NASA/JPL-Caltech

Astrónomos han detectado un misterioso anillo de gas de monóxido de carbono alrededor de la joven estrella V1052 Cen, que está a unos 700 años luz de distancia en la constelación austral del Centauro. El anillo es parte de disco de formación planetaria de la estrella, y está tan lejos de V1052 Cen como la Tierra del Sol. Descubierto con Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (ESO), sus bordes son especialmente nítidos.

El monóxido de carbono se detecta a menudo cerca de las estrellas jóvenes, pero el gas generalmente está disperso en el disco de formación planetaria. Lo que es diferente acerca de este anillo se refiere a su forma que es más parecida a una cuerda que a un plato de comida, dijo Charles Cowley, profesor emérito en la Universidad de Michigan, quien lideró el esfuerzo internacional de investigación.

“Es emocionante porque es el anillo más limitado que hemos visto nunca, y requiere una explicación”, dijo Cowley. “En la actualidad, simplemente no se entiende lo que hace que sea una cuerda en lugar de un plato”. Tal vez los campos magnéticos los mantienen en su lugar, dicen los investigadores. Tal vez “planetas pastores” los estén frenando, como varias de las lunas de Saturno controlan ciertos anillos planetarios.

“Lo que hace a esta estrella tan especial es su campo magnético muy intenso y el hecho que gira muy lentamente en comparación con otras estrellas del mismo tipo”, dijo Swetlana Hubrig, del Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam (AIP), Alemania.

Las propiedades únicas de la estrella son la que primero llamaron la atención de los investigadores, en 2008, y la han estado estudiando intensamente desde entonces.

Entender la interacción entre las estrellas centrales, sus campos magnéticos y los discos de formación planetaria es crucial para que los astrónomos puedan reconstruir la historia del Sistema Solar. También es importante tener en cuenta la diversidad de los sistemas planetarios conocidos más allá del nuestro. Este nuevo descubrimiento plantea más preguntas que respuestas acerca de las últimas etapas de formación de las estrellas y del Sistema Solar.

“¿Por qué los movimientos turbulentos no rompen el anillo?¿Cuán permanente es la estructura? ¿Qué fuerzas podrían actuar para preservarla por tiempos comparables con el tiempo de formación estelar en sí mismo? “, se preguntó Cowley.

El equipo está entusiasmado de haber encontrado un caso testigo ideal para estudiar este tipo de objeto.

“Esta estrella es un regalo de la naturaleza”, dijo Hubrig.

Los resultados han sido recientemente publicados en línea en Astronomy and Astrophysics. El trabajo se titula ““The narrow, inner CO ring around the magnetic Herbig Ae star HD 101412″. Los autores son de la Universidad de Michigan; del Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam (AIP), Alemania; del Instituto Nacional de Astrofísica, Italia; y del Observatorio Europeo Austral.

Más información en:

http://www.aip.de/

J.Cheng & C.Rockosi (UCSC) & 2MASS Survey

Nueva evidencia que ayudará a responder las preguntas de larga data sobre la historia de las estrellas en el disco de nuestra galaxia se publica esta semana en la reunión de la Sociedad Astronómica Americana por un equipo que incluye un astrónomo de la Universidad del Estado de Pennsylvania (Penn State). El estudio utiliza datos del relevamiento digital del cielo Sloan Digital Sky Survey (SDSS), que ha estado cartografiando las estrellas en nuestra galaxia desde hace más de una década. La investigación demuestra que existen estrellas con órbitas que las llevan a lugares interesantes y que revelan historias también interesantes acerca de cómo se formaron estas estrellas.

Las astrónomas Judy Cheng y Connie Rockosi, de la Universidad de California, Santa Cruz, presentaron la información en Austin, Texas durante la reunión de la Sociedad Astronómica Americana. Donald Schneider, jefe del Departamento de Astronomía y Astrofísica de Penn State, es uno de los coautores del estudio. “Los resultados del SDSS están proporcionando una ventana en la estructura y la historia de nuestra galaxia”, dijo Schneider, quien es el coordinador del relevamiento del SDSS.

Los resultados provienen del relevamiento SEGUE-2 (Extensión Sloan para la comprensión y exploración galáctica 2) parte del proyecto SDSS-III, que mide los movimientos y la composición química de más de 118.000 estrellas. Algunas de esas estrellas están en el disco de nuestra galaxia que orbita alrededor del centro de la galaxia y que vemos en el cielo nocturno como la franja brillante de la Vía Láctea. La mayoría de las órbitas se alinean en un plano como los planetas alrededor del Sol – pero unas pocas orbitan al ritmo de un tambor diferente. “Algunas estrellas del disco tienen órbitas que las llevan por encima y por debajo del plano de la Vía Láctea”, explica Connie Rockosi, astrónoma de la Universidad de California en Santa Cruz, investigadora principal del estudio SEGUE-2. “Queremos entender qué tipo de estrellas son, de dónde vienen y cómo llegaron allí”.

Las órbitas de estas estrellas las hace claramente diferentes de las principales estrellas de la Vía Láctea y la nueva investigación demuestra que su composición química también las hace únicas. Los astrónomos ya sabían que la primera generación de estrellas estaba compuesta únicamente de hidrógeno y helio, entonces,  con el tiempo, las primeras estrellas transformaron parte de su hidrógeno y helio en elementos más pesados, como el calcio o el hierro, y luego, cuando esas estrellas murieron, los elementos más pesados que ellas habían producido pasaron a formar parte de la siguiente generación de estrellas. A medida que las nuevas estrellas nacen y crecen en el disco de la Vía Láctea, cada generación tiene más calcio, hierro y otros elementos pesados.

El equipo dirigido por Judy Cheng, de la Universidad de California en Santa Cruz, examinó los datos de SEGUE-2 para determinar el contenido metálico de miles de estrellas en el disco de nuestra galaxia, la Vía Láctea. El relevamiento mostró que, cerca del plano del disco galáctico, las estrellas más cercanas al centro de la galaxia tienen mayor contenido de metal que las más alejadas del centro de la galaxia. “Eso nos dice que en el disco exterior de nuestra galaxia se han formado menos generaciones de estrellas que en el disco interno, lo que significa que el disco de la Vía Láctea creció de adentro hacia afuera”, dice Cheng.

Pero entonces Cheng estudió las estrellas del “diferente tambor”, las que son claramente parte del disco de la Vía Láctea, pero aparecen muy por encima o por debajo del plano del disco. Ella encontró que la cantidad de elementos más pesados en estas estrellas no sigue la misma tendencia: en todas partes que ella veía en esa región de la galaxia, las estrellas tenían bajo contenido de metales. “El hecho que el contenido metálico de las estrellas es el mismo en todas partes es una nueva pieza de evidencia que puede ayudarnos a entender cómo llegaron a estar tan lejos del plano”, dice Rockosi.

Lo que no sabemos todavía es si estas estrellas nacieron con órbitas tan extrañas, o si algo ocurrió en el pasado para ponerlas en esas rutas exclusivas. “Si estas estrellas nacieron con estas órbitas”, dice Cheng, “nacieron con la misma velocidad en toda la galaxia. Si nacieron con órbitas regulares, entonces lo que les pasó a ellas debe haber sido muy eficiente para mezclarlas y borrar los patrones en el contenido de metales, tales como la tendencia de adentro hacia afuera que vemos en el plano”. Las posibles explicaciones para tal mezcla eficiente incluyen las colisiones, hace mucho tiempo,  entre nuestra galaxia y sus vecinas, o el efecto de los brazos espirales barriendo el disco. Las observaciones de Cheng ayudarán a determinar si esos acontecimientos importantes en la vida de estas estrellas las hicieron vagar lejos de su lugar de nacimiento.

Las estrellas del disco se observan lejos del plano en muchas otras galaxias, por lo que la solución del rompecabezas que presentan estas estrellas observadas por el SDSS ayudará a los astrónomos a comprender una parte básica de cómo se forman las galaxias espirales como la Vía Láctea.

Más información en:

http://science.psu.edu

IAA/ CSIC

Algunas estrellas, debido a su alta velocidad de rotación, presentan una forma claramente achatada en lugar de esférica.  Para medir la temperatura de estas estrellas achatadas se emplea, desde hace casi un siglo, un teorema que ahora se ha demostrado incompleto.

La mayoría de las estrellas, debido a la rotación y a su carácter gaseoso, muestran cierto achatamiento en los polos. Pero algunas rotan casi a la velocidad de ruptura -un límite de velocidad que, de superarse, provocaría que la estrella literalmente se rompiera-, lo que causa que su forma sea claramente oblonga (algo que también puede ocurrir en estrellas binarias cercanas debido a la atracción mutua). Para determinar la temperatura de estas estrellas deformadas se emplea el teorema de von Zeipel, que a pesar de su uso generalizado desde hace casi un siglo nunca estuvo exento de debate. Ahora, Antonio Claret, del Instituto de Astrofísica de Andalucía, España (IAA-CSIC), ha demostrado que este teorema presenta graves desviaciones y debe incluirse en un modelo más amplio.

En 1924, el astrofísico sueco Edvard Hugo von Zeipel demostró teóricamente que, para estrellas achatadas calientes – con temperaturas de más de 8000 grados -  la temperatura es proporcional a la gravedad local. Introducía así el concepto “oscurecimiento por gravedad”, que provoca que en una estrella achatada la temperatura en los polos sea mayor que en el ecuador (en el Sol este efecto es apenas perceptible debido a su baja tasa de rotación).

“El valor que von Zeipel asignó al oscurecimiento por gravedad ha sido muy discutido teóricamente y, recientemente, se han publicado trabajos observacionales que desvelan desviaciones importantes”, comenta Antonio Claret (IAA-CSIC). La aplicación de un exponente de oscurecimiento por gravedad erróneo supone una determinación defectuosa de la termodinámica de la estrella, que a su vez implica la obtención de valores de luminosidad, masa y edad equivocados.

Centrándose en casos de estrellas muy deformadas  y gracias al empleo de ecuaciones de transporte de energía más elaboradas, Antonio Claret ha demostrado las limitaciones del teorema de von Zeipel al tiempo que ha conciliado los nuevos valores teóricos con los observacionales.

Así, con este nuevo formalismo, puede conocerse el oscurecimiento por gravedad desde el interior hasta la atmósfera de las estrellas, y de él se deriva una conclusión importante: el teorema de von Zeipel solo es aplicable a las regiones más profundas de la estrella y es un caso particular del nuevo modelo. Sin embargo, lo que los astrofísicos observan son necesariamente las capas más externas, de modo que este nuevo modelo constituye la alternativa correcta para determinar los parámetros esenciales de la estrella con precisión. ”Von Zeipel no se equivocó, sino que desarrolló un modelo que debía completarse: fallaba en las capas externas y tampoco era aplicable a estrellas frías, lo que se ha resuelto con este nuevo modelo teórico”, concluye Claret.

El resultado se publica en el artículo científico intitulado “On the deviations of the classical von Zeipel´s theorem at the upper layers of rotating stars”, de A. Claret, publicado en la revista Astronomy & Astrophysics (2011, en prensa).

Más información en:

http://www.iaa.es/

ESO/ Digitized Sky Survey 2

Un equipo de astrónomos europeos utilizó el telescopio VLT de la organización Observatorio Europeo Austral, ESO, en Cerro Paranal, Chile, para localizar una estrella en la Vía Láctea que, para muchos, no debería existir. Los científicos descubrieron que esta estrella está compuesta casi totalmente por hidrógeno y helio, con cantidades muy pequeñas de otros elementos químicos. Esta inusual composición la coloca en la “zona prohibida” de una teoría de formación estelar ampliamente aceptada, lo que implica que esta estrella es prácticamente imposible. Los resultados aparecerán en la edición del 1 de septiembre de 2011 de la revista Nature.

Una tenue estrella en la constelación de Leo, llamada SDSS J102915+172927, resultó ser la que posee la menor cantidad de elementos con mayor peso atómico que el helio (lo que los astrónomos llaman “metales”) de todas las estrellas estudiadas hasta ahora. Tiene una masa más pequeña que la del Sol y probablemente tiene más de 13 mil millones de años de edad.

“Una teoría ampliamente aceptada predice que las estrellas de este tipo, con poca masa y cantidades extremadamente bajas de metales, no deberían existir, porque las nubes de material a partir de las cuales se  formaron nunca podrían haberse condensado”, dice Elisabetta Caffau (del Centro de Astronomía de la Universidad de Heidelberg, Alemania y del Observatorio de París, Francia), autora principal del estudio. “Fue sorprendente encontrar, por primera vez, una estrella en esta ‘zona prohibida’, y esto significa que tendrán que revisarse algunos de los modelos de formación estelar”.

El equipo analizó las propiedades de la estrella usando los instrumentos X-shooter y UVES del VLT. Esto les permitió medir la abundancia de los diversos elementos químicos presentes en la estrella. Así lograron determinar que la proporción de metales en SDSS J102915+172927 es más de 20 000 veces menor que la del Sol.

“La estrella es tenue y tan pobre en metales que sólo pudimos detectar la huella de un elemento más pesados que el helio -calcio- en nuestras primeras observaciones”, dijo Piercarlo Bonifacio (Observatorio de París, Francia), quien supervisó el proyecto. “Tuvimos que pedir tiempo adicional de telescopio al Director General de ESO para estudiar la luz de la estrella en mayor detalle y durante un tiempo de exposición prolongado, para tratar de encontrar otros metales”.

Los cosmólogos creen que los elementos químicos más ligeros -como el hidrógeno y el helio- se crearon poco después del Big Bang, junto con algo de litio, mientras que casi todos los demás elementos se formaron, posteriormente, en el interior de las estrellas. Las explosiones de supernovas fueron las responsables de esparcir este material estelar al medio interestelar, volviéndolo más rico en metales. Nuevas estrellas se formaron a partir de este medio enriquecido, las que poseen una mayor cantidad de metales en su composición que las estrellas más viejas. Por lo tanto, la proporción de metales en una estrella nos indica qué edad tiene.

“La estrella que estudiamos es extremadamente pobre en metales, lo que significa que es muy primitiva. Podría ser una de las estrellas más antiguas que se hayan encontrado”, añade Lorenzo Monaco (ESO, Chile), otro integrante del equipo que realizó el estudio.

Otra sorpresa fue la falta de litio en SDSS J102915+172927. Una estrella tan antigua debería tener una composición similar a la del Universo poco después del Big Bang, con un poco más de metales en su interior. Sin embargo el equipo encontró que la proporción de litio en la estrella es, al menos, cincuenta veces menor de la esperada en el material producido por el Big Bang.

“Es un misterio cómo fue destruido en esta estrella el litio que se formó justo después del origen del Universo”, agregó Bonifacio.

Los investigadores también señalan que esta inusual estrella probablemente no es única. “Hemos identificado varias estrellas candidatas que podrían tener niveles de metales similares o incluso inferiores a los de SDSS J102915+172927. Ahora estamos planeando observarlas con el VLT para ver si se confirman”, concluye Caffau.

Esta investigación fue presentada en el artículo científico An extremely primitive halo star (Una estrella del halo muy primitiva), por Caffau et al. publicado en la edición del 1 de septiembre de 2011 de la revista Nature.

El equipo está compuesto por Elisabetta Caffau (Centro de Astronomía de la Universidad de Heidelberg [ZAH], Alemania y GEPI – Observatorio de París, Universidad de París Diderot, CNRS, Francia [GEPI]), Piercarlo Bonifacio (GEPI), Patrick François (GEPI y la Universidad de Picardie Jules Verne, Amiens, Francia), Luca Sbordone (ZAH, Instituto Max-Planck de Astrofísica, Garching, Alemania, y GEPI), Lorenzo Monaco (ESO, Chile), Rencor Monique (GEPI), Rencor François (GEPI), Hans-G. Ludwig (ZAH y GEPI), Roger Cayrel (GEPI), Simone Zaggia (INAF, Observatorio Astronómico de Padua, Italia), François Hammer (GEPI), Sofía Randich (INAF, Observatorio Astrofísico de Arcetri, Florencia, Italia), Paolo Molaro (INAF, Observatorio Astronómico de Trieste, Italia), y Vanessa Hill (Universidad de Niza-Sophia Antipolis, Observatorio de la Costa Azul, CNRS, Laboratorio Casiopea, Niza, Francia).

Más información en:

http://www.eso.org/public/news/eso1132/

ESA/ PACS/ SPIRE/ MESS Consortia

El observatorio espacial infrarrojo Herschel, de la Agencia Espacial Europea (ESA) ha descubierto que la luz estelar ultravioleta es el ingrediente clave para hacer agua en el espacio. Es la única explicación de por qué una estrella moribunda está rodeada por una nube gigantesca de vapor de agua caliente.

Toda receta necesita un ingrediente secreto. Cuando los astrónomos descubrieron una inesperada nube de vapor de agua alrededor de la estrella vieja IRC +10216 en 2001 (también conocida como CW Leonis), inmediatamente comenzó la búsqueda de la fuente. Las estrellas como IRC +10216 se conocen como estrellas de carbono y no se piensa que hagan mucha agua. Inicialmente se sospecha que el calor de la estrella debería evaporar cometas o incluso planetas enanos para producir el agua.

Ahora, los instrumentos PACS y SPIRE de Herschel han revelado que el ingrediente secreto es la luz ultravioleta, porque el agua está demasiado caliente para provenir de la destrucción de los cuerpos celestes helados.

“Éste es un buen ejemplo de cómo mejores instrumentos pueden cambiar nuestra visión completamente”, dice Leen Decin, de la Universidad Católica de Lovaina, en Bélgica, autora principal del artículo científico acerca de este trabajo. La excelente sensibilidad de los instrumentos de Herschel ha revelado que el agua alrededor de IRC +10216 varía su temperatura de -200 C a 800 C, lo que indica que se está formando mucho más cerca de la estrella de lo que los cometas pueden existir de manera estable.

IRC +10216 es una estrella gigante roja, cientos de veces el tamaño del Sol, aunque sólo un par de veces su masa. Si sustituyese al Sol en el Sistema Solar, se extendería más allá de la órbita de Marte.

Está a 500 años luz de distancia y si bien es apenas detectable en longitudes de onda visibles, incluso en los telescopios más grandes, es la estrella más brillante del cielo en algunas longitudes de onda infrarrojas. Esto se debe a que está rodeada de una gran envoltura de polvo que absorbe casi toda su radiación visible y la reemite como luz infrarroja. Es en la envoltura donde se ha encontrado el vapor de agua. Pero, ¿cómo llegó allí?

La pista vital fue encontrada por Herschel. Las observaciones ya habían revelado la estructura abultada en la envoltura de polvo alrededor de IRC +10216. La detección de agua por parte de Herschel hizo darse cuenta a los astrónomos que la luz ultravioleta de las estrellas circundantes pueden penetrar profundamente en la envoltura entre los bultos y romper las moléculas como el monóxido de carbono y monóxido de silicio, liberando átomos de oxígeno. Los átomos de oxígeno, entonces, se unen a las moléculas de hidrógeno, formando agua.

“Éste es el único mecanismo que explica toda la gama de temperaturas del agua”, dice Decin. Cuanto más cerca a la estrella se forma el agua, más caliente estará.

Decin y sus colegas planean ahora extender sus observaciones a otras estrellas de carbono. “Estamos muy esperanzados en que Herschel también encuentre las mismas situaciones en torno a esas otras estrellas”, dice ella.

En la Tierra, los compuestos de carbono y agua son los ingredientes clave para la vida. Ahora, gracias a Herschel, sabemos que ambos pueden hacerse en torno a IRC +10216, y que el ingrediente secreto para el agua es la luz ultravioleta de las estrellas circundantes.

Más información en:

http://www.esa.int/

Bob Elbert / ISU

Los astrónomos Massimo Marengo y Carlos Kerton, de la Universidad Estatal de Iowa (ISU) están utilizando el telescopio espacial Spitzer para estudiar las estrellas en las regiones externas de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Marengo estudia estrellas grandes de baja temperatura y los discos de polvo que se forman alrededor de ellas. Kerton está utilizando datos de Spitzer para estudiar regiones de formación de estrellas en la galaxia.

Massimo Marengo, profesor asistente de física y astronomía, está utilizando datos del telescopio infrarrojo Spitzer para estudiar estrellas grandes y frías y los discos polvorientos que se forman alrededor de éstas y otras estrellas, a medida que evolucionan sus sistemas planetarios. Es coautor de un nuevo artículo científico que describe cómo los sistemas de estrellas dobles en tensión podrían ser eficientes “destructores de mundos”, debido a que las colisiones de planetas pueden ser comunes dentro de estos sistemas. El artículo fue publicado en la edición del 19 de agosto de 2010 de The Astrophysical Journal Letters.

Charles Kerton, como profesor asociado de física y astronomía, está utilizando datos de Spitzer para estudiar las regiones de formación estelar de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Es coautor de un nuevo artículo científico que utiliza imágenes de Spitzer para identificar las regiones internas de la Vía láctea donde se están formando estrellas de masa intermedia. El artículo fue publicado en la edición de agosto de The Astronomical Journal.

El telescopio espacial Spitzer de la NASA fue lanzado el 25 de agosto de 2003, en una órbita alrededor del Sol. Su telescopio de 85 cm de diámetro y tres instrumentos científicos están diseñados para detectar radiación infrarroja o calórica. Para ello, el ensamblaje del telescopio tuvo que ser enfriado hasta cerca de unos pocos grados del cero absoluto (o -273 Celsius). El telescopio se quedó sin helio líquido refrigerante el pasado verano boreal, pero es todavía capaz de recopilar datos con sus dos detectores de longitud de onda más corta.

Una de las tareas iniciales del telescopio fue el estudio del centro polvoriento y lleno de estrellas de la Vía Láctea. El telescopio, como parte de un relevamiento astronómíco llamado GLIMPSE360, ahora está apuntando hacia las regiones exteriores de la galaxia y está empezando a enviar imágenes de esas áreas remotas. El relevamiento está liderado por Barbara Whitney, científica superior en la Universidad de Wisconsin-Madison y científica investigadora senior en el Instituto de Ciencia Espacial de Boulder, Colorado.

Kerton y Marengo de la Universidad del Estado de Iowa dicen que el telescopio espacial es una parte importante de su trabajo científico.

“Me permite ver objetos que están ocultos”, dijo Kerton, quien ayudó a planificar el relevamiento GLIMPSE360. “Me permite detectar estrellas jóvenes, recién formadas que no pueden ser vistas de otra manera. Y las muestra con una resolución que nos ayuda a entender lo que estamos viendo”.

Donde los viejos relevamientos mostraban una sola mancha, dice Kerton, las imágenes de Spitzer muestran un cúmulo de estrellas.

Marengo comenzó a trabajar con el experimento Spitzer antes que fuera lanzado. Cuando formaba parte del personal del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsoniano, en Cambridge, Massachusetts, integró el grupo de instrumental que construyó y calibró el hardware de Spitzer.

“Spitzer es realmente muy sensible”, dijo Marengo. “La primera vez que fue encendido – antes de incluso ser calibrado – una exposición de 10 segundos proveyó la profundidad equivalente a una exposición que solía llevar 10 horas con el telescopio Keck de 10 metros, el más grande en la Tierra”.

Cuando los astrónomos intentan observar estrellas muy frías y débiles, dijo, esto es una gran ventaja. Y por su trabajo, dijo que no hay ningún telescopio en la superficie terrestre que se pueda comparar con la funcionalidad de Spitzer.

Y ahora que el telescopio espacial Spitzer está apuntando más allá de la más conocida región interna de la galaxia, Kerton y Marengo dijeron que ayudará a los astrónomos a entender partes inexploradas de nuestra galaxia hacia el final del relevamiento GLIMPSE360, a principios del año próximo.

“Spitzer está llegando más y más lejos”, dijo Marengo. “Y año a año está revelando más”.

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IAC

En un intento por resolver los misterios del Sol, como los procesos que originan su ciclo de actividad de 11 años, un equipo internacional de científicos ha detectado las ondas de sonido de una estrella distante y ha observado un ciclo magnético similar al solar. La investigación se publica en la edición de esta semana de la prestigiosa revista Science.

Aunque no es la primera vez que se observa un ciclo de actividad en una estrella, esta es la primera ocasión que se detecta utilizando ondas de sonido, una técnica que hasta ahora sólo se utilizaba en la investigación solar.

El estudio, que se publica esta semana en la prestigiosa revista Science, está liderado por el investigador canario del Servicio de Astrofísica del CEA (Saclay)/Francia, Rafael García y ha contado con la colaboración de científicos del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), del Centro Nacional para la Investigación Atmosférica de  los Estados Unidos (NCAR), del Centro Nacional de la Investigación científica Francesa (observatorio de París/Meudon)  y la Universidad de Toulousse.

Debido a que la estrella investigada (HD49933) se encuentra fuera del alcance de las técnicas de observación habituales, a 100 años luz de la Tierra,  el equipo de investigadores examinó las fluctuaciones acústicas del astro, usando una técnica llamada sismología estelar. La estrella, situada en la constelación de Monoceros (el Unicornio), es algo más grande y caliente que el Sol. Los científicos han detectado un ciclo de actividad menor de un año frente a los 11 que tarda el Sol en completar el suyo. Esta alta velocidad de actividad de la estrella permitió a los científicos observar un ciclo casi completo sin necesidad de esperar los 11 años necesarios en el Sol. Gracias a la utilización de esta técnica, los investigadores pudieron detectar en la superficie de la estrella manchas similares a las que encontramos en el Sol en zonas de intensa actividad magnética.

“Fruto de su actividad interna, las estrellas producen ondas de sonido detectables en su superficie”, dice la investigadora del IAC Clara Régulo, coautora del nuevo estudio. “Investigando las frecuencias y la amplitud de estas ondas podemos obtener muchos datos del astro. Esto se hace desde hace mucho tiempo en el Sol (heliosismología) pero es la primera vez que se aplica en otra estrella para estudiar su magnetismo, lo que se ha observado en el Sol también lo hemos observado en esta estrella”.

Esta nueva técnica abre la puerta a la investigación de otros muchos ciclos estelares en los que además se podrá conocer la estructura interna de los astros gracias a la asteroseimología, ya que hasta ahora sólo disponíamos de un único ejemplo: El Sol.

Por ello, servirá para entender mejor la dinámica del ciclo solar, un ciclo con efectos en la Tierra como las tormentas geomagnéticas que pueden provocar graves perturbaciones a las redes eléctricas y de comunicación. También abre el camino a la observación de la actividad magnética de cientos de estrellas, que podrían revelar nuevos sistemas solares con el potencial de albergar vida. “La descripción de la actividad de estrellas que albergan planetas será necesaria porque las condiciones magnéticas en la superficie de la estrella podría influir en la zona habitable donde la vida podría desarrollarse”, dice el investigador Rafael García.

En este estudio el IAC participó junto  con investigadores del Servicio de Astrofísica CEA-Saclay, los observatorios de París / Meudon (OPM),  la Universidad de Toulouse y del Centro Nacional para la Investigación Atmosférica de EE UU  (NCAR). La investigación fue financiada por la National Science Foundation y los Planes Nacionales de Investigación de Francia y España.

La observación de estrellas

Para poder llegar a esta conclusión, los científicos examinaron durante 187 días los datos capturados por la misión espacial Rotación, Convección y Tránsitos planetarios (CoRoT).

Lanzado el 27 de diciembre de 2006, CoRoT ha sido desarrollado y es operado por el Centro Nacional Francés de Estudios Espaciales (CNES) con colaboraciones de Austria, Bélgica, Brasil, Alemania, España, y la Agencia Espacial Europea (ESA). CoRoT está equipado con un telescopio de 27 centímetros de diámetro y 4 detectores CCD con una cámara sensible a pequeñas variaciones a la intensidad de la luz de las estrellas.

Los científicos planean extender sus observaciones mediante el uso de otras estrellas observadas por CoRoT así como con los datos de la misión Kepler de la NASA, lanzada en marzo de 2009.

El equipo ha pasado los últimos seis meses estudiando la estructura y dinámica de la estrella HD4933 y la clasificación de su tamaño.  Luego, verificaron sus observaciones mediante telescopios terrestres para confirmar la actividad magnética de la estrella. Cuando este cuerpo reaparezca por detrás del Sol, en septiembre, esperan medir la longitud del ciclo y continuar con estos estudios.

Más información en:

http://www.iac.es/

NASA/ ESA/ O. Gnedin (U. Michigan) & W. Brown (CfA)

Cien millones de años atrás, un sistema triple de estrellas viajaba por el bullicioso centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, cuando dio un mal paso que cambió su vida. El trío vagaba demasiado cerca del agujero negro gigante de la galaxia, que capturó una de las estrellas y arrojó a las otras dos fuera de la Vía Láctea. Agregadas al juego estelar de las sillas musicales, las dos estrellas de salida se fusionaron para formar una estrella azul súper caliente.

Esta historia puede parecer ciencia ficción, pero los astrónomos usando el telescopio espacial Hubble, de la NASA, dicen que es el escenario más probable para una denominada estrella hiperveloz, conocida como HE 0437-5439, una de las más rápidas que se hayan detectado. Ella brilla a través del espacio a una velocidad de 2,5 millones de kilómetros por hora, tres veces más rápido que la velocidad orbital del Sol alrededor del centro de la Vía Láctea. Las observaciones del Hubble confirman que la velocista estelar proviene del núcleo de la Vía Láctea, estableciéndose una cierta confusión sobre el lugar que originalmente se llamó su hogar.

La mayoría de las 16 estrellas hiperveloces conocidas, todas descubiertas a partir del año 2005, se cree que son exiliadas del corazón de nuestra galaxia. Pero este resultado del Hubble es la primera observación directa de la vinculación de una estrella de alto vuelo con su origen en el centro galáctico.

“Utilizando el Hubble, pudimos, por primera vez, remontarnos a donde vino la estrella, midiendo la dirección del movimiento de la estrella en el cielo. Sus puntos de movimiento son directamente desde el centro de la Vía Láctea”, dice el astrónomo Warren Brown, del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsoniano, en Cambridge, Massachusetts, miembro del equipo del Hubble que observó la estrella. “Estas estrellas exiladas son raras en la población de la Vía Láctea de 100 mil millones de estrellas. Por cada 100 millones de estrellas en la galaxia se esconde una estrella hiperveloz.”

Los movimientos de estas estrellas aisladas podrían revelar la forma de la distribución de la materia oscura que rodea a nuestra galaxia. “El estudio de estas estrellas podría proporcionar más pistas sobre la naturaleza de algo de la masa invisible del Universo y podría ayudar, a los astrónomos, a entender mejor cómo se forman las galaxias”, dice el jefe del equipo, Oleg Gnedin, de la Universidad de Michigan, en Ann Arbor. “La atracción gravitatoria de la materia oscura se mide por la forma de la trayectoria de las estrellas hiperveloces de la Vía Láctea”.

El marginado estelar ya está de crucero en las afueras de la Vía Láctea, por encima del disco de la galaxia, a alrededor de 200.000 años luz del centro. En comparación, el diámetro del disco de la Vía Láctea es de unos 100.000 años luz. Utilizando el Hubble para medir la dirección de movimiento de la estrella fugitiva  y determinar el núcleo de la Vía Láctea como punto de partida, Brown y su equipo de Gnedin calculan que la velocidad de la estrella tuvo que haber sido expulsada para llegar a su ubicación actual.

“La estrella se desplaza a una velocidad absurda, el doble de la que la estrella necesita para poder escapar del campo gravitatorio de la galaxia”, explica Brown, un cazador de estrellas hiper-veloces que encontró la primera estrella aislada en 2005. “No hay estrella que se desplace tan rápido en circunstancias normales, algo raro tiene que suceder”.

Hay otro enredo en esta historia. Basándose en la velocidad y la posición de HE 0437-5439, tendría que hacer 100 millones de años que la estrella ha viajado desde el núcleo de la Vía Láctea. Sin embargo, su masa – nueve veces la del Sol – y su color azul significan que debería haberse quemado completamente en sólo 20 millones de años – lapso mucho más corto que el tiempo de tránsito que demoró en llegar a su ubicación actual.

La explicación más probable para el color azul de la estrella y la velocidad extrema es que fue parte de un sistema triple de estrellas que participó en un juego de billar gravitacional con el monstruoso agujero negro de la galaxia. Este concepto para explicar la velocidad de escape impartida a las estrellas fue propuesto, por primera vez, en 1988. La teoría predice que el agujero negro de la Vía Láctea debería expulsar una estrella cada 100.000 años.

Brown sugiere que el sistema triple  contenía un par de estrellas orbitando muy próximas entre sí y un tercer miembro, más externo, también gravitacionalmente ligado al grupo. El agujero negro capturó a la estrella exterior separándola del sistema binario cerrado. El momento angular de la estrella capturada se transfirió a la pareja estelar, impulsando al dúo a la velocidad de escape de la galaxia. A medida que la pareja se fue apartando del lugar de origen, continuó con la evolución estelar normal. La compañera más masiva evolucionó más rápidamente, hinchándose hasta convertirse en una gigante roja. Envolvió a su compañera, y las dos estrellas se fusionaron en una sola estrella: una rezagada azul.

“Si bien la historia de las rezagadas azules puede parecer extraña, se las ve en la Vía Láctea, y la mayoría de las estrellas están en sistemas múltiples”, dice Brown.

Esta estrella vagabunda ha intrigado a los astrónomos desde su descubrimiento, en 2005,  por el Relevamiento del Cielo Hamburgo / ESO. Los astrónomos han propuesto dos posibilidades para resolver el problema de la edad. O bien la estrella se sumergió en la “Fuente de la Juventud” convirtiéndose en una rezagada azul, o bien ha sido lanzada fuera de la Nube Mayor de Magallanes, una galaxia vecina.

En 2008, un equipo de astrónomos pensó que había resuelto el misterio. Ellos encontraron una coincidencia entre la composición química de estrellas exiliadas y las características de las estrellas en la Nube Mayor de Magallanes. La posición de la estrella bizarra también está cerca de la galaxia vecina, a sólo 65.000 años luz de distancia. El nuevo resultado del Hubble instala el debate sobre el lugar de nacimiento de la estrella.

Los astrónomos usaron la visión aguda de la Cámara Avanzada para Relevamientos ACS para hacer dos observaciones separadas de la caprichosa estrella con 3 años y medio de diferencia. El miembro del equipo Jay Anderson, del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial (STScI), en Baltimore, Maryland, desarrolló una técnica para medir la posición de la estrella en relación a 11 galaxias lejanas, que forman un marco de referencia.

El equipo está tratando de determinar los hogares natales de otras cuatro estrellas aisladas, todas ellas situadas en la periferia de la Vía Láctea.

“Estamos apuntando a estrellas B masivas, como HE 0437-5439″, dice Brown, que ha descubierto 14 de las 16 estrellas hiperveloces conocidas. “Estas estrellas no vivieron lo suficiente como para llegar a las afueras de la Vía Láctea, por lo que no deberíamos esperar encontrarlas allí. La densidad de estrellas en la región externa es mucho menor que en el núcleo, así que tenemos una mejor oportunidad de encontrar estos objetos inusuales”.

Los resultados han sido aceptados para su publicación en el Astrophysical Journal Letters. Brown es el autor principal del artículo.

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http://www.cfa.harvard.edu/

Rayos X: NASA/ CXC/ SAO/ M.Karovska et al; Óptico: NASA/ STScI; Radio: NRAO/VLA Gran campo: DSS

La imagen hecha pública por el telescopio espacial de rayos X, Chandra, de la NASA, muestra al sistema simbiótico conocido como CH Cyg, situado a sólo unos 800 años luz de la Tierra.

La imagen mayor muestra una vista óptica de CH Cyg, utilizando el relevamiento digital del cielo DSS, y el recuadro muestra una imagen compuesta que contiene los datos de Chandra en rayos X, en rojo, los datos ópticos del telescopio espacial Hubble (HST), en verde, y datos de radio del Very Large Array (VLA), en azul.

CH Cyg es un sistema estelar binario que contiene una enana blanca que se alimenta del viento de una estrella gigante roja. El material proveniente del viento forma un disco de acreción muy caliente alrededor de la enana blanca antes de estrellarse contra la estrella. CH Cyg es uno de sólo unos pocos cientos de sistemas simbióticos conocidos, y uno de los más cercanos a la Tierra. Los sistemas simbióticos son objetos fascinantes, donde los componentes son codependientes e influyen mutuamente en su estructura, su vida cotidiana y su evolución. Son los progenitores probables de nebulosas planetarias bipolares y podrían formar parte de los sistemas que más tarde explotan como supernovas de Tipo Ia, explosiones espectaculares visibles a través de distancias cosmológicas.

La imagen en el recuadro muestra un chorro poderoso reciente en CH Cyg, capturado en plena acción por Chandra, HST y VLA. El material del chorro se mueve con una velocidad de más de tres millones de kilómetros por hora y es alimentado por el material que gira en el disco de acreción alrededor de la enana blanca. La estructura detallada del chorro de rayos X es vista por primera vez en este sistema, que muestra las excelentes capacidades de alta resolución del Chandra. La apariencia curva del chorro, que se muestra en luz óptica como el arco verde en la parte inferior derecha de la inserción, revela evidencia que la dirección del jet rota. Esta precesión puede estar causada por oscilaciones del disco de acreción, de manera similar a un trompo.

Los amontonamientos en el jet exterior, vistos en rayos-X, luz óptica y datos de radio, aportan pruebas de las eyecciones de masa de gran alcance por parte del chorro, en el pasado, y de las interacciones con las envolturas de gas formadas por la gigante roja. El jet puede ser visto tan próximo como 20 unidades astronómicas (UA) desde el sistema binario (una UA corresponde a la distancia media entre la Tierra y el Sol). El chorro se extiende a distancias tan grandes como 750 UA de la binaria, que es aproximadamente 20 veces la distancia entre el Sol y Plutón.

La forma del chorro en CH Cyg muestra sorprendentes paralelismos con chorros vistos en contextos astrofísicos muy diferentes, tales como en las estrellas jóvenes o en los agujeros negros supermasivos situados en el centro de las galaxias. Debido a su proximidad, puede ser utilizado como un modelo de “juguete” para estudiar la formación de jets y su propagación en sistemas mucho más complejos y distantes .

En un entorno biológico, la “simbiosis” se definió originalmente como la “convivencia de diferentes organismos”, y describe interacciones estrechas y a largo plazo entre especies diferentes. En este sentido, el uso en astrofísica es apropiado porque las enanas blancas y gigantes rojas son estrellas muy diferentes. Una gigante roja es muy grande y luminosa, con una temperatura relativamente baja, mientras que una enana blanca es pequeña y débil, con alta temperatura.

La simbiosis es generalmente beneficiosa o esencial para la supervivencia de, al menos, una de las especies en el sistema. Por ejemplo, las abejas y las flores, las aves y los rinocerontes y los peces payaso y las anémonas. En el contexto de los sistemas astrofísicos simbióticos, la supervivencia del disco caliente alrededor de la enana blanca, donde el chorro se origina, depende del viento de la gigante roja. La energía, la masa y la velocidad del chorro están estrechamente relacionados con el ambiente de la enana blanca, incluyendo el disco. Una vez formado, el jet interrumpe y da forma a la envoltura extendida y al ambiente de la gigante roja, ya que éste evoluciona hacia el punto final de su vida como una nebulosa planetaria. Sin embargo, en algunos casos, si la masa de la enana blanca gana demasiado de la gigante roja, puede llegar a ser completamente destruido en una espectacular explosión de supernova de Tipo Ia.

Un artículo describiendo las nuevas observaciones de CH Cyg se publicó en la edición del 20 de febrero 2010 de la revista científica Astrophysical Journal Letters y fue liderado por Margarita Karovska, del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsoniano (CfA). Los co-autores son Terrance Gaetz, del CfA, Christopher Carilli, del Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO), Hack Warren de Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial (STScI), y John Raymond y Nicholas Lee, ambos del CfA.

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ESO

La organización Observatorio Europeo Austral, ESO, ha revelado hoy la imagen de GUM 19, una tenue nebulosa, poco conocida que, en el infrarrojo, aparece mitad oscura y mitad brillante. En un lado, el gas de hidrógeno caliente es iluminado por una estrella azul supergigante llamada V391 Velorum. Nueva formación estelar está ocurriendo dentro de la franja de material luminoso y oscuro que parece encerrar con un paréntesis el lado izquierdo de V391 Velorum, desde esta perspectiva. Después de muchos milenios, estas estrellas nacientes, unidas a la explosiva desaparición de V391 Velorum como supernova, probablemente alterarán la actual apariencia tipo Jano de Gum 19.

Gum 19 se ubica en dirección a la constelación Vela (la Vela del Navío Argos), a una distancia de aproximadamente 22.000 años luz. El nombre Gum 19 proviene de una publicación, de 1955, del astrofísico australiano Colin S. Gum que sirvió como el primer relevamiento importante de las llamadas regiones HII (léase “H-dos”) en el cielo austral. Con HII nos referimos al gas de hidrógeno que es ionizado, debido a la energía recibida, hasta el punto en que los átomos de hidrógeno pierden sus electrones. Dichas regiones emiten luz en longitudes de onda bien definidas (o colores), otorgando así el resplandor que caracteriza a estas nubes cósmicas. De hecho, y de manera muy parecida a las nubes terrestres, las formas y texturas de estas regiones HII cambian a medida que el tiempo pasa, no ante nuestros ojos sino más bien a través de miles de millones de años. Por el momento, Gum 19 posee algo de ciencia ficción y una apariencia de “quiebre en el espaciotiempo”, con una angosta zona brillante casi vertical que corta la nebulosa, tal como se aprecia en la imagen. Mirándola sería posible ver una similitud con dos grandes peces ángeles o con una flecha con un punto oscurecido.

Esta nueva imagen del evocador objeto Gum 19 fue tomada con un instrumento infrarrojo llamado SOFI, instalado en el telescopio NTT (New Technology Telescope) de ESO que opera en el Observatorio La Silla de Chile. SOFI es la sigla de “Son OF Isaac” o “Hijo de Isaac”, en referencia al instrumento “padre”, ISAAC, ubicado en el VLT de ESO, en el Observatorio Paranal, al norte de La Silla. Observar esta nebulosa en el infrarrojo permite a los astrónomos ver a través de -al menos- parte del polvo.

La caldera que abastece la luminosidad de Gum 19 es una estrella gigante y sumamente caliente llamada V391 Velorum. Brillando al máximo esplendor en el ardiente rango azul de la luz visible, V391 Velorum ostenta una temperatura en su superficie que ronda los 30.000 Celsius. Sin embargo, esta estrella masiva posee una naturaleza temperamental y, por consiguiente, está clasificada como una estrella variable. La luminosidad de V391 Velorum puede fluctuar inesperadamente como resultado de una intensa actividad que puede incluir expulsiones de cáscaras de materia lo que contribuye a la composición y emisiones de luz de Gum 19.

Las estrellas de gran escala, como V391 Velorum, no arden de forma brillante por mucho tiempo y, luego de una vida relativamente corta, de cerca de diez millones de años, estos titanes estallan como supernovas. Estas explosiones que temporalmente compiten con galaxias completas en su intensidad de luz, expulsan materia caliente al espacio que las rodea, un evento que puede cambiar radicalmente el color y la forma de las nebulosas cercanas. De este modo, la agonía de V319 Velorum bien puede dejar a Gum 19 irreconocible.

Sin embargo, en el vecindario de esta cambiante supergigante, nuevas estrellas continúan creciendo. Las zonas de HII muestran áreas de activa formación estelar donde importantes cantidades de gas y polvo han comenzado a colapsar bajo su propia gravedad. En varios millones de años –un abrir y cerrar de ojos en el tiempo cósmico– estos nudos de materia que se encogen con el tiempo alcanzarán finalmente la alta densidad en sus centros necesaria para iniciar la fusión nuclear. El flujo fresco de energía y vientos estelares de estas estrellas recién nacidas también modificará al paisaje gaseoso de Gum 19.

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