Que le ocurre a RZ Piscium?

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Una estrella parpadeante podría estar devorando planetas destrozados

por Amelia Ortiz · Publicada 16 enero, 2018 ·
16/1/2018 de NASA

Un equipo de astrónomos ha encontrado pruebas de que los extraños e impredecibles episodios de aumento y disminución de brillo de la estrella RZ Piscium pueden ser provocados por grandes nubes en órbita de gas y polvo, los restos de uno o más planetas destruidos.

“Nuestras observaciones muestran que hay acumulaciones masivas de polvo y de gas que ocasionalmente bloquean la luz de la estrella y que están probablemente cayendo en espiral hacia ella”, explica Kristina Punzi (Rochester Institute of Technology). “Aunque podría haber otras explicaciones, sugerimos que este material ha sido producido por la destrucción de cuerpos masivos en órbita cerca de la estrella”.

RZ Piscium está situada a 550 años-luz en la constelación de Piscis. Durante sus erráticos episodios de pérdida de brillo, que pueden durar hasta dos días, la estrella se hace hasta diez veces más débil. Produce mucha más energía en longitudes de onda del infrarrojo lejano que la emitida por estrellas como nuestro Sol, lo que indica que la estrella está rodeada por un disco de polvo caliente. De hecho, un 8 por ciento de su luminosidad total está en el infrarrojo, un nivel alcanzado solo por unas pocas de las miles de estrellas cercanas estudiadas en los últimos 40 años. Esto implica la presencia de cantidades enormes de polvo.

Estas y otras observaciones han llevado a los astrónomos a concluir que RZ Piscium es una joven estrella tipo Sol rodeada por un denso cinturón de asteroides, en el que las colisiones frecuentes pulverizan las rocas convirtiéndolas en polvo.

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Estadistica de la web de Variables

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Nota: Web iniciada en Abril de 2017.

Primera imagen de estrella variable roja

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Burbujas gigantes en la superficie de una estrella gigante roja

por Amelia Ortiz · Publicada 21 diciembre, 2017 ·
21/12/2017 de ESO / Nature


Utilizando el Very Large Telescope de ESO, un equipo de astrónomos ha observado, por primera vez de forma directa, los patrones de granulación en la superficie de una estrella fuera del Sistema Solar: la envejecida estrella gigante roja π1 Gruis. Esta nueva imagen, obtenida por el instrumento PIONIER, revela las células convectivas que conforman la superficie de esta enorme estrella. Cada célula cubre más de un cuarto del diámetro de la estrella y tiene un tamaño de cerca de 120 millones de kilómetros. Crédito: ESO.

Utilizando el Very Large Telescope de ESO, un equipo de astrónomos ha observado, por primera vez de forma directa, los patrones de granulación en la superficie de una estrella fuera del Sistema Solar: la envejecida estrella gigante roja π1 Gruis. Esta nueva imagen, obtenida por el instrumento PIONIER, revela las células convectivas que conforman la superficie de esta enorme estrella, que tiene 350 veces el diámetro del Sol. Cada célula cubre más de un cuarto del diámetro de la estrella y tiene un tamaño de cerca de 120 millones de kilómetros. Estos nuevos resultados se publican esta semana en la revista Nature.

Situada a 530 años luz de la Tierra, en la constelación de Grus (la grulla), π1 Gruis es una gigante roja fría. Tiene aproximadamente la misma masa que nuestro Sol, pero es 350 veces más grande y varios miles de veces más brillante. En unos 5.000 millones de años, nuestro Sol se hinchará para convertirse en una estrella gigante roja similar.

Un equipo internacional de astrónomos, liderado por Claudia Paladini (ESO), ha utilizado el instrumento PIONIER, instalado en el Very Large Telescope de ESO, para observar π1 Gruis con un detalle sin precedentes. Descubrieron que la superficie de esta gigante roja tiene unas pocas células convectivas o gránulos, y que uno de ellos tiene un tamaño de unos 120 millones de kilómetros (alrededor de un cuarto del diámetro de la estrella). Sólo uno de estos gránulos se extendería desde el Sol hasta más allá de Venus. Cuando observamos las superficies — conocidas como fotosferas — de muchas estrellas gigantes, las vemos oscurecidas por el polvo, lo cual dificulta las observaciones. Sin embargo, en el caso de π1Gruis, aunque hay polvo lejos de la estrella, su presencia no tiene un efecto significativo en las nuevas observaciones infrarrojas.

Cuando, hace mucho tiempo, π1 Gruis se quedó sin hidrógeno para quemar, esta anciana estrella dejó atrás la primera etapa de su programa de fusión nuclear. Se contrajo a medida que se quedaba sin combustible, haciendo que la temperatura aumentara más de 100 millones de grados. Estas temperaturas extremas alimentaron la siguiente fase de la estrella, que comenzó a fusionar el helio en átomos más pesados como carbono y oxígeno. Entonces, este núcleo intensamente caliente, expulsó las capas externas de la estrella, haciendo que creciera hasta un tamaño cientos de veces más grande que su tamaño original. La estrella que hoy vemos es una gigante roja variable. Hasta ahora, nunca se habían obtenido imágenes detalladas de la superficie de una de estas estrellas.

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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.