Una estrella con una excepcional concentración de elementos

En algunas estrellas, como la descubierta recientemente SDSS J2357-0052, existe una excepcional y alta concentración de raros elementos producidos por un proceso poco común.

Remanente de supernova de Tycho. Crédito: Telescopio Spitzer, Chandra y Calar Alto

Hace un poco más de tres años, escribí una publicación que conmemoraba el 50º aniversario de uno de los artículos más notables en la historia de la astronomía. En este trabajo, Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle establecieron las bases para la comprensión de cómo se acumulan elementos pesados en el universo.

La versión corta de la historia es que se han identificado dos procesos principales: El proceso lento (s, por el inglés Slow) y el proceso rápido (r). El proceso-s es aquel en el que más presente tenemos, en el que los átomos son bombardeados lentamente con protones y neutrones, formando su masa atómica. Pero como señalaba el artículo, a menudo esto ocurre con demasiada lentitud para que un proceso que da por sentado isótopos inestables que no duran el tiempo suficiente para absorber otro antes de decaer a un número atómico menor supere la barrera.

En este caso, se necesita el proceso-r, en el que el flujo de nucleones es mucho mayor a fin de superar la barrera.

La combinación de estos dos procesos ha hecho un buen papel al adecuarse a las observaciones de lo que vemos, en general, en el universo. Pero los astrónomos no tienen descanso: el universo siempre tiene sus rarezas. Un ejemplo son las estrellas que tienen cantidades relativas muy raras de los elementos formados por estos procesos. Como el proceso-s es mucho más común, es el que debemos ver primordialmente, pero en algunas estrellas, como SDSS J2357-0052, existe una excepcional y alta concentración de raros elementos de proceso-r. Un reciente documento explora este elemental enigma.

Como lo implica la designación, esta rareza llamada SDSS J2357-0052 fue descubierta por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Esta exploración utiliza varios filtros para tomar imágenes de campos de estrellas en diferentes longitudes de onda. Se eligen algunos de los filtros para que caigan en rangos de longitud de onda en la que existen unas líneas de absorción bien conocidas de los elementos que se sabe son los marcadores de la metalicidad promedio. Este sistema fotométrico permitió obtener a un equipo internacional de astrónomos, liderado por Wako Aoki del Observatorio Astronómico Nacional en Tokio, hacer una visión rápida de la composición metálica de las estrellas y así elegir las más interesantes para realizar un estudio más profundo.

Estas observaciones adicionales se realizaron con espectroscopía de alta resolución y mostraron que la estrella tenía menos de una milésima de la cantidad de hierro que posee el Sol ([Fe / H] = -3,4), lo que la situa entre las estrellas más pobres en metal que se han descubierto. Sin embargo, el hierro es el resultado de los elementos producidos por el proceso-s. Cuando vamos más allá de ese número atómico, la abundancia relativa cae muy rápidamente. Si bien el bajón en SDSS J2357-0052 seguía siendo alto, no estaba para nada cerca de lo dramático que es en la mayoría de otras estrellas. Esta estrella tenía un aumento dramático de los elementos del proceso-r.

Se han descubierto varias estrellas pobres en metal con este aumento del proceso-r. Pero ninguna donde aparezca junto con esa deficiencia extrema de hierro. La conclusión de esta combinación es que esta estrella deber haber estado muy cerca de una supernova. Los autores sugieren dos escenarios que pueden explicar las observaciones. En el primero, la supernova se produjo antes de que la estrella se formara, y SDSS J2357-0052 se formó en las inmediaciones antes de que el material aumentado pudiese dispersarse y mezclarse con el medio interestelar. El segundo es que SDSS J2357-0052 ya era una estrella gormada en una órbita binaria con una estrella que se convirtió en una supernova. Si fue el segundo caso, probablemente esto le daría a la estrella más pequeña una gran “patada” al cambiar dramáticamente la masa que tiene el sistema. Aunque no se detectó una velocidad radial excepcional en SDSS J2357-0052, el movimiento (si existiera) podría estar situado en un plano del cielo que requiera unos apropiados estudios de movimiento para confirmar o refutar esta posibilidad.

Los autores también señalan que la primera estrella con características un tanto similares (aunque no tan extremas) fue descubierta antes que ésta en el halo exterior, donde es baja la probabilidad de que se produjera la necesaria supernova. Como tal, es más probable que la estrella fuese expulsada en un proceso que establece cierta credibilidad para el escenario en general, aún si no fuese éste el caso de SDSS J2357-0052.

Fuente: Universe Today.

Vía: AXXON

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Viendo una explosión estelar en 3D

Utilizando el Very Large Telescope de ESO en Chile, astrónomos han obtenido por primera vez una visión tridimensional de la distribución del material interno expulsado por una estrella que estalló recientemente. De acuerdo a los resultados, la explosión original no sólo fue poderosa, sino que se concentró más hacia una dirección. Esto es un fuerte indicio de que la supernova debe haber sido muy turbulenta, reforzando los modelos computacionales más recientes.

El material interior eyectado por SN  1987A (impresión artística). Crédito: ESO/L. Calçada

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A diferencia del Sol, que morirá de forma más bien tranquila, las estrellas masivas que llegan al final de sus cortas vidas explotan como supernovas, arrojando una amplia cantidad de material. Dentro de esta clase, la Supernova 1987A (SN 1987A), ubicada relativamente cerca, en la Gran Nube de Magallanes, ocupa un lugar muy especial. Detectada en 1987, SN 1987A fue la primera supernova observada a simple vista en 383 años (ver comunicado de prensa de ESO en inglés) y debido a su relativa cercanía, los astrónomos pudieron estudiar la explosión de una estrella masiva y sus secuelas con más detalle que nunca. Por eso no es extraño que pocos eventos en la astronomía moderna hayan sido recibidos por los científicos con tanto entusiasmo como éste.

SN 1987A ha sido una bonanza para los astrofísicos (ver dos comunicados de ESO, uno en inglés y otro diferente en español). Ha permitido conseguir notables “primicias”, como la detección de neutrinos desencadenando la explosión en el inestable centro estelar, la identificación de la estrella en placas fotográficas de archivo antes de su explosión, los signos de una explosión asimétrica, la observación directa de los elementos radiactivos producidos durante el estallido, la observación de la formación de polvo en la supernova, así como la detección de material circunestelar e interestelar (ver comunicado de ESO).

Nuevas observaciones realizadas con un instrumento único, SINFONI [1], instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO en Chile, han proporcionado información aún más profunda sobre este increíble evento, permitiendo a los astrónomos obtener la primera reconstrucción en 3D de las partes centrales del material en explosión.

Esta visión tridimensional muestra que la explosión fue más fuerte y rápida en algunas direcciones que en otras, provocando una forma irregular que en ciertas partes se extienden aún más hacia el espacio.
El primer material eyectado de la explosión viajó a la increíble velocidad de 100 millones de kilómetros por hora, lo que representa una décima parte de la velocidad de la luz o cerca de 100 mil veces más rápido que un avión de pasajeros. Incluso a esta enorme velocidad, tardó 10 años en alcanzar el anillo de gas y polvo generado por la estrella moribunda antes de la explosión. La imagen demuestra además que otra ola de material está viajando diez veces más despacio y está siendo calentada por elementos radioactivos creados en la explosión.

“Hemos establecido la distribución de velocidad del material interior eyectado de la Supermova 1987A”, dice la autora principal Karina Kjær. “No se comprende muy bien cómo explota una supernova, pero la manera en que lo hizo está grabada en este material interno. Podemos ver que este material no fue eyectado simétricamente en todas direcciones, sino que parece haber tenido una dirección preferida. Además, esta dirección es diferente a la esperada a partir de la posición del anillo”.

Tal comportamiento asimétrico fue predicho por algunos de los más recientes modelos computacionales de supernovas, que descubrieron que ocurren inestabilidades a gran escala durante la explosión. De este modo, las nuevas observaciones son las primeras confirmaciones directas de tales modelos.

SINFONI es un instrumento líder en su tipo y sólo gracias al nivel de detalles que permite obtener fue posible que el equipo llegara a estas conclusiones. Su sistema avanzado de óptica adaptativa hizo posible contrarresta los efectos distorsionadores causados por la atmósfera terrestre, mientras que una técnica llamada espectrografía de campo integral permitió a los astrónomos estudiar muchas partes del caótico centro de la supernova, llevando a la reconstrucción de la imagen en 3D.

“La espectrografía de campo integral es una técnica especial que permite obtener, por cada píxel, información sobre la naturaleza y velocidad del gas”, dice Kjær. “Esto significa que, además de la imagen normal, obtenemos también la velocidad a lo largo de la línea de visión. Como conocemos el tiempo que ha transcurrido desde la explosión y sabemos que el material se está moviendo libremente hacia el exterior, podemos convertir esta velocidad en una distancia. Esto nos proporciona la imagen del material interno eyectado como si lo viéramos de frente y de costado”.

Notas

[1] El equipo usó el instrumento SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO en Chile. SINFONI es un espectrógrafo de campo integral y de infrarrojo cercano (1.1–2.45 µm) alimentado por un módulo de óptica adaptativa.

Información adicional

La investigación aparecerá en Astronomy & Astrophysics (“The 3-D Structure of SN 1987A’s inner Ejecta”, por K. Kjær y otros).

El equipo está compuesto por Karina Kjær (Queen’s University Belfast, Reino Unido), Bruno Leibundgut y Jason Spyromilio (ESO), y Claes Fransson y Anders Jerkstrand (Universidad de Estocolmo, Suecia).

ESO, el Observatorio Europeo Austral, es la principal organización astronómica intergubernamental en Europa y el observatorio astronómico más productivo del mundo. Es apoyado por 14 países: Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Finlandia, Francia, Holanda, Italia, Portugal, el Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza. ESO desarrolla un ambicioso programa enfocado en el diseño, construcción y operación de poderosas instalaciones de observación terrestres que permiten a los astrónomos hacer importantes descubrimientos científicos. ESO también cumple un rol principal en promover y organizar la cooperación en investigación astronómica. ESO opera tres sitios únicos de observación de clase mundial en Chile: La Silla, Paranal y Chajnantor. En Paranal, ESO opera el Very Large Telescope, el observatorio óptico más avanzado del mundo. ESO es el socio europeo de un revolucionario telescopio, ALMA, el proyecto astronómico más grande en desarrollo. ESO está actualmente planificando un European Extremely Large Telescope, el E-ELT, telescopio óptico y de infrarrojo cercano de 42 metros de diámetro, que llegará a ser “el ojo más grande del mundo en el cielo”.

Enlaces
• El artículo de la investigación
• Más información sobre SN 1987A
• Artículo en Astronomy & Astropysics

Fuente: ESO

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Las supernovas no generan los átomos más grandes

Son más brillantes que las estrellas,pero no pueden forjar los elementos más pesados. Esta es la conclusión de un nuevo estudio elaborado a partir del análisis de los vientos de partículas eyectados en estas explosiones.

Tras el Big Bang, los dos únicos elementos que se formaron en abundancia fueron el hidrógeno y el helio. El resto de elementos más pesados se formaron a partir de la fusión de estos dos núcleos pequeños. Las altas presiones y temperaturas presentes en los núcleos de las estrellas ordinarias pueden explicar la formación de algunos de estos elementos más pesados, con un determinado tamaño, pero los elementos más grandes que el hierro, con un núcleo de 26 protones, requieren para su formación otro mecanismo.

Ahí es donde entran en juego las supernovas. Cuando estas estrellas explotan emiten neutrinos a una velocidad cercana a la de la luz, golpeando a los protones y neutrones a medida que avanzan. Esto genera un "viento" en el que los protones y neutrones se fusionan para formar los núcleos de los átomos pequeños. A su vez, estos átomos junto con más neutrones y protones se fusionan para formar elementos de mayor tamaño.

Pero con 28 protones, los protones de los átomos de níquel, no aceptarán más protones debido a que la repulsión mutua de las partículas con carga positiva es demasiado fuerte para vencerla. Entonces, los neutrones, que no sufren este tipo de repulsión, penetran en el núcleo del átomos, donde posteriormente, se transforman en protones una vez dentro, en un proceso conocido como la captura de neutrones o proceso-r.

Se suponía que todos los elementos pesados podrían crearse de esta manera. Ahora Thomas Janka, del Instituto Max Planck para Astrofísica en Garching, Alemania, y sus colegas dicen que la composición hallada en el viento de neutrinos impulsados implica que este proceso no puede funcionar para la mayoría de los elementos.

Janka y su equipo usaron los datos más recientes obtenidos de la energía y las interacciones de protones, neutrones y neutrinos para producir un modelo informático de una supernova más bien pequeña. La capacidad de producir  los elementos grandes depende del número de neutrones que pueden entrar en los núcleos, que a su vez depende del número de neutrones que no se unen a los protones. El modelo de Janka reveló que el viento contiene más protones que neutrones, lo que significa que no hay suficientes neutrones libres para crear elementos mucho más grande que el estaño, que tiene 50 protones.

"Es un callejón final sin salida", dice Janka. "Es la lápida para el r-proceso en este ambiente." En su lugar, Janka sugiere que las explosiones ricas en neutrones que se producen cuando las estrellas se derrumban sobre sí mismas, sí podrían generar los elementos más pesados, incluido el oro, plomo y uranio.

El caso no está cerrado. Kohsuke Sumiyoshi, del Colegio Nacional de Tecnología de Numazu en Japón, argumenta que las supernovas pueden producir explosiones muy diferentes a causa de las diferentes composiciones de los núcleos galácticos, por lo que se produciría una proporción diferente de protones y neutrones dependiendo del caso. Por el contrario, Janka espera que las grandes supernovas se comporten según su modelo.

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Más información en el enlace.

Vía: Astrofísica y Física

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Resuelto el misterio de las supernovas

Las supernovas son gigantescas explosiones estelares que pueden verse a través de todo el universo. Las supernovas de Tipo Ia son una clase relativamente homogénea de explosiones estelares, que los investigadores usan como “candelas estándar” para observar la aceleración del universo. Se ha sabido desde hace tiempo, no obstante, que exhiben una considerable variación en sus espectros y el origen de estas diferencias era desconocido. Ahora, unos investigadores, incluyendo a científicos del Instituto Niels Bohr, han resuelto el misterio. Han demostrado que las supernovas estallan asimétricamente y la diferencia en su apariencia simplemente se debe a la dirección en la que se observa la supernova. Los resultados se publican en la revista científica, Nature.

Las supernovas de Tipo Ia han desempeñado un papel crucial en la cosmología debido a que pueden usarse para medir distancias en el universo. Incluso aunque no son “candelas estándar” perfectas (su luminosidad puede variar hasta en un 50%), pueden estandarizarse en base al conocimiento de que las supernovas más brillantes se apagan más lentamente, mientras que las más débiles lo hacen con mayor prontitud.

Mismo origen

Ahora hay un amplio consenso sobre que la homogeneidad relativa de las supernovas de Tipo Ia se debe a que tienen el mismo origen, a saber, una enana blanca en un sistema binario, donde las dos estrellas se orbitan entre sí. Una enana blanca es el tipo de estrella en la que se convertirá nuestro Sol al final de su vida, cuando haya agotado su hidrógeno. La enana blanca absorbe el materia arrojado por su compañera y cuando alcanza 1,4 masas solares, estalla como supernova.

La historia real, no obstante, es más compleja. Las supernovas que se apagan de la misma forma, pueden exhibir un comportamiento bastante distinto en cómo de rápido frena el material en expansión (el conocido como gradiente de velocidad). Este hecho ha generado dudas sobre si las supernovas de Tipo Ia podrían usarse como candelas estándar cosmológicas.

Explosión asimétrica

“Con nuevos estudios detallados hemos demostrado que el gradiente de velocidad está estrechamente asociado con la explosión asimétrica de estas supernovas”, explica el astrofísico Jesper Sollerman, del Centro de Cosmología Oscura en el Instituto Niels Bohr de la Universidad de Copenhague.

Nuevos estudios detallados realizados por un equipo internacional que incluye a Keiichi Maeda, de la Universidad de Tokio y Giorgos Leloudas, Jesper Sollerman y Max Stritzinger del Centro de Cosmología Oscura, han demostrado que el gradiente de de velocidad está estrechamente asociado con el carácter asimétrico de las explosiones de estas supernovas.

Buenas candelas estándar

“Lo que pudimos ver es que la naturaleza variable de las supernovas podía explicarse mediante explosiones asimétricas, donde la explosión tiene lugar en un punto fuera del centro. Por lo que los distintos aspectos de las supernovas simplemente dependen del punto de vista desde el que se observan”, explica Giorgos Leloudas del grupo de investigación de Cosmología Oscura.

Aunque ya había indicaciones procedentes de observaciones anteriores de supernovas de Tipo Ia de que podrían estallar asimétricamente, esta es la primera vez que se demuestra de forma convincente mediante estudios observacionales que observan las regiones centrales de la supernova. Los investigadores observaron las supernovas en las últimas etapas donde es posible ver en las profundidades de su interior y confirmaron que realmente estallan de forma asimétrica.

“Además de darnos una nueva visión de cómo estallan estas estrellas, y resolver el problema de las distintas apariencias, los resultados son buenas noticias para aquellos que usan las supernovas como candelas estándar. Si observamos suficientes supernovas, las diferencias entre ángulos siempre se igualarán”, señalan los tres investigadores del Instituto Niels Bohr, Giorgos Leloudas, Jesper Sollerman y Max Stritzinger.

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Fecha Original: 30 junio de 2010
Enlace Original

Vía: Ciencia Kanija

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Revelado un nuevo tipo de supernova

Dos tenues supernovas distintas a cualquier otra explosión estelar antes observada, pueden haber estallado de la misma forma, o pueden ser diferentes entre sí, pero en cualquier caso están haciendo colapsar las categorías que distinguen un tipo de muerte estelar de otro.

Las supernovas son violentas explosiones que marcan la muerte de las estrellas, y los científicos creen que tales estrellas estallan básicamente de dos formas. El núcleo de una estrella de al menos ocho veces la masa del Sol colapsa violentamente y se desprende de su envoltura exterior, o una pequeña y vieja estrella enana blanca absorbe material de una compañera cercana hasta que crece demasiado y estalla.

Pero al menos una de las dos supernovas recién encontradas parece haber roto estos moldes.

Una explosión parcial

Una de las supernovas en cuestión es SN 2005E. Es inusualmente débil y se apaga rápidamente, pero también tiene propiedades comúnmente asociadas con el método del colapso del núcleo de una supernova, tal como carecer de hidrógeno y silicio en su espectro de luz. Tales supernovas, conocidas como de Tipo 1b, se cree que son el resultado del colapso de una estrella que ha perdido su envoltura de hidrógeno.

No obstante, SN 2005E tuvo lugar en el halo de una galaxia aislada conocida como NGC 1032, que ya no soporta formación estelar. Fuera de las galaxias de formación estelar, las estrellas normalmente no son lo bastante masivas para soportar el colapso del núcleo.

“No encontramos trazas de formación estelar”, dice el investigador del estudio Hagai Perets del Centro para Astrofísica de de la Universidad de Harvard. “Esto es básicamente lo raro en esta supernova”.

Perets y sus colegas defienden que SN 2005E debe haber tenido lugar cuando una estrella enana blanca acretó material rico en helio de una estrella cercana, y estalló parcialmente, como indican algunos modelos que es posible. La quema de helio explicaría por qué 2005E era extremadamente rico en calcio – algo que normalmente no se ve en las supernovas de Tipo 1b.

Los investigadores estiman que 2005E expulsó aproximadamente un tercio de una masa solar cuando estalló, que es mucho menos que las supernovas de la variedad de colapso de núcleo o del tipo enana blanca normal. Casi la mitad del material era calcio.

Los actuales modelos no pueden explicar todas las inusuales características de la supernova, pero Perets dijo a SPACE.com que si tienen lugar explosiones parciales de las enanas blancas, esto podría explicar un número de desconcertantes hechos en la astronomía, tales como por qué algunas estrellas y polvo intergaláctico son tan ricas en calcio y posiblemente incluso los misteriosos rayos gamma que los investigadores han propuesto que podrían proceder de la materia oscura.

La rareza de esta supernova

La segunda supernova encontrada, SN 2005cz, también era relativamente débil y rica en calcio para un Tipo 1b.

Pero basándose en el patrón de luz emitido, investigadores japoneses defienden que debe ser el resultado del colapso del núcleo de la forma convencional. Proponen que una estrella de 10 a 12 veces la masa del Sol pierde su envoltura de hidrógeno hacia una compañera binaria antes de estallar.

De acuerdo con los investigadores, el modelado indica que tales estrellas de masa baja producirían la proporción adecuada de calcio a oxígeno visto en la supernova.

“Podemos explicarlo en el contexto del escenario de colapso tradicional del núcleo”, dice Koji Kawabata del Centro de Ciencia Astrofísica de Hiroshima.

Un posible problema con esta interpretación es que 2005cz tuvo lugar en una galaxia elíptica, NGC 4589, donde las estrellas de suficiente masa para el colapso del núcleo normalmente serían raras. Los investigadores citan evidencias de que la galaxia muestra signos de reciente formación estelar.

Perets dijo que él y sus colegas no encontraron evidencias de formación estelar cerca de 2005cz. Dijo que la supernova es más probable que se deba a una estrella enana blanca en explosión, como 2005E.

Para reforzar su argumento, Perets y sus colegas identificaron un total de ocho supernovas que encajan con las propiedades generales de 2005E, incluyendo su debilidad y alto contenido en calcio, y 2005cz es una de ellas.

“Me sorprendería si 2005cz resultara deberse al colapso del núcleo debido a la distribución estadística del grupo de ocho”, dice David Branch, astrofísico de la Universidad de Oklahoma en Norman, quien no estuvo implicado en ninguno de los estudios.

Branch dice que la explicación de la enana blanca está probablemente en el buen camino.

“Realmente no podemos decidirlo ahora”, comenta. “Lo principal es que estimulará el avance observacional y en modelos, debido que la gente querrá llegar al fondo de esto”.

Los nuevos resultados se publican en la revista Nature.

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Autor: JR Minkel
Fecha Original: 19 de mayo de 2010
Enlace Original

Vía: Ciencia Kanija

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¿Cómo obtiene su forma una supernova?

Los investigadores del Instituto Max Planck para Astrofísica en Garching lograron por primera vez reproducir las asimetrías y movimientos rápidos de grupos de hierro de las supernovas observadas en complejas simulaciones por computadora en tres dimensiones. A tal fin, siguieron con éxito la explosión en sus modelos desde milisegundos después del inicio de la explosión hasta desaparición de la estrella varias horas más tarde. (Astrophysical Journal, el 10 de mayo de 2010)

Figura 1: Simulación tridimensional de la explosión alrededor de 0,5 segundos después del rebote del núcleo. La superficie azul, casi transparente, es el frente de choque con un radio medio de 1900 km. Crédito: Instituto Max Planck de Astrofísica.

Las estrellas masivas terminan sus vidas en explosiones gigantescas, llamadas supernovas, y pueden llegar a ser -por un corto tiempo- más brillantes que una galaxia entera, que se compone de miles de millones de estrellas. Aunque las supernovas se han estudiado teóricamente mediante modelos informáticos a través de varias décadas, los procesos físicos que suceden durante estas explosiones son tan complejos que los astrofísicos hasta ahora sólo habían podido simular partes del proceso en sólo una o dos dimensiones. Investigaciones del Instituto Max Planck para Astrofísica, en Garching, han llevado a cabo las primeras simulaciones por computadora completamente tridimensionales de una supernova de colapso de núcleo en un plazo de horas después del inicio de la explosión. Así, podrían responder a la pregunta de cómo las asimetrías iniciales, las cuales emergen de la profundidad en el núcleo denso durante las primeras etapas de la explosión, se pliegan en inhomogeneidades observables durante la explosión de supernova.

Si bien la gran energía de la explosión hace que estas explosiones estelares sean visibles lejos en el Universo, son relativamente raras. En una galaxia del tamaño de nuestra Vía Láctea, se producirá en promedio sólo una supernova en 50 años. Hace unos veinte años, una supernova pudo verse incluso a simple vista: SN 1987A en la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes, nuestra galaxia vecina. Esta proximidad relativa -"sólo" unos 170 000 años luz de distancia- permitió realizar muchas observaciones detalladas en diferentes bandas de longitud de onda a lo largo de semanas e incluso meses. SN 1987A resultó ser una supernova de colapso de núcleo, un evento denominado Tipo II. Se produce cuando una estrella masiva, que es por lo menos nueve veces más masiva que el sol, ha quemado casi todo su combustible. El motor de fusión en el centro de la estrella comienza a tartamudear, lo que provoca un colapso interno y por lo tanto una violenta explosión de la estrella. En el caso de SN 1987A la estrella tenía cerca de 20 masas solares en su nacimiento.

Figura 2: Estas instantáneas muestran el rebote de la mezcla externa de determinados elementos en la explosión de la supernova desde dos direcciones diferentes de visualización: 350 segundos después del rebote del núcleo en los dos paneles superiores y después de 9000 segundos en los dos paneles inferiores, cuando el choque se ha salido de la superficie estelar. Las superficies designan los lugares radialmente más exteriores de carbono (verde), oxígeno (rojo) y níquel (azul) con una fracción de masa constante. Crédito: Instituto Max Planck de Astrofísica.

SN 1987A es probablemente la supernova más estudiada y sigue siendo un gran reto para desarrollar y refinar los modelos de lo que estaba pasando dentro de la estrella moribunda para producir la emisión de radiación. Uno de los descubrimientos sorprendentes e inesperados en SN 1987A y muchas supernovas posteriores fue el hecho de que el níquel y el hierro -elementos pesados que se forman cerca del centro de la explosión- se mezclan en grupos grandes en la capa de hidrógeno de la estrella interrumpida. Fueron observadas balas de níquel propagándose a velocidades de miles de kilómetros por segundo, mucho más rápido que el hidrógeno de alrededor y mucho más rápido que lo predicho por los simples cálculos hidrodinámicos en una dimensión (1D), es decir, sólo el estudio del perfil radial desde el centro hacia fuera.

De hecho, resultó que la evolución del brillo (la llamada curva de luz) de SN 1987A y de otras similares supernovas de colapso de núcleo sólo se puede entender si grandes cantidades de material del pesado núcleo (níquel radiactivo en particular) son llevados hacia el interior hasta el núcleo.

Figura 3: La nebulosa de Cassiopeia A es el remanente gaseoso de una explosión de supernova cuya luz llegó a la Tierra alrededor del año 1680. Las asimetrías y la estructura filamentosa de esta gran nube de restos estelares son una consecuencia de la formación de grumos y procesos de mezcla que también jugaron un papel en la supernova 1987A y que fueron simulados por primera vez en tres dimensiones por el equipo del Instituto Max Planck para la Astrofísica. Crédito: X-ray: NASA / CXC / SAO; óptico: NASA / STScI; Infrarrojo: NASA / JPL-Caltech camarero / / O.Krause et al.

Los detalles de las explosiones de supernova son muy difíciles de simular, no sólo debido a la complejidad de los procesos físicos involucrados, sino también por la duración y el alcance de las escalas -desde cientos de metros cerca del centro a decenas de millones de kilómetros, cerca de la superficie estelar- que necesitan ser resueltos en los modelos finales de computadora en tres dimensiones (3D). Previamente se llevaron a cabo simulaciones en dos dimensiones (2D, es decir, con el supuesto de la simetría axial) que pusieron de manifiesto que la estructura en capas esféricas de la estrella progenitora es destruida durante la explosión de supernova y una mezcla a gran escala tiene lugar. Pero el mundo real es tridimensional y no todos los aspectos observacionales pueden ser reproducidos por los modelos 2D.

Los nuevos modelos de computadora del equipo del Instituto Max Planck de Astrofísica ahora simulan por primera vez la ráfaga completa en las tres dimensiones, desde los primeros milisegundos después que la explosión se ha disparado en el núcleo hasta tres horas más tarde, cuando el choque sale de la estrella progenitora. "Encontramos una divergencia importante en nuestros modelos 3D en comparación con trabajos anteriores en 2D", dice Hammer Nicolay, el autor principal del artículo, "especialmente el crecimiento de la inestabilidad y la propagación de grupos diferentes. Estos no son sólo variaciones menores, lo que resulta determinante para la evolución a largo plazo y finalmente, la extensión de la mezcla y la apariencia observable de las supernovas de colapso de núcleo."

En las simulaciones 3D, grupos ricos en metales tienen velocidades mucho más altas que en el caso 2D. Estas "balas" se expanden mucho más rápidamente, superando el material de las capas externas. "Con un simple modelo analítico pudimos demostrar que la diferente geometría de las balas, toroidal frente a quasi-esférica, puede explicar las diferencias observadas en nuestras simulaciones", explica el co-autor Thomas Janka. "Aunque creemos que las diferencias entre las modelos 2D y 3D que hemos encontrado son probablemente genéricas, muchas características dependerán en gran medida de la estructura de la estrella progenitora, la energía total y la asimetría inicial de la explosión."

"Esperamos que nuestros modelos, en comparación con las observaciones, nos ayudarán a entender cómo las explosiones estelares se inician y lo que las causa", agrega Ewald Müller, el tercer autor del documento. La investigación de una variedad más amplia de estrellas progenitoras y de las condiciones iniciales serán el centro del trabajo de simulación en el futuro. En particular, un modelo detallado que reproduce todas las características de observación de SN 1987A sigue siendo un reto.

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Publicación original: N. J. Hammer, H.-Th. Janka, E. Müller, "Simulaciones tridimensionales de las inestabilidades de mezcla en explosiones de supernova", The Astrophysical Journal 714 (2010) 1371-1385

Fuente: How a supernova obtains its shape

Instituto Max Planck para Astrofísica

Vía: Universo a la vista

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Los astrónomos ven una supernova histórica desde un nuevo ángulo

Desde que Galileo apuntó por primera vez un telescopio hacia el cielo hace 400 años, una gran cantidad de avances tecnológicos han permitido a los astrónomos ver objetos muy débiles, objetos muy lejanos, e incluso la luz que es invisible al ojo humano. Sin embargo, un aspecto suele quedar fuera de nuestro alcance: el beneficio de una perspectiva 3-D.

Imagen registrada por el Observatorio Chandra de rayos X del remanente de la supernova Cassiopeia A (Cas A). Las regiones de color rojo, verde y azul en esta imagen de rayos X de Cas muestran donde la intensidad de los rayos X de baja, media y alta energía, respectivamente, es mayor. Si bien esta foto muestra los restos de la estrella que explotó, los ecos de luz nos muestran la luz reflejada de la propia explosión.
Crédito: NASA / CXC / MIT / UMass Amherst / MDStage et al.

Nuestros telescopios muestran la Vía Láctea, tal como ésta aparece desde un único punto de vista: el de nuestro sistema solar. Ahora, utilizando una técnica simple pero potente, un grupo de astrónomos dirigido por Armin Rest, de la Universidad de Harvard, ha visto una estrella en explosión de supernova desde varios ángulos.

"El mismo hecho se ve diferente desde distintos lugares de la Vía Láctea", dijo Rest. "Por primera vez, podemos ver una supernova desde un punto de vista extraterrestre."

La supernova dejó detrás el remanente gaseoso de Cassiopeia A. La luz de la supernova cubrió la Tierra unos 330 años atrás. Pero la luz que tomó un camino más largo, reflejándose en las nubes de polvo interestelar, recién ahora está llegando hasta nosotros. Es este débil reflejo de la luz lo que los astrónomos han detectado.

La técnica se basa en el concepto familiar de eco, pero aplicado a la luz en vez del sonido. Si usted grita, "¡Eco!" en una cueva, las ondas sonoras rebotan en las paredes y se reflejan de nuevo hacia sus oídos, creando ecos. Del mismo modo, la luz de la supernova se refleja en el polvo interestelar para después dirigirse a la Tierra. Las nubes de polvo actúan como un espejo, creando ecos de luz que vienen de diferentes direcciones, dependiendo de la ubicación de las nubes.

"Al igual que los espejos en un vestuario le muestran un conjunto de ropa desde todos lados, las nubes de polvo interestelar actúan como espejos que nos muestran las diferentes partes de la supernova", explicó Rest.

Por otra parte, un eco audible se retrasa, ya que toma tiempo para que las ondas sonoras reboten alrededor de la cueva y atrás. Los ecos de luz también se retrasan por el tiempo que tarda la luz en viajar por el polvo y reflejarse atrás. Como resultado de ello, el eco de la luz de la supernova puede llegar cientos de años después que la supernova se ha desvanecido.

Los ecos de luz no sólo dan a los astrónomos la oportunidad de estudiar directamente las supernovas históricas, aportan también una perspectiva 3-D, ya que cada eco viene de un lugar con una visión diferente de la explosión.

Aquí se muestran tres ecos de luz de la supernova Cas A en tres filas. Para cada fila, el panel de la izquierda es una imagen de referencia, mientras que el panel del medio muestra el mismo campo de visión en un momento posterior. Los paneles de la derecha muestran la diferencia entre los dos disparos anteriores, destacando el (cambiante) eco de luz. La posición y el tamaño de la rendija de espectroscopía se indica mediante la capa rectangular. Para todas las imágenes, el norte está arriba y el este hacia la izquierda.
Crédito: CFA / KPNO

Mucha gente piensa que una supernova es como una poderosa explosión de fuegos artificiales, la expansión hacia el exterior en una concha redonda que tiene el mismo aspecto desde cualquier ángulo. Sin embargo, al estudiar los ecos de luz, el equipo descubrió que una dirección en particular, se veíasignificativamente diferente de las demás.

Ellos encontraron señales de gas de la explosión estelar fluyendo hacia un punto a una velocidad de 14.5 millones de kilómetros por hora (4.000 kilómetros por segundo), mucho más rápido que en cualquier otra dirección observada.

"Esta supernova tenía dos caras!", dijo Ryan Foleye, co-autor del Smithsonian. "En una dirección la explosión de la estrella se desplazó a una velocidad mucho mayor".

Los estudios previos apoyan el hallazgo del equipo. Por ejemplo, la estrella de neutrones creada cuando el núcleo de la estrella colapsó se desplaza por el espacio a cerca de 1.300.000 kilómetros por hora en dirección opuesta al eco de esa luz única. La explosión de gas puede haber pateado el gas de un lado y la estrella de neutrones por el otro lado (como consecuencia de la tercera ley de Newton del movimiento, que establece que cada acción tiene una reacción igual y opuesta).

Combinando las mediciones de la nueva luz de eco y los datos de rayos X del movimiento de la estrella de neutrones sobre el remanente de supernova, los astrónomos han ensamblado una perspectiva 3-D, obteniendo una nueva visión de la supernova Cas A.

"Ahora podemos conectar los puntos de la explosión en sí misma, a la luz de la supernova y al remanente de supernova", dijo Foley.

Cassiopeia A se encuentra a unos 16.000 años luz de la Tierra y contiene materia a temperaturas de alrededor de 28 millones de grados centígrados, lo que la hace brillar en rayos X. Un modelo 3-D en computadora del remanente está en línea.

Visualización 3-D de Cassiopeia A. Crédito: NASA/CXC/MIT/T.Delaney et al.

El telescopio Mayall de 4 metros en el Kitt Peak National Observatory se utilizó para localizar los ecos de luz. El seguimiento de los espectros fue obtenido con el Telescopio Keck I de 10 metros.

Con sede en Cambridge, Massachusetts, el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) es una colaboración conjunta entre el Observatorio Astrofísico Smithsoniano y el Observatorio del Harvard College. Los científicos del CfA, organizados en seis divisiones de investigación, estudian el origen, evolución y destino último del universo.

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Fuente: Astronomers See Historical Supernova From a New Angle

Vía: Universo a la vista

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Súper Supernova: Sistema estelar de enanas blancas supera el límite de masa

Un equipo internacional liderado por la Universidad de Yale ha medido, por primera vez, la masa de un tipo de supernova que se cree que pertenece a una subclase única y confirmaron que sobrepasa lo que se creía que era un límite de masa superior. Sus hallazgos, que aparecen on-line y se publicarán en un próximo ejemplar de la revista Astrophysical Journal, podrían afectar a la forma en la que los cosmólogos miden la expansión del universo.

Los cosmólogos usan las supernovas de Tipo Ia, como la visible en la esquina inferior izquierda de esta galaxia, para explorar la expansión pasada y futura del universo y la naturaleza de la energía oscura. (Imagen: High-Z Supernova Search Team, HST, NASA)

Los cosmólogos usan las supernovas de Tipo Ia – las violentas explosiones de los núcleos muertos de estrellas conocidas como enanas blancas — como una especie de regla cósmica para medir distancias a las galaxias madre de las supernovas y, de tal forma, comprender la expansión pasada y futura del universo y explorar la naturaleza de la energía oscura. Hasta hace poco, se pensaba que las enanas blancas no podían superar lo que se conoce como límite de Chandrasekhar, una masa crítica equivalente a 1,4 veces la masa del Sol, antes de estallar como supernova. Este límite uniforme es clave para medir las distancias a las supernovas.

Desde 2003, se han descubierto cuatro supernovas que eran tan brillantes, que los cosmólogos se preguntaron si las enanas blancas habían superado el límite de Chandrasekhar. Estas supernovas se han conocido como supernovas “súper-Chandrasekhar”.

Ahora, Richard Scalzo de Yale, como parte de una colaboración entre físicos estadounidenses y franceses conocida como Factoría de Supernovas Cercanas, ha medido la masa de la estrella enana blanca que terminó como una de estas extrañas supernovas, llamada SN 2007if, y confirmó que supera el límite de Chandrasekhar. También descubrió que la supernova inusualmente brillante no sólo tenía una masa central, sino además una cobertura de material que fue expulsado durante la explosión así como una envoltura alrededor del material pre-existente. El equipo espera que este descubrimiento proporcione un modelo estructural para comprender las otras supernovas masivas.

Usando observaciones de telescopios en Chile, Hawai y California, el equipo fue capaz de medir la masa de la estrella central, la cobertura y la envoltura de forma aislada, proporcionando la primera prueba concluyente de que el propio sistema sobrepasó el límite de Chandrasekhar. Hallaron que la estrella parece tener una masa de 2,1 veces la del Sol (más o menos un 10 por ciento), colocándola muy por encima del límite.

Ser capaces de medir las masas de todas las partes del sistema estelar, le dice a los físicos cómo puede haber evolucionado el sistema — un proceso del que actualmente se sabe poco. “Realmente no sabemos mucho sobre las estrellas que llevan a estas supernovas”, dice Scalzo. “Queremos saber más sobre qué tipo de estrellas fueron, y cómo se formaron y evolucionaron con el tiempo”.

Scalzo cree que hay una buena posibilidad de que SN 2007if fuese el resultado de la fusión de dos enanas blancas, en lugar de la explosión de una única enana blanca, y espera estudiar otras supernovas súper-Chandrasekhar para determinar si ellas, también, podrían haberse visto implicadas en una fusión de dos de estas estrellas.

Los teóricos siguen explorando cómo pueden existir estrellas con masas por encima del límite de Chandrasekhar, que se basa en un modelo de estrellas simplificado, sin colapsar bajo su propio peso. En cualquier caso, una subclase de supernovas gobernadas poer una física diferente tendría un efecto drástico en la forma en que las usan los cosmólogos para medir las expansión del universo.

“Se están usando las supernovas para hacer afirmaciones sobre el destino del universo y nuestra teoría de la gravedad”, comenta Scalzo. “Si nuestra comprensión de las supernovas cambia, podría impactar significativamente sobre nuestras teorías y predicciones”.

Otros autores del artículo de Yale incluyen a Charles Baltay y David Rabinowitz.

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Cita: http://arxiv.org/abs/1003.2217
Autor: Suzanne Taylor Muzzin
Fecha Original: 15 de marzo de 2010
Enlace Original

Vía: Ciencia Kanija

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La fusión de dos enanas blancas generan la mayoría de las supernovas de tipo Ia

Los nuevos datos aportados por el observatorio de rayos X, Chandra, sugieren que la mayoría de las supernovas de tipo Ia se producen debido a la fusión de dos enanas blancas. Este resultado ofrece un importante avance en la comprensión de las supernovas de este tipo que proporciona a los astrónomos un instrumento eficaz para medir la expansión del Universo, lo que a su vez permite estudiar la energía oscura que domina el Universo.

Marat Gilfanov, del Instituto Max Planck de Astrofísica,es el autor principal de este estudio que aparece publicado en la revista Nature.

Las supernovas de tipo Ia son utilizadas para medir distancias cósmicas porque pueden verse a grandes distancias, y porque siguen un patrón fiable de brillo. Sin embargo, hasta ahora, los científicos no han conocido los mecanismos de esta explosión de luz. Actualmente se barajaban dos principales candidatos para la producción de estas supernovas. La primera causa sería la acreción de materia por parte de una enana blanca hasta que supera un límite determinado de peso, lo que la inestabiliza y hace que explote. La segunda opción es que dos enanas blancas se fusionen.

"Nuestros resultados sugieren que las supernovas estudiadas proceden casi todas de la fusión de dos enanas blancas", dijo el co-autor de este estudio Akos Bogdan, también del Max Planck. "Esto no es probablemente lo que muchos astrónomos esperaban."

La diferencia entre estos dos escenarios posibles puede tener repercusiones en cómo las supernovas se puede utilizar como "candelas estándar" para medir distancias cósmicas, ya que el brillo que se produce fruto de la explosión puede depender del tamaño que tengan las enanas blancas implicadas en el proceso de fusión. También se sabe que en estos dos escenarios se generan diferentes cantidades de rayos X. Por ello, Gilfanov y Bogdan emplearon el Chandra para estudiar cinco galaxias elípticas cercanas, y la región central de la galaxia de Andrómeda.

Una supernova de tipo Ia causada por la acreción de material produce emisiones significativas de rayos X antes de la explosión. Una supernova procedente de la fusión de dos enanas blancas, por el contrario, emitirá una radiación de rayos X mucho menor.

Los científicos encontraron que las emisiones de rayos X en las supernovas estudiadas se producían en un factor de entre 30 y 50 veces menor de lo esperado si la explosión hubiera tenido lugar a raíz de la acreción de material. Así, por ejemplo, en la imagen presentada, si la supernova se hubiera producido por acreción de material, la imagen sería alrededor de 40 veces más brillante, porque habría unas 40 veces más radiación de rayos X.

Esto implica que las fusiones de enanas blancas dominan en estas galaxias.

Una pregunta abierta es si estas fusiones son el catalizador principal de supernovas de tipo Ia en las galaxias espirales. Se requieren más estudios para saber si las supernovas en galaxias espirales son causados por una fusión o por una mezcla de los dos procesos. Otra consecuencia interesante de este resultado es que es relativamente difícil encontrar parejas de enanas blancas, incluso con los mejores telescopios. Por ello, a pesar del resultado de este estudio, algunos astrofísicos siguen pensando que el escenario de la fusión de dos enanas blancas es el menos probable.

Más información en el enlace.

Vía Astrofísica y Física

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Hallan una extraña explosión de supernova utilizando nuevos medios

Por primera vez, los astrónomos han encontrado una explosión de supernova con propiedades similares a un estallido de rayos gamma, pero sin ver los rayos gamma de la misma. El descubrimiento, usando el radio telescopio Very Large Array (VLA) de la Fundación Nacional de Ciencia, promete, dicen los científicos, señalar el camino a la localización de muchos más ejemplos de estas misteriosas explosiones.

Explosión de supernova por colapso del núcleo expulsando una cáscara esférica de escombros.

Crédito: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

"Creemos que las observaciones de radio pronto serán una herramienta más poderosa para encontrar este tipo de supernovas en el Universo cercano que con satélites de rayos gamma", dijo Alicia Soderberg, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

La pista reveladora se produjo cuando las observaciones de radio mostraron material expulsado de la explosión de la supernova, llamada SN2009bb, a velocidades cercanas a la de la luz. Esto caracterizó la supernova, vista por primera vez en marzo pasado, como el tipo que produce una especie de estallido de rayos gamma.

"Es notable que la radiación de muy baja energía, las ondas de radio, puede indicar un evento de muy alta energía", dijo Roger Chevalier de la Universidad de Virginia.

Cuando las reacciones de fusión nuclear en los núcleos de estrellas muy masivas ya no pueden proporcionar la energía necesaria para mantener el núcleo contra el peso del resto de la estrella, el núcleo se contrae de manera catastrófica en una estrella de neutrones o un agujero negro súper denso. El resto del material de la estrella es lanzado al espacio en una explosión de supernova. Durante la década pasada, los astrónomos han identificado un tipo particular de supernova con "colapso del núcleo" como la causa de un tipo de estallido de rayos gamma.

No todas las supernovas de este tipo, sin embargo, producen estallidos de rayos gamma. "Sólo una de cada cien hace esto," de acuerdo con Soderberg.

En el tipo más común de las supernovas de este tipo, la explosión expulsa el material de la estrella hacia afuera en un patrón más o menos esférico, a velocidades que, aunque rápidas, son sólo un 3 por ciento de la velocidad de la luz. En las supernovas de rayos gamma que producen estallidos de rayos, algo, pero no todo el material eyectado se acelera a casi la velocidad de la luz.

Las enormes velocidades en estas raras explosiones, según los astrónomos, son causadas por un "motor" en el centro de la explosión de la supernova que se asemeja a una versión reducida de un quasar. El material que cae hacia el núcleo entra en un disco giratorio que rodea la nueva estrella de neutrones o un agujero negro. Este disco de acreción produce jets (chorros) de material impulsado a una velocidads tremendas a través de los polos del disco.

"Esta es la única manera de saber que una explosión de supernova podría acelerar el material a tales velocidades", dijo Soderberg.

Hasta ahora, no se ha encontrado ninguna supernova "accionada por un motor" de otra manera que no sea mediante la detección de rayos gamma emitidos por la misma.

"Descubrir tal clase de supernova, observando su emisión de radio, en lugar de a través de rayos gamma, es un gran avance. Con las nuevas capacidades del VLA listas en breve, pensamos que vamos a encontrar más en el futuro a través de observaciones de radio que con rayos gamma satélites ", dijo Soderberg.

¿Por qué no vio alguien rayos gama de esta explosión? "Sabemos que la emisión de rayos gama es emitida en tales ráfagas, y ésto puede haber sido señalado lejos de la Tierra y así no visto," dijo Soderberg. En aquel caso, encontrar tales ráfagas por observaciones de radio permitirá a los científicos descubrir un porcentaje mucho más grande de ellas en el futuro.

Explosión de supernova "accionada por el motor",
con disco de acreción y chorros de alta velocidad. Crédito: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

"Otra posibilidad", añade Soderberg," es que los rayos gamma fueran "ahogados" cuando trataban de escapar de la estrella. Esta es quizás la posibilidad más interesante, ya que implica que podemos encontrar e identificar supernovas, accionadas por el motor, a las que les falta rayos gamma detectables y por lo tanto pasan inadvertidas por los satélites de rayos gamma".

Una pregunta importante que los científicos esperan responder es precisamente que es lo que produce la diferencia entre el colapso de supernova "ordinario" y el "accionado por el motor". "Debe haber alguna propiedad física rara que separa las estrellas que producen el tipo "accionado por el motor" de sus primas más normales", dijo Soderberg. "Nos gustaría saber que propiedad es".

Una idea popular es que tales estrellas tienen una concentración inusualmente baja de elementos más pesados que el hidrógeno. Sin embargo, Soderberg señala que no parece ser el caso de esta supernova.

Soderberg y Chevalier trabajaron con Alak Ray y Sayan Chakrabarti del Instituto Tata de Investigación Fundamental en la India; Poonam Chandra, de la Royal Military College de Canadá, y un gran grupo de colaboradores del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica. Los científicos publicaron sus hallazgos en la edición del 28 de enero de la revista Nature.

El Observatorio Nacional de Radioastronomía es una instalación de la Fundación Nacional de Ciencia, operada bajo un acuerdo cooperativo por Associated Universities, Inc.

Fuente:
Astronomers Find Rare Beast by New Means

Vía Universo a la vista

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Enorme explosión revela la estrella más masiva conocida

Todas las explosiones de supernova son eventos violentos, pero éste se lleva la palma. Los astrónomos han observado un nuevo tipo de explosión cósmica extremadamente brillante que creen que se originó en una estrella excepcionalmente masiva.

Esta variedad de explosión se predijo hace mucho, pero nunca antes había sido vista. Como todas las supernovas, el estallido se cree que ha marcado el final de la vida de la estrella. Pero en este caso, tal estrella puede haber empezado con la masa de 200 soles.

La supernova en cuestión, SN2007bi, se observó en 2007 en una galaxia enana cercana. Los científicos sabían en ese momento que era algo diferente debido a que era entre 50 y 100 veces más brillante que una supernova común.

“Era mucho más brillante, y brilló durante mucho tiempo”, dijo el investigador Paolo Mazzali del Instituto Max-Planck para Astrofísica en Alemania. “Pudimos observar esto durante casi dos años después de su descubrimiento, en un lugar donde normalmente ya no se ve nada”.

Tras analizar su firma, los astrónomos publicaron un artículo el 3 de diciembre en la revista Nature confirmando que encaja con las predicciones teóricas de lo que se conoce como una supernova de inestabilidad par.

“Había dudas de que existieran”, dice el astrónomo Norbert Langer de la Universidad de Bonn en Alemania, qe no trabajó en el proyecto. Langer escribió un ensayo de opinión sobre el hallazgo en el mismo ejemplar de Nature. “Había serias dudas de que pudiesen formarse estrellas tan masivas en el universo. Ahora parece que estamos seguros de que hubo una estrella con 200 masas solares”.

En una supernova de inestabilidad par, la estrella se ha acercado al final de su vida agotando sus principales suministros de hidrógeno y helio, dejando un núcleo mayormente compuesto de oxígeno. En estrellas más pequeñas, el núcleo continúa quemándolo hasta que finalmente todo es hierro, y colapsa en una supernova de Tipo II, dejando tras de sí un agujero negro o estrella de neutrones como remanente.

Pero en el caso de una estrella extremadamente masiva, cuando su núcleo aún está hecho de oxígeno, libera fotones que son tan energéticos, que crean pares de electrones y sus opuestos de antimateria, los positrones. Cuando la materia y la antimateria se encuentran, se aniquilan entre sí. Esta reacción reduce la presión de la estrella, y la colapsa, encendiendo su núcleo de oxígeno en una explosión nuclear desbocada que se traga toda la estrella, sin dejar ningún remanente.

El descubrimiento de este raro tipo de supernovas sugiere que unas pocas estrellas pueden realmente creer hasta formar tales titanes — lo que ha sido un tema de debate durante mucho tiempo.

“Nunca creí en estas estrellas muy masivas”, dijo Mazzali a SPACE.com. “Ver explotar algo como esto significa que existen. Éste es un desarrollo nuevo en la formación de estrellas”.

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Autor: Clara Moskowitz
Fecha Original: 2 de diciembre de 2009
Enlace Original

Vía Ciencia Kanija

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Telescopio Sukazu descubre tesoro metálico intergaláctico

Todo cocinero conoce los ingredientes para hacer pan: harina, agua, levadura y tiempo. Pero, ¿qué elementos químicos constituye la receta de nuestro universo? Los principales ingredientes ingredientes son hidrógeno y helio. Estos pesos ligeros cósmicos ocuparán los dos primeros lugares de la famosa tabla periódica de los elementos.

Esta imagen del satélite Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics muestra en brillo en rayos-X del gas a más de 50 millones de grados que inunda el cúmulo de Perseo. El rectángulo blanco y indica el área explorada por el Telescopio Sukazu de rayos-X para detectar cromo y manganeso. La imagen Tiene unos dos grados anchura, o 4 veces el diámetro de la luna llena (Crédito: JAXA)

Menos abundantes pero más familiar para nosotros son los elementos pesados, entendiendo como tales los que aparecen en la tabla periódica después del hidrógeno y el helio. Estos elementos como el hierro y otros metales pueden encontrarse en muchos de los objetos de nuestras vidas diarias, desde los osos de peluche a las teteras.

Recientemente a los astrónomos utilizaron el telescopio orbital de rayos-X Suzaku de la Agencia Espacial Japonesa, para descubrir la mayor reserva conocida de metales raros en el universo.

Suzaku detectó los elementos cromo y manganeso mientras observaba en la región central del cúmulo galáctico de Perseo. Los átomos metálicos o parte del gas caliente, "medio intergaláctico", que está situado entre las galaxias.

"Esta es la primera detección de cromo y manganeso en un cúmulo", explica Takayuki Tamura, astrofísico de la Agencia Espacial Japonesa (JAXA) que lleva a cabo este estudio. "Previamente, estos metales fueron detectados en estrellas de la Vía Láctea o en otras galaxias. Esta es la primera detección en el espacio intergaláctico."

El cúmulo de gas está extremadamente caliente, por lo que emite energía en rayos-X. Los instrumentos de Suzaku dividen la energía de rayos-X en las longitudes de onda que componen su espectro. El espectro es la huella química de los distintos elementos y cantidades presentes en el gas.

La porción del cúmulo dentro del campo de visión de Suzaku abarcaba 1,4 millones de años-luz, o aproximadamente un quinto de la anchura total de cúmulo ser tan. Este como lo contienen cantidad impresionante de átomos metálicos. La cantidad total de cromo existente tiene 30 millones de veces la masa del Sol, alrededor de 10000 billones que veces la masa de la Tierra. La reserva de manganeso que en una masa de 8 millones de veces la masa del Sol.

Las estrellas explosivas o supernovas, forjan estos elementos pesados. La supernovas crean vastos flujos, llamados supervientos. Estos vientos galácticos trasportan elementos pesados hacia el vacío intergalactico.

Aunque cosechar las riquezas del Cúmulo de Perseo no es posible, los investigadores escudriñan los datos en rayos-X en búsqueda de evidencias científicas.

"Midiendo las abundancia es de metales, podemos comprender la historia química de las estrellas en las galaxias, como el número y tipo de estrellas que se formaron explotaron en el pasado", añadió Tamura.

El estudio de Suzaku muestra que las supernovas tardaron unos 3000 millones de años en producir las cantidades medidas de cromo y manganeso. En durante periodos de miles de millones de años, los súpervientos trasportaron los metales hacia fuera de las galaxias del cúmulo y los depositaron en el espacio intergalactico.

Una historia completa del universo debería incluir un modelo de cómo, cuándo y dónde se formaron los elementos pesados, los elementos químicos esenciales para la vida. El estudio de Suzaku contribuye a un esfuerzo mayor en curso para elaborar un censo químico del cosmos. "En es parte de comprender la historia entera de la formación de elementos químicos en el universo", señala Koji Mukai, que dirigió en el programa Suzaku Guest Observer en el Centro Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland.

Con más de 10.000 millones de cúmulos de galaxies conocidos, los astrónomos apenas han comenzado su trabajo. "los actuales resultados de Suzaku no pueden responder estas grandes preguntas imediatamente", explica Tamura, " pero es uno de los primeros pasos para comprender la historia química del universo."

El estudio fue publicado en el número del 1 de noviembre de The Astrophysical Journal Letters.

Fuente original
Publicado en Odisea cósmica

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Una bomba estelar a punto de estallar

Los científicos descubren una muy posible candidata a convertirse en supernova tipo Ia.

Utilizando el Telescopio Muy Grande de ESO y su capacidad de obtener imágenes tan nítidas como las que se pueden obtener desde el espacio, los astrónomos han realizado la primera película de secuencia acelerada de una caparazón basta inusual eyectada por una “estrella vampiro”, que en noviembre del año 2000 sufrió una deflagración después de tragarse una parte de la materia de su estrella compañera.

ESO PR Photo 43/09 – V445 Puppis. Este mosaico cubre un lapso de dos años, mostrando claramente un cascarón bipolar en expansion, moviéndose a una velocidad de 24 millones de km. por hora. © ESO

Esto permitió a los cinéticos determinar la distancia y la luminosidad intrínseca del objeto. Parece ser que este sistema estelar doble es un candidato principal para ser uno de los largamente buscados progenitores de las estrellas en explosión conocidas como supernovas Tipo Ia, que resultan críticas para los estudios de la energía oscura.

“Uno de los mayores problemas de la astrofísica moderna es el hecho de que todavía no sabemos exactamente qué clases de sistemas estelares estallan como supernovas Tipo Ia”, dice Patrick Woudt, de la universidad de Cape Town y autor principal del artículo que informa sobre estos resultados. “Como estas supernovas juegan un papel crucial para demostrar que la expansión del universo está acelerándose actualmente, impulsada por una misteriosa energía oscura, este es un asunto embarazoso”.

ESO PR Photo 43/09 – Los alrededores de V445 Puppis. Esta imagen gran angular del DSS2 muestra la región que rodea a V445 Puppis, destacando al sistema estelar doble. © ESO

Los astrónomos estudiaron el objeto conocido como V445 en la constelación de Puppis (la Popa) con gran detalle. V445 Puppis es la primera nova, y hasta ahora la única, que no muestra evidencia alguna de hidrógeno. Proporciona la primera evidencia de un estallido en la superficie de una enana blanca [1] dominada por el helio. “Esto es crítico, ya que sabemos que las supernovas Tipo Ia carecen de hidrógeno”, dice el co-autor Danny Steeghs, de la universidad de Warwick, Reino Unido, “y la estrella compañera de V445 encaja perfectamente ya que también carece de hidrógeno, y en cambio está arrojando principalmente helio sobre la enana blanca”.

En noviembre de 2000 este sistema pasó por un estallido nova, haciéndose 250 veces más luminosa que antes y eyectando una gran cantidad de materia hacia el espacio.

El equipo de astrónomos utilizó el instrumento NACO [2] de óptica adaptable adosado al Telescopio Muy Grande (VLT) de ESO para obtener imágenes muy nítidas de V445 Puppis a lo largo de un período de dos años. Las imágenes muestran un cascarón bipolar, inicialmente con una cintura muy angosta, y con lóbulos a ambos lados. También pueden verse dos nódulos en los extremos del cascarón, que parecen moverse a una velocidad de unos 30 millones de kilómetros por hora.

Vídeo: la expansión del cascarón de V445 Puppis.
© ESO

El cascarón (diferente a cualquiera observado previamente en una nova) se mueve a una velocidad de unos 24 millones de kilómetros por hora. Un grueso disco de polvo, que debe haberse producido durante el último estallido, oscurece las dos estrellas centrales.

“El detalle increíble con el que podemos ver a escalas tan pequeñas (de unos cien mili-arcosegundos, que es el tamaño aparente de una moneda de un euro vista desde una distancia de unos cuarenta kilómetros) resulta posible gracias únicamente a la tecnología de óptica adaptable disponible en los grandes telescopios con base en tierra, tales como el VLT de ESO”, dice Steeghs.

Una supernova es una de las formas en que puede acabar la vida de una estrella, estallando en una demostración de grandiosos fuegos artificiales. Una familia de supernovas, conocidas como de Tipo Ia, son de interés particular para la cosmología porque pueden ser utilizadas como “candelas estelares” para medir distancias en el universo [3] y, de esa forma, también pueden ser utilizadas para calibrar la expansión acelerada del universo que es impulsada por la energía oscura.

Una característica definitoria de las supernovas Tipo Ia es la carencia de hidrógeno en su espectro. Sin embargo, el hidrógeno es el elemento químico más común en el universo. Las supernovas como esas surgen más probablemente en sistemas compuestos por dos estrellas, una de las cuales es el producto final de las vidas de las estrellas como el Sol: una enana blanca. Cuando estas enanas blancas, actuando como vampiros estelares que absorben materia de su estrella compañera, llegan a ser más masivas que un límite dado, se vuelven inestables y explotan [4].

Vídeo: representación artística de un vampiro estelar.
© ESO

La acumulación no es un proceso simple. A medida que la enana blanca canibaliza a su presa, la materia se acumula en su superficie. Se esta capa se hace muy densa, se vuelve inestable y entra en erupción como una nova. Estas mini-explosiones controladas eyectan parte de la materia acumulada de vuelta hacia el espacio. La cuestión crucial es entonces si la enana blanca se las puede arreglar para ganar peso a pesar de estas erupciones, es decir, si algo de la materia tomada de la compañera permanece en la enana blanca, de modo que finalmente se haga lo suficientemente pesada como para estallar en forma de supernova.

Combinando las imágenes NACO con datos obtenidos a través de varios otros telescopios [5], los astrónomos pudieron determinar la distancia hasta el sistema (unos 25 000 años-luz desde el Sol) y su luminosidad intrínseca (algo así como 10 000 veces más luminoso que nuestro Sol). Esto implica que la enana blanca vampira en el sistema posee una masa cercana a su límite fatal y que simultáneamente está siendo alimentada por su compañera en una tasa muy alta.

“Si V445 Puppis estallará finalmente como una supernova, o si el estallido nova actual ha limpiado ese camino al eyectar demasiada materia hacia el espacio, es algo que todavía no está claro”, dice Woudt. “Pero aquí tenemos una sospechosa bastante buena para convertirse en una futura supernova tipo Ia”.

NOTAS

[1] Las enanas blancas representan el producto evolutivo final de las estrellas con masas iniciales de hasta unas pocas masas solares. Una enana blanca es el núcleo estelar consumido que queda detrás cuando una estrella como el Sol expulsa sus capas exteriores hacia el final de su vida activa. Está compuesto esencialmente por carbono y oxígeno. Normalmente, este proceso lleva también a la formación de una nebulosa planetaria circundante.

[2] La óptica adaptable es una técnica que permite a los astrónomos obtener una imagen de un objeto libre del efecto distorsionador de la atmósfera. Véase, en inglés, la página de ESO sobre óptica adaptable.

[3] Véase por ejemplo, en inglés, este “paper”.

[4] Este límite Chandrasekhar, llamado así por el físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, es casi 1,4 veces la masa del Sol. Cuando una enana blanca alcanza una masa mayor a este límite, ya sea por absorber materia de una compañera o por fusionarse con otra enana blanca, se convertirá en una bomba termonuclear que consumirá carbono y oxígeno en una forma explosiva.

[5] El equipo utilizó también al instrumento SOFI adosado al Telescopio ESO de Nueva Tecnología, al espectrógrafo IMACS del telescopio Magallanes Baade de 6,5 metros, y la Instalación Prospectora Infrarroja y la cámara SIRIUS de la estación Sutherland del Observatorio Astronómico Sudafricano.

MAS INFORMACIÓN:

Esta investigación fue presentada en un artículo que aparecerá en el número del 20 de noviembre de 2009 del Astrophysical Journal, Vol. 706, p. 738 (“The expanding bipolar shell of the helium nova V445 Puppis”, por P. A. Woudt et al.).

El equipo está integrado por P. A. Woudt y B. Warner (University of Cape Town, South Africa), D. Steeghs y T. R. Marsh (University of Warwick, UK), M. Karovska and G. H. A. Roelofs (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge MA, USA), P. J. Groot y G. Nelemans (Radboud University Nijmegen, the Netherlands), T. Nagayama (Kyoto University, Japan), D. P. Smits (University of South Africa, South Africa), y T. O’Brien (University of Manchester, UK).

ESO (European Southern Observatory = Observatorio Austral Europeo), es la principal organización astronómica intergubernamental en Europa y el observatorio astronómico más productivo del mundo. Cuenta con el sostén de 14 países: Alemania, Austria, Bélgica, Dinamarca, España, Francia, Finlandia, Holanda, Italia, Portugal, Reino Unido, República Checa, Suecia y Suiza.

ESO lleva a cabo un ambicioso programa enfocado en el diseño, construcción y operación de poderosas instalaciones de observación con base en tierra que permitan a los astrónomos realizar importantes descubrimientos científicos. También cumple un papel de liderazgo en la promoción y organización de cooperación en la investigación astronómica.

ESO opera tres lugares únicos de observación de clase mundial en la región del desierto de Atacama en Chile: La Silla, Paranal y Chajnantor. En Paranal, ESO opera el Telescopio Muy Grande, el observatorio de luz visible más adelantado del mundo.

ESO es también el socio europeo del revolucionario telescopio ALMA, el mayor proyecto astronómico de la actualidad.

Actualmente, ESO se encuentra planificando un telescopio óptico/infrarrojo cercano de 42 metros, el E-ELT (European Extremely Large Telescope = Telescopio Europeo Extremadamente Grande), que llegará a ser “el mayor ojo mundial en el cielo”.

Artículo original: ESO Press Release 43/09.
Título: “Ticking Stellar Time Bomb Identified”
Fecha: noviembre 17, 2009
Enlace con el artículo original: aquí

Vía El Atril del Orador

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Hallada una factoría de supernovas

Observaciones de radio han desvelado en la región central y oculta por el polvo de la galaxia IC 694 un total de 26 objetos, la mayoría supernovas jóvenes y remanentes de supernovas. La galaxia IC 694, que presenta intensos brotes de formación estelar, es un laboratorio idóneo para estudiar los procesos de formación estelar y la influencia del entorno en la evolución de las supernovas.

Un grupo de astrónomos, encabezado por Miguel Ángel Pérez-Torres, del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), ha hallado en las regiones centrales de la galaxia IC 694 una factoría de supernovas realmente prolífica: se han descubierto veintiséis fuentes que corresponden en su mayoría a radio supernovas jóvenes y a remanentes de supernova, que constituyen diferentes estadios evolutivos del mismo fenómeno, la muerte de estrellas de más de ocho masas solares.

La imagen superior muestra, en observaciones con VLA del año 2000, la fuerte emisión en radio de IC 694. En las imágenes inferiores están señaladas las veintiséis fuentes detectadas en este trabajo. (Pulsar sobre la imagen para verla ampliada).

Los resultados han sido posibles gracias al uso del la Red Europea VLBI, una red europea de radio telescopios que permite observar con una resolución única en el mundo, y se publican esta semana en la revista Astronomy & Astrophysics/em>.

“Las observaciones que hemos realizado de IC 694 nos permiten estudiar casi en tiempo real cómo las estrellas más jóvenes y masivas mueren e interaccionan con el medio circundante”, explica Miguel Ángel Pérez-Torres (IAA-CSIC), principal autor de la investigación.

“Si quisiéramos realizar un estudio así en una galaxia similar a la nuestra necesitaríamos cincuenta o cien años. En el caso de IC 694, que presenta estallidos de formación estelar reciente, lo hemos podido llevar a cabo en menos de un año. Sin duda, es una verdadera fábrica de supernovas”, apunta.

Una galaxia muy prolífica

La fertilidad de esta galaxia tiene un origen conocido: IC 694 se encuentra en los inicios de un proceso de fusión con otra galaxia menor, NGC 3690, interacción que produce una violenta inyección de gas y que desencadena, sobre todo en IC 694, intensos brotes de formación estelar.

Los brotes más compactos, que presentan mayor densidad de estrellas masivas, suelen surgir en las regiones centrales de este tipo de galaxias, difíciles de observar debido a la abundancia de polvo.

Existe, sin embargo, un trazador claro de esta explosión demográfica estelar: las estrellas jóvenes emiten gran cantidad de radiación ultravioleta, que los granos de polvo absorben y reemiten en el infrarrojo; así, las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo son las mejores candidatas para albergar estallidos de formación estelar.

Y dichos estallidos producen, lógicamente, una tasa de mortalidad estelar superior a la media: si en una galaxia como la nuestra se espera una explosión de supernova cada cincuenta años, en las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo esta tasa puede ser entre diez y cien veces mayor. Considerando que las estrellas más masivas aportan la mayor parte de la luminosidad estelar global y que mueren como supernovas, el cómputo de supernovas se revela como un prometedor método para comprender la física de los procesos de formación estelar.

“El gran número de objetos detectados implica que estamos viendo tanto supernovas jóvenes como numerosos remanentes de supernovas, y su estudio con el tiempo nos permitirá entender cómo evolucionan estos objetos en las condiciones extremas de IC 694 que, junto con M82 y Arp 220, es posiblemente el mejor laboratorio del Universo local donde llevar a cabo estos estudios”, afirma el experto.

De hecho, tres de los 23 objetos hallados se han confirmado como radio supernovas muy jóvenes cuya evolución, lenta y duradera, sugiere que las condiciones del medio a su alrededor juegan un papel fundamental en el comportamiento de estos objetos.

Observaciones en radio: e-VLBI

La detección de supernovas en las regiones centrales de las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo resulta muy difícil debido a la densidad de polvo, que impide observar en longitudes de onda cortas, como el visible. Pero las longitudes de onda largas, como las ondas de radio (milimétricas y centimétricas), sí que pueden atravesar el velo opaco producido por el polvo.

Los investigadores emplearon para este estudio una de las herramientas de observación en radio más sensibles y con mayor poder de resolución existentes, la Red Europea VLBI, una colaboración entre los mayores radio observatorios de Europa, Asia y Sudáfrica.

La técnica empleada se conoce como interferometría, y consiste en observar el mismo objeto con varias antenas separadas geográficamente, con lo que se obtiene el equivalente a un telescopio del tamaño de la distancia que separa las antenas (y ésta puede ser de cientos de kilómetros).

Su versión electrónica (e-VLBI), empleada en esta investigación, permite enviar los datos al procesador central en tiempo real y a alta velocidad, lo que ofrece, en tiempo récord, imágenes de los objetos más energéticos y distantes del Universo con una claridad y resolución inigualables. A día de hoy, el e-VLBI presenta la máxima eficacia en la utilización de las redes de Internet de aplicación académica en Europa.

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Referencia biobliográfica: M.A. Pérez-Torres (IAA-CSIC), C. Romero-Cañizares (IAA-CSIC), A. Alberdi (IAA-CSIC) y A. Polatidis (JIVE/ASTRON), “An extremely prolific supernova factory in the buried nucleus of the starburst galaxy IC 694″, Astronomy & Astrophysics, diciembre de 2009.

Fecha Original: 26 de noviembre de 2009
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Vía Ciencia Kanija

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