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Comparación de la estrella UY Scuti con nuestro Sol.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 14-11-2017 en ciencia. Comentarios (0)

UY Scuti es una estrella hipergigante. Es la estrella más grande conocida hasta ahora...posee un radio que correspondería a 1.188.768.000 km, 7,94 unidades astronómicas, si esta estrella fuera nuestro Sol, englobaría todos los planetas hasta cerca de Saturno, además, es aproximadamente 1,9 veces el tamaño de Betelgeuse y más de 2,5 veces más grande que Antares. UY Scuti tiene un volumen de aproximadamente 5000 millones de veces el del Sol. Un objeto hipotético que viajara a la velocidad de la luz tardaría alrededor de ocho horas para orbitar alrededor de UY Scuti al máximo, mientras que para el Sol, sólo tardaría 14.5 segundos en orbitarlo.

Se encuentra a 9,500 años luz de la Tierra.

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Eta carinae curiosidades

Escrito por Enunlugarenelcosmos 04-11-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Las dos estrellas de Eta Carinae emiten fuertes vientos, la secundaria tiene una menor densidad (paneles superiores), pero se mueve seis veces más rápido. Los vientos chocan violentamente en el periastro, cuando las estrellas estan más cercanas, creando un calor tremendo (paneles inferiores) y una explosión de rayos X. Debido a que el secundario se mueve tan rápidamente en el periastro, el frente de choque toma forma espiral.

NASA Goddard

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Eta carinae características

Escrito por Enunlugarenelcosmos 04-11-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Observaciones recientes parecen indicar que Eta Carinae es una estrella binaria, con dos estrellas orbitando en un periodo de aproximadamente 5.5 años. Las observaciones realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra muestran que otra supernova procedente de una estrella similar a Eta Carinae se vio precedida por erupciones semejantes a las que ésta muestra con cierta frecuencia, por lo que sería posible que, en cualquier momento, esta estrella se convirtiera en supernova. Debido a la cercanía de esta estrella a la Tierra (7500 años luz, una distancia ínfima comparada con la lejanía de las supernovas observadas en otras galaxias), un fenómeno de este tipo se convertiría en uno de los acontecimientos astronómicos más importantes de todos los tiempos.

Confirmando las sospechas de algunos de sus colegas, en 1996 el astrónomo brasileño Augusto Damineli (Universidad de San Pablo) encontró pistas muy sólidas que parecen delatar la presencia de una estrella compañera de Eta Carina. Entre otras cosas, Damineli descubrió que cada 5,5 años la poderosa y habitual emisión de rayos X de Eta Carina cae de golpe. Y mirando hacia atrás en el tiempo, se dio cuenta de que las históricas subidas de brillo visual (como las de 1827 y 1843) encajaban perfectamente con intervalos de 5,5 años. Así predijo exitosamente una "caída" en la emisión de rayos X para 1997. Y otra en 2003. Conclusión: hoy se sospecha que esas caídas son la consecuencia directa de la presencia de otra estrella. Esto ocurre siempre que las estrellas compañeras son las más cercanas en su órbita alargada y separadas por sólo unos 225 millones de kilómetros, aproximadamente la distancia de Marte al Sol.

Los astrónomos ahora creen que en realidad es una estrella binaria cuya primaria gigantesca tiene aproximadamente 100 y 150 veces la masa solar veces la masa del Sol y la supera 5 millones de veces, es tan grande que, si estuviera en el centro de nuestro Sistema Solar, sus bordes tocarían la órbita de Júpiter. Se sabe menos sobre lo secundario, pero también se cree que es enorme, con quizás 30 masas solares y un millón de veces la luminosidad del Sol.

Las simulaciones por ordenador de Thomas Madura (NASA Goddard Space Flight Center) y otros sugieren que el flujo de la secundaria esculpe una cavidad en el viento más lento y denso de la primaria. Nada sucede cuando las dos estrellas están muy separadas. Pero cuando se encuentran más cerca el uno del otro, en el periastro , los dos flujos chocan violentamente, creando un límite de choque que calienta el gas a decenas de millones de grados, lo suficientemente caliente para generar un torrente de rayos X.


Eta carinae

Escrito por Enunlugarenelcosmos 04-11-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Las nubes en forma de globo, de un par de estrellas masivas llamadas Eta Carinae han atormentado a los astrónomos durante décadas. Eta Carinae tiene un temperamento volátil, propenso a explosiones violentas durante los últimos 200 años.

Las observaciones realizadas por el nuevo espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial (STIS) a bordo del Telescopio Espacial Hubble de la NASA revelan algunos de los elementos químicos que fueron expulsados ​​en la erupción observada a mediados del siglo XIX.

La razón de estas explosiones no es bien conocida, aunque se cree que son causadas por acumulación de radiación procedente de la enorme luminosidad de la estrella. Existen teorías recientes que indican que las erupciones podrían estar provocadas por el paso de su estrella compañera por el periastro de la órbita.

STIS analizó la información química a lo largo de una estrecha sección de uno de los lóbulos gigantes de gas. En el espectro resultante, hierro y nitrógeno definen el límite exterior del viento masivo, una corriente de partículas cargadas, de Eta Car A, la estrella primaria. La cantidad de masa transportada por el viento es equivalente a la del sol en mil años. Si bien esta "pérdida de masa" puede no sonar muy grande, de hecho, es una tasa enorme entre las estrellas de todo tipo. Una estructura muy débil, vista en argón, evidencia una interacción entre los vientos del Eta Car A y los de Eta Car B.

Eta Car A es una de las estrellas más masivas visibles del cielo. Debido a la masa extremadamente alta de la estrella, ésta es inestable y consume su combustible muy rápidamente, en comparación con otras estrellas. Tales estrellas masivas tienen una vida corta, y esperamos que Eta Carinae explote dentro de un millón de años.

Eta Carinae fue catalogado por primera vez por Edmund Halley en 1677. En 1843 Eta Carinae fue una de las estrellas más brillantes en el cielo. Luego se desvaneció lentamente hasta que, en 1868, se hizo invisible en el cielo. Eta Carinae comenzó a brillar de nuevo en la década de 1990 y volvió a ser visible a simple vista. Alrededor de 1998 y 1999 su brillo de repente e inesperadamente se duplicó.

Eta Carinae está a 7.500 años luz de distancia en la constelación de Carina.

Crédito:NASA

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Cronología del Big Bang - Formación de estrellas supermasivas.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 27-07-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Las etapas del proceso están bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. De algún modo se cree que la ignición del hidrógeno empezaría bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa más exterior sería no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino también fotoionizada por su intensa radiación dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de años, que en tiempos cosmológicos ni siquiera existen. Su formación, vida y destrucción son procesos muy dramáticos en los que apenas si hay descanso.

Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto más pesados absorben más los fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar más de 120-200 MSol. Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella siga acretando masa, por eso, las estrellas más pobres en metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se podrían haber formado con masas de varios cientos de masas solares de hidrógeno y helio.

Imagen: W40 es una región de formación de estrellas cercanas que contiene estrellas masivas. Wikipedia

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