U Antliae con envoltura

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Estrella envejecida expulsa burbuja humeante

por Amelia Ortiz · Publicada 21 septiembre, 2017 ·
21/9/2017 de ESO / Astronomy & Astrophysics

Esta imagen de ALMA revela estructuras finas en la envoltura de U Antliae con más detalle de lo que había sido posible hasta ahora. Hace unos 2.700 años, U Antliae atravesó un periodo corto de pérdida rápida de materia. Durante este periodo de solo unos pocos cientos de años el material que constituye la envoltura observada en los datos de ALMA fue expulsado a gran velocidad. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/F. Kerschbaum.

Los astrónomos han empleado ALMA para capturar una imagen sorprendentemente hermosa de una frágil burbuja de material expelido en torno a la exótica estrella roja U Antliae. Estas observaciones ayudarán a los astrónomos a entender mejor cómo evolucionan las estrellas en las últimas fases de sus ciclos de vida.

En la débil constelación austral de Antlia (la Máquina Neumática) el atento observador con binoculares detectará una estrella muy roja, cuyo brillo varía ligeramente una semana tras otra. Esta estrella fuera de lo común se llama U Antliae y nuevas observaciones con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) están revelando una envoltura esférica notablemente delgada en torno a esta.

U Antliae es una estrella de carbono, evolucionada, fría y luminosa, de la rama asintótica gigante. Hace unos 2.700 años atrás, U Antliae pasó por un corto período de rápida pérdida de masa. Durante este período de unos cientos de años, el material que constituía la envoltura observada con los nuevos datos de ALMA fue expulsado a gran velocidad. Un análisis más detallado de esta envoltura, también muestra evidencias de delgadas y menudas nubes de gas, conocidas como subestructuras filamentosas.

Entender la composición química de las envolturas y atmósferas de estas estrellas, y cómo estas envolturas se forman por la pérdida de masa, es importante para comprender apropiadamente cómo evolucionan las estrellas en el Universo primitivo, y también cómo evolucionaron las galaxias. Las envolturas tales como la que rodea a U Antliae muestran una rica variedad de compuestos químicos en base a carbono y otros elementos. También ayudan a reciclar la materia, y proporcionan hasta el 70% del polvo entre las estrellas.

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Nova en V745 Scorpii

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V745 Sco: dos estrellas, tres dimensiones y energía a montones

por Amelia Ortiz · Publicada 19 septiembre, 2017 ·
19/9/2017 de Chandra / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Modelo 3D de la explosión de nova en el sistema V745 Sco. La onda expansiva se muestra en amarillo, la materia expulsada por la explosión está en púrpura y el disco de material más frío, en su mayor parte no afectado por la onda expansiva, está en azul. La cavidad visible en la parte izquierda del material expulsado es resultado de que los escombros procedentes de la superficie de la enana blanca están frenando al chocar contra la gigante roja. Crédito: modelo 3D de INAF-Osservatorio Astro. di Palermo/S.Orlando; ilustración del modelo: NASA/CXC/M.Weiss.

Los astrónomos conocen las explosiones irregulares del sistema doble de estrellas V745 Sco desde hace décadas. Este sistema binario, situado a 25.000 años-luz de la Tierra, está compuesto por una estrella gigante roja y una enana blanca, atrapadas por la fuerza de la gravedad. Se encuentran en órbita tan cerca una de la otra que las capas exteriores de la gigante roja son atrapadas por la fuerza gravitatoria de la enana blanca. Este material se precipita gradualmente hacia la superficie de la enana blanca. Con el paso del tiempo, puede que se acumule material suficiente como para producir una explosión termonuclear colosal, provocando un tremendo aumento de brillo de la binaria, llamado nova. Los astrónomos han visto V745 Sco perder un factor mil en luz óptica en el transcurso de 9 días.

Los investigadores observaron V745 Sco con el telescopio de rayos X Chandra algo más de dos semanas después de la explosión que se produjo en febrero de 2014. Su descubrimiento clave es que la mayor parte del material expulsado por la explosión iba dirigido hacia nosotros. Para explicar esto, un equipo formado por científicos del Observatorio Astronómico de Palermo-INAF, la Universidad de Palermo y el Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian construyeron un modelo 3D por computadora de la explosión, y lo ajustaron hasta que coincidió con las observaciones. En este modelo incluyeron un gran disco de gas frío alrededor del ecuador de la binaria producido por un viento de gas arrastrado desde la gigante roja por la enana blanca.

Los cálculos por computadora demostraron que la onda expansiva de la explosión de nova y el material expulsado estaban probablemente concentrados en los polos norte y sur del sistema binario. Esta distribución se debió al choque de la onda expansiva contra el disco de gas frío alrededor de la binaria. Esta interacción produjo que la onda expansiva y el material expulsado se frenaran a lo largo de la dirección de este disco y se produjera un anillo en expansión de gas caliente que emitió rayos X. Los rayos X que se alejaban de nosotros fueron en su mayor parte bloqueados y absorbidos por el material que se movía hacia la Tierra, explicando así por qué parecía que la mayor parte del material se estaba moviendo hacia nosotros.

Durante la explosión fue emitida una cantidad extraordinaria de energía, equivalente a 10 millones de billones de bombas de hidrógeno. Los autores estiman que el material expulsado pesaba un décimo de la masa de la Tierra. El análisis de la composición química de este material indica que la enana blanca está compuesta principalmente de carbono y oxígeno.

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Sistema binario AR Scorpii

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Descubren que una estrella única en su especie cambia con el paso de décadas

por Amelia Ortiz · Publicada 19 septiembre, 2017 ·
19/9/2017 de University of Notre Dame / The Astrophysical Journal Letters

Ilustración de artista del sistema binario AR Scorpii, constituido por una estrella enana blanca y su estrella compañera. Fuente: University of Notre Dame.

Un equipo de astrónomos ha estudiado el sistema binario único AR Scorpii, descubriendo que el brillo del sistema ha cambiado durante la última década. La nueva prueba apoya una teoría que explica cómo emite energía esta inusual estrella. AR Scorpii está formada por una estrella enana blanca magnetizada que gira rápidamente y que interacciona misteriosamente con su estrella compañera. Recientemente se descubrió que el sistema aumenta su brillo más del doble en escalas de tiempo de minutos y horas, pero la investigación recién publicada ha encontrado variabilidad en escalas de tiempo de décadas.

Los investigadores de la Universidad de Notre Dame analizaron los datos de este sistema único tomados en la misión K2 del telescopio espacial Kepler, en 2014, antes de que se supiera que la estrella era inusual. Los datos fueron comparados con imágenes de archivo anteriores, hasta 2004, buscando cambios a largo plazo en la curva de luz de AR Scorpii. La curva de luz de la binaria es única, exhibiendo un pico de emisión cada dos minutos, así como una gran variación en brillo durante el periodo orbital de 3,5 horas de las dos estrellas.

“Un modelo de este sistema predice variaciones a largo plazo en el modo en que interactúan las dos estrellas. No se sabía cuál podría ser la escala de tiempo de estos cambios, si 20 o 200 años. Estudiando los datos de K2 y de archivo, fuimos capaces de demostrar que además de los cambios en cuestión de horas del sistema, hay cambios que se producen a lo largo de décadas”, explica Peter Garnavich (Universidad de Notre Dame).

Este sistema único se hizo famoso en 2016, cuando investigadores de Inglaterra descubrieron que AR Scorpii, que se creía que era una mundana estrella solitaria, era en realidad una binaria que variaba rápidamente. La enana blanca gira sobre su eje a una velocidad increíblemente rápida, provocando destellos de luz cada dos minutos. La amplitud de los destellos cambia a lo largo de las 3,5 horas del periodo orbital, algo que no se sabe que ocurra en ningún otro sistema binario de enana blanca. “Descubrimos que hace 12 años, el pico de brillo de AR Scorpii se producía un poco más tarde en su órbita de lo que ocurre ahora”, explica Colin Littlefield (Universidad de Notre Dame). “Esto no resuelve el misterio, pero es otra pieza del rompecabezas que es AR Scorpii”.

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R Aquarii

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R Aquarii: una relación estelar volátil

por Amelia Ortiz · Publicada 7 junio, 2017 ·
7/6/2017 de Chandra

Imagen combinada en el óptico (rojo) y rayos X (azul) del sistema R Aquarii, formado por una estrella enana blanca y una gigante roja variable de tipo Mira en órbita una alrededor de la otra. Crédito:rayos X de NASA/CXC/SAO/R. Montez et al.; óptico de Adam Block/Mt. Lemmon SkyCenter/U. Arizona.

Los astrónomos han estudiado durante mucho tiempo una clase de estrellas llamadas simbióticas, que coexisten muy cerca unas de otras, interaccionando entre ellas. Utilizando datos del observatorio de rayos X Chandra y de otros telescopios, los astrónomos están comprendiendo mejor lo volátiles que pueden ser estas relaciones estelares.

R Aquarii es una de las estrellas simbióticas mejor conocidas. Situada a una distancia de 170 años-luz de la Tierra, sus cambios de brillo fueron notados por primera vez a simple vista hace casi mil años. Desde entonces los astrónomos han estudiado este objeto y determinado que R Aquarii no es una estrella sino dos: una enana blanca pequeña, densa, y una estrella gigante roja más fría.

La gigante roja es una variable Mira y sufre cambios estables de brillo en un factor 250 mientras pulsa, al contrario que su compañera enana blanca que no pulsa. Hay otras diferencias notables entre las dos estrellas. La enana blanca es unas 10000 veces más brillante que la gigante roja. La temperatura en su superficie es de 20000 K, mientras que la variable Mira tiene una temperatura de 3000 K. Además la enana blanca es ligeramente menos masiva que su compañera pero, como es mucho más compacta, su campo gravitatorio es más intenso. La fuerza gravitatoria de la enana blanca arrastra hacia su superficie las capas exteriores de la variable Mira. Ocasionalmente, se acumula material suficiente en la superficie de la enana blanca para producir la fusión termonuclear del hidrógeno y la energía emitida por este proceso puede causar una nova, una explosión asimétrica que expulsa las capas exteriores de la estrella a velocidades de decenas de millones de kilómetros por hora, arrojando energía y material al espacio.

Poco después de que Chandra fuera lanzado en 1999 los astrónomos empezaron a estudiar el comportamiento de R Aquarii en rayos X, en los años 2000, 2003 y 2005. Hallaron un chorro de emisión en rayos X, probablemente generados por ondas de choque, similares a las explosiones sónicas de los aviones supersónicos, causados por el choque del chorro con el material de los alrededores. Con el paso de los años, los investigadores han observado cambios en este chorro. Hay regiones de emisión en rayos X que se están alejando de la pareja de estrellas a velocidades de 2.3 millones y 3.1 millones de kilómetros por hora. A pesar de viajar a una velocidad menor que el material expulsado en la explosión de nova los chorros encuentran poco material y no se frenan demasiado. Por otro lado, la materia de la nova barre mucho más material y decelera significativamente, lo que explica que los anillos no sean mucho mayores que los chorros. Utilizando las distancias a la binaria de estas regiones, y asumiendo que las velocidades han permanecido constantes, un equipo de científicos del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) ha estimado que fueron producidas por explosiones en las décadas de 1950 y 1980.

[Fuente Noticia]


Algo más sobre R Aquarii

R Aquarii (R Aqr/HD 222800/HR 8992) es una estrella variable en la constelación de Acuario de magnitud aparente media +7,69. Se encuentra a unos 645 años luz de la Tierra.
R Aquarii es una estrella simbiótica compuesta por una enana blanca y una variable Mira formando un sistema binario. La estrella principal Mira es una gigante roja de tipo espectral M7III cuyo brillo varía en un factor de varios cientos a lo largo de un período de 386,96 días; su variabilidad fue descubierta por Karl Ludwig Harding en 1810.
Debido a su atracción gravitatoria, la enana blanca atrae materia de la gigante roja y ocasionalmente expulsa parte de la misma en extraños bucles que forman una nebulosa que rodea la estrella. El conjunto del sistema aparece enrojecido al estar situado en una región del espacio muy rica en polvo, por lo que la luz azul es absorbida antes de llegar a nosotros.
La nebulosa en torno a R Aquarii es conocida también como Cederblad 211. Según Tom Polakis, hasta 1998 nadie había podido observar visualmente este objeto. Es posible que la nebulosa sea el resto de una nova, que habría sido observada por astrónomos japoneses en el año 930.

Nueva acción de coordinación en Variables

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Logo Estrellas Variables chico

Novedades en la conducción y reorganización de la Sección de Estrellas Variables. En breve publicamos …

Más curvas de luz inusuales en datos de Kepler

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3/4/2017 de AAS NOVA / The Astronomical Journal


Ilustración de artista de nubes de polvo alrededor de una estrella. Algunas nubes parecidas a éstas podrían provocar las anomalías en las curvas de luz de un conjunto de 23 estrellas estudiadas por John Stauffer (Spitzer Science Center, Caltech) y sus colaboradores. Crédito: ESO.

Veintitrés objetos nuevos han sido añadidos a la creciente colección de estrellas en las que se han observado caídas inusuales de sus curvas de luz. Un estudio reciente examina esas estrellas y las posibles causas de su extraño comportamiento.

John Stauffer (Spitzer Science Center, Caltech) y su equipo han examinado las curvas de luz de estrellas en las regiones de formación estelar ρ Oph y Scorpius Superior, un conjunto de datos que constituye el grupo mayor de curvas de luz de alta calidad para estrellas de masa baja y presecuencia principal. En estas curvas de luz, Staffer y sus colaboradores hallaron un conjunto de 23 enanas de tipo M medio-tardío, de masa muy baja, con una variabilidad inusual en sus curvas de luz. La variabilidad coincide con el periodo de rotación de la estrella en los casos en que éste fue medido, lo que sugiere que lo que sea que produce las caídas en la curva de luz, está en órbita a la misma velocidad que gira la estrella.

Los autores clasifican las 23 estrellas en dos grupos principales. El primero está compuesto por 19 estrellas de periodo corto, de las que más de la mitad giran al doble del periodo límite por encima del cual deberían de romperse teóricamente. Los autores proponen que la variabilidad de estas curvas de luz puede ser causada por nubes de gas caliente de la corona que están formando una estructura con la forma de un toroide alrededor de la estrella.

El segundo grupo consiste en las 4 estrellas restantes, que tienen periodos algo más largos. Las curvas de luz muestran una sola caída en el flujo, de corta duración, con profundidad y forma altamente variables, superpuestas a la curvas de luz normales de la estrella. La mejor explicación de los autores es que hay nubes de escombros polvorientos rodeando la estrella, posiblemente en órbita alrededor de un planeta cercano o resultado de un episodio de colisión reciente.

[Fuente]