.

El producto de fusión extremadamente raro fue descubierto por científicos de la Universidad de Moscú. En las imágenes realizadas por el satélite WISE (campo de exploración de infrarrojos de campo amplio) encontraron una nebulosa de gas con una estrella brillante en el centro. Sorprendentemente, sin embargo, la nebulosa emitió casi exclusivamente radiación infrarroja y ninguna luz visible. "Nuestros colegas en Moscú se dieron cuenta de que esto ya argumentaba un origen inusual", explica el Dr. Götz Gräfener, del Instituto Argelander de Astronomía (AIfA) de la Universidad de Bonn.

En Bonn, se analizó el espectro de la radiación emitida por la nebulosa y su estrella central. De esta manera, los investigadores de AIfA pudieron demostrar que el enigmático objeto celeste no contenía hidrógeno ni helio, una característica típica de los interiores de las enanas blancas. Las estrellas como nuestro Sol generan su energía a través de la quema de hidrógeno, la fusión nuclear del hidrógeno. Cuando se consume el hidrógeno, continúan quemando helio. Sin embargo, no pueden fusionar elementos más pesados: su masa es insuficiente para producir las altas temperaturas necesarias. Una vez que se ha consumido todo el helio, dejan de quemarse y enfriarse y se convierten en las llamadas enanas blancas.

Por lo general, su vida ha terminado en este punto. Pero no para J005311: así es como los científicos nombraron su nuevo hallazgo en la constelación de Casiopea, a 10.000 años luz de la Tierra. "Suponemos que dos enanas blancas se formaron allí cerca muchos miles de millones de años", explica el Dr. Norbert Langer, de AIfA. "Se giraron en círculos, creando distorsiones exóticas del espacio-tiempo, llamadas ondas gravitacionales". En el proceso, gradualmente perdieron energía. A cambio, la distancia entre ellos se redujo cada vez más hasta que finalmente se fusionaron.

La nebulosa infrarroja de J005311:
WISE Imágenes de infrarrojos de 22 micrones a diferentes escalas de intensidad (paneles a y b) en comparación con una imagen alfa IPHAS H óptica donde la nebulosa no es visible (panel c). (c) Vasilii Gvaramadse / Universidad de Moscú

Sólo cinco de estos objetos en la Vía Láctea.

Ahora su masa total era suficiente para fusionar elementos más pesados ​​que el hidrógeno o el helio. El horno estelar comenzó a arder de nuevo. "Tal evento es extremadamente raro", subraya Gräfener. "Probablemente no haya ni media docena de objetos de este tipo en la Vía Láctea, y hemos descubierto uno de ellos".

Un golpe de suerte extremo. Sin embargo, los investigadores están convencidos de que tienen razón con su interpretación. Por un lado, la estrella en el centro de la nebulosa brilla 40,000 veces más brillante que el sol, mucho más brillante que una sola enana blanca. Además, los espectros indican que J005311 tiene un viento estelar extremadamente fuerte; esta es la corriente de material que emana de la superficie estelar. Su motor es la radiación generada durante el proceso de combustión. Solo que, a una velocidad de 16,000 kilómetros por segundo, el viento de J005311 es tan rápido que este factor por sí solo no es suficiente para explicarlo. Sin embargo, se espera que las enanas blancas fusionadas tengan un campo magnético giratorio muy fuerte. "Nuestras simulaciones muestran que este campo actúa como una turbina, que además acelera el viento estelar", dice Gräfener.

Lamentablemente, el resurgimiento de J005311 no durará mucho. En solo unos pocos miles de años, la estrella habrá transformado todos los elementos en hierro y se desvanecerá nuevamente. Debido a que su masa ha aumentado a más de 1,4 veces la masa del Sol en el proceso de fusión, sufrirá un destino excepcional. La estrella colapsará bajo la influencia de su propia gravedad. Al mismo tiempo, los electrones y protones que acumulan su materia se fusionarán en neutrones. La estrella de neutrones resultante tiene solo una fracción de su tamaño anterior, midiendo solo unos pocos kilómetros de diámetro, mientras que pesa más que todo el sistema solar.

J005311, sin embargo, no se irá sin un saludo final. Su colapso será acompañado por una gran explosión, llamada explosión de supernova.

Publicación: Vasilii V. Gvaramadze, Götz Gräfener, Norbert Langer, Olga V. Maryeva, Alexei Y. Kniazev, Alexander S. Moskvitin y Olga I. Spiridonova: un producto masivo de fusión de enanas blancas antes del colapso final; Naturaleza

Fuentes: Universidad de bonn

Fragmentos de un exoplaneta sobreviven a la destrucción de su estrella

Un grupo de astrónomos, liderado por la Universidad de Warwick y en el que participa personal investigador del IAC y la ULL, ha descubierto fragmentos de un planeta que ha sobrevivido a la muerte de su estrella, dentro de un disco de escombros formado por otros planetas destruidos que sirven de alimento al astro anfitrión.

Los restos de este planeta, rico en hierro y níquel, sobrevivieron a la destrucción de todo el sistema, que siguió a la muerte de su estrella anfitriona, SDSS J122859.93+104032.9. Se piensa que el planetesimal formó parte alguna vez de un planeta más grande. Su supervivencia es especialmente asombrosa ya que orbita muy cerca de su estrella, mucho más de lo que se creía posible, en una órbita de dos horas.

En este descubrimiento es la primera vez que se ha usado la espectroscopía para descubrir un cuerpo sólido en órbita alrededor de una enana blanca. En concreto, se han utilizado las variaciones sutiles en la luz recibida de este sistema para identificar el material adicional que está siendo arrancado de la superficie del planetesimal.

Observaciones con el GTC

A partir de las observaciones realizadas con el espectrógrafo OSIRIS del Gran Telescopio Canarias (GTC), instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma), el equipo estudió un disco de escombros que orbita a una enana blanca a 410 años luz de distancia de la Tierra. Este disco está formado por cuerpos rocosos compuestos de hierro, magnesio, silicio y oxígeno, los cuatro bloques clave en la construcción de nuestro planeta y la mayoría de los cuerpos rocosos. Dentro de ese disco descubrieron un anillo de gas que fluía de un cuerpo sólido, como si se tratase de la cola de un cometa. Este gas puede estar generado por el propio cuerpo o por la evaporación del polvo al chocar con pequeños residuos dentro del disco.

Los astrónomos estiman que este cuerpo debe de tener un tamaño de al menos un kilómetro, aunque podría alcanzar unos pocos cientos de kilómetros de diámetro, comparándose con algunos de los asteroides más grandes conocidos en el Sistema Solar.

Las enanas blancas son los cadáveres de estrellas como nuestro sol que han quemado todo su combustible y se han desprendido de sus capas exteriores, dejando atrás un denso núcleo que se enfría lentamente. Este es el caso de la estrella anfitriona de este sistema, que se ha encogido tanto que el planetesimal orbita dentro del radio original de su sol. Los datos del estudio sugieren que estos fragmentos fueron parte de un cuerpo más grande en su sistema solar y, probablemente, se trata de un planeta pulverizado cuando la estrella comenzó su proceso de enfriamiento.

El autor principal de este artículo es Christopher Manser, investigador del Departamento de Física de la Universidad de Warwick. “La estrella habría tenido originalmente alrededor de dos masas solares, pero ahora la enana blanca representa sólo el 70% de la masa de nuestro Sol. También es muy pequeña ––aproximadamente del tamaño de la Tierra–– y esto hace que la estrella, al igual que todas las enanas blancas, sea extremadamente densa”, explica este investigador.

La gravedad de la enana blanca es de cerca de 100.000 veces la de la Tierra. Esto significa que un asteroide típico sería destruido por sus fuerzas gravitacionales si pasase demasiado cerca de ella.

El profesor Boris Gänsicke, coautor del estudio y también investigador del Departamento de Física de la Universidad de Warwick, comenta: “El planetesimal que hemos descubierto está en lo profundo del pozo gravitacional de la enana blanca, mucho más cerca de donde esperábamos encontrar algo. Esto solo es posible porque es muy denso o porque tiene una fuerza interna que lo mantiene unido. Por eso proponemos que está compuesto en gran medida de hierro y níquel”. Y añade: “Si fuera hierro puro podría sobrevivir donde se encuentra ahora, pero igualmente podría tratarse de un cuerpo rico en hierro con una gran fuerza interna para mantenerlo unido, lo que coincide con el hecho de que el planetesimal sea un fragmento muy denso del núcleo de un planeta. Si esto es correcto, el cuerpo original habría tenido cientos de kilómetros de diámetro.

El futuro del Sistema Solar

Este descubrimiento proporciona pistas sobre qué planetas pueden residir en otros sistemas solares y abre una ventana para mirar al futuro de los nuestros.

“A medida que las estrellas envejecen ––aclara Manser–– se convierten en gigantes rojas, que ‘limpian’ gran parte de la zona interna de su sistema planetario. En nuestro Sistema Solar, el Sol se expandirá hasta la órbita de la Tierra y arrasará con nuestro planeta, Mercurio y Venus. Marte y el resto de los planetas que están más alejados sobrevivirán y se desplazarán hacia afuera”.

Las teorías actuales predicen que dentro de 5 o 6 mil millones de años nuestro sistema solar tendrá una enana blanca en lugar del Sol, orbitada por Marte, Júpiter, Saturno y los planetas exteriores, así como asteroides y cometas. Es probable que ocurran interacciones gravitacionales en esta nueva configuración de nuestro sistema planetario, lo que significa que los planetas más grandes pueden empujar a los cuerpos más pequeños hacia una órbita que los acerque a la enana blanca, donde serían destruidos por su enorme gravedad.

Fuente: http://www.iac.es/