nebulosas

La nebulosa consiste en un brillante anillo de gas. Tenues lóbulos se extienden perpendicularmente al anillo, dándole a las partes más difusas de la nebulosa una forma de reloj de arena.

Estas brillantes eyecciones se sospecha que fueron energizadas por una estrella que ya colapsó hacia una enana blanca. El problema es que no encuentran a la enana blanca que debería estar allí.

El misterio se profundizó cuando los investigadores obtuvieron observaciones ultravioletas en la década de 1990 con el satélite internacional Ultraviolet Explorer, esperando ver signos de una débil pero muy caliente estrella. Sin embargo, no se detectó radiación ultravioleta.

En cambio, en el centro del anillo nebular hay dos sospechosos: un par de estrellas que se orbitan cada cinco días, ninguna de las cuales es una enana blanca. Estas estrellas son más calientes que nuestro Sol (su clase espectral es A) pero no son suficientemente calientes como para hacer brillar a la nebulosa. Sólo un flujo de radiación ultravioleta, como el de las enanas blancas, podría lograrlo.

El estudio está siendo conducido por Katrina Exter y Howard Bond del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial en Baltimore y un equipo de colegas británicos y americanos. Según los datos de espectrocopía y fotometría, las dos estrellas son más grandes que las de la secuencia principal de sus masas. Esto implica han comenzado a evolucionar hacia gigantes rojas. Ambas estrellas parecen estar rotando más lentamente de lo esperado: se esperaría que siempre estuvieran de cara una con la otra, pero no es así.

Los astrónomos sugieren una simple explicación para los hechos de la escena: las estrellas en el centro de SuWt 2 nacieron como una familia de tres miembros, con estrellas A orbitándose en forma muy cercana y una estrella más masiva orbitando más lejos. Esto permitió que la estrella masiva evolucione hasta convertirse en una gigante roja que recién entonces engulló al otro par de estrellas. Atrapadas en el envoltorio común de la gigante roja, el par de estrellas fueron cayendo hacia el núcleo causando que el envoltorio rotara más rápidamente. Finalmente, las capas exteriores de la gigante roja fueron eyectadas en el plano de la órbita, producindo la nebulosa con forma de anillo que se ve actualmente. La inusual velocidad de rotación de las dos estrellas A habría sido otra consecuencia producida por la hermana gigante.

Las observaciones de suelo fueron obtenidas con los telescopios de Cerro Tololo en Chile, el New Technology Telescope de ESO, también en Chile, el telescopio Anglo-Australiano y el Observatorio Astronómico de Sudáfrica.

La radiación ultravioleta del caliente núcleo expuesto de la gigante roja habría causado el brillo de la nebulosa. Si el núcleo era lo suficientemente masivo, se habría achicado y enfriado rápidamente hacia una difusa enana blanca, lo que podría explicar su actual invisibilidad.

Ahora, los investigadores de Rochester encontraron que planetas o estrellas de poca masa podrían ser responsables de la creación de estas fantásticas nebulosas. Es decir que, de confirmarse, ahora sí el nombre tendría algún sentido.

En un nuevo paper en Astrophysical Journal Letters, así como en papers recientes en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, un equipo de astrónomos liderados por Eric Blackman, estudiaron las consecuencias de una estrella moribunda que posee una compañera orbitando.

“Pocos investigadores han explorado cómo algo tan pequeño como una estrella de poca masa, una enana marrón, o incluso un masivo planeta, pueden producir diferentes tipos de nebulosas e incluso cambiar la composición química del polvo alrededor de estas estrellas evolucionadas”, dice Blackman.

La mayoría de las estrellas de mediano tamaño, como nuestro Sol, terminarán sus vidas como nebulosas planetarias, dice Blackman. El período dura sólo varias decenas de miles de años - un parpadeo para las estrellas que típicamente viven diez mil millones de años- por lo que son relativamente raras. De las 200 mil millones de estrellas en nuestra galaxia, sólo unas 1500 han sido identificadas en el estadío de nebulosas planetarias.

Mientras una estrella comienza a agotar su combustible, cerca del final de su vida, su núcleo se contrae y su envoltura se expande, para finalmente expulsar las capas exteriores al espacio. Esto produce las distintas y coloridas formas de las nebulosas planetarias.

El equipo de Rocherster exploró el rol de las compañeras de baja masa en dar forma a las nebulosas planetarias, tanto si la compañera está en una gran órbita e interactúa sólo con las partes exteriores del envoltorio de la estrellas, como si la compañera está en una órbita más apretada y tan cerca de la estrella que la compañera es devorada por el envoltorio.

Blackman y sus colegas mostraron que en el primer caso, la gravedad del planeta o estrella compañera comienza a arrastrasr algo de material del envoltorio a su alrededor. El material- esencialmente una fina mezcla de gas y polvo- se comprime en ondas espirales radiante fuera de la estrella central. El gas y polvo se condensan másy más en estas ondas espirales hasta que finalmente un toroide de polvo se forma alrededor de la región media de la estrella probablemente bloqueando la expansión de la envoltura como un cinturón alrededor de un globo que se hincha. Con el tiempo, esa limitada contracción puede conducir a las sorprendentes formas como las que se ven en la Nebulosa Dumbbell.

“Originalmente sólo queríamos modelar la geometría de la envoltura bajo la influencia de una compañera binaria, pero Richard Edgar descubrió que al quebrarse la onda espiral, liberan la energía reprimida en un estallido de calor, suficiente para fundir el polvo en glóbulos líquidos” dice Blackman. Estos glóbulos se enfrían lentamente lo suficiente para dar a las moléculas tiempo para alinearse en entramados cristalinos. El trabajo sugiere una respuesta al porqué los astrónomos han detectado la desconcertante firma de polvo cristalizado alrededor de estrellas evolucionadas antes de que la nebulosa se forme.

En el caso en que el planeta orbite tan cerca de la estrella hasta ser tragado por la envoltura, un nuevo tipo de modelo se requiere. Los científicos modelaron qué podría ocurrir y encontraron que uno de tres resultados es probable de ocurrir.

Primero, mientras la compañera es devorada por el envoltorio de material, puede acelerar la envoltura tan rápidamente que el material es eyectado, deformando en un largo disco alrededor del ecuador de la estrella.

Una segunda posibilidad es que la compañera acelere la envolutura más suavemente. Esto causa que las regiones interiores de la envoltura gire alrededor de la estrella primaria más rápidamente que el envoltorio exterior. Esta diferencia en la velocidad de rotación, combinada con la convexión del material en la envoltura, estira y amplifica los campos magnéticos de la estrella que podrían actual como un resorte gigante eyectando el material de la envoltura fuera de los polos de la estrella como jets.

El tercer resultado es que la compañera misma podría salir eyectada de los jets de la estrella. Esto ocurriría cuando el planeta o estrella fueran pequeños para eyectar la envoltura antes de caer a su violento destino. La estrella principal con su intensa gravedad haría jirones a la compañera hasta convertirla en un disco de escombros. Este disco turbulento cuyas partes orbitan a diferentes velocidades generaría una dínamo que, nuevamente, arrojaría el material por los polos de la estrella a una tremenda velocidad. El material eyectado incluiría los restos de la compañera.

El equipo está calculando la dinámica de la relación binaria y las características de las dínamos con mayor precisión. Esperan entender mejor cómo estas dínamos podrían facilitar la mezcla y el transporte de diferentes elementos en la nebulosa para ayudar a producir las distintivas firmas químicas que los astrónomos detectan en una nebulosa planetaria.

“Uno quisiera tener un conocimiento detallado de los interiores de estas oscuras nubes para entender mejor cuándo y dónde las nuevas estrellas aparecerán”, dice Mika Juvela, autor de un paper que reporta los resultados.

Como el polvo en estas nubes bloquea la luz visible, la distribución de materia en las nubes interestelares pueden ser examinadas sólo indirectamente. Un método está basado en mediciones de la luz de las estrellas que están localizadas detrás de la nube.
Cuando la luz de las estrellas de fondo pasa a través de la nube, es absorbida y dispersada, y como resultado las estrellas de fondo aparecen más rojas de lo que realmente son. El efecto es proporcional a la cantidad de material oscuro y así es mayor para las estrellas que están situadas detrás de las partes más densas de la nube. A medir el grado de este “enrojecimiento” experimentado por las estrellas vistas a través de diferentes áreas de la nube, es posible cartografiar la distribución de polvo en la nube. Cuantas más estrellas de fondo haya, más detallado será el mapa y la información acerca de la estructura interna de la nube. Y ese es exactamente el problema: incluso las nubes pequeñas son tan opacas que sólo unas pocas estrellas de fondo pueden ser vistas a través de ellas. Sólo los grandes telescopios y los instrumentos extremadamente sensitivos son capaces de observar un número suficiente de estrellas como para producir resultados significativos.

En 2006, los astrónomos Paolo Padoan, Juvela y Veli-Matti Pelkonen, propusieron que los mapas de la luz dispersa podría ser usado como otra marca de la estructura interna de la nube, un método que debería rendir mayores ventajas. La idea es estimar la cantidad de polvo localizado a lo largo de la línea de visión al medir la intensidad de la luz dispersa.

Los nubes oscuras son débilmente iluminadas por estrellas cercanas. Esta luz es dispersada por el polvo contenido en las nubes, un efecto llamado “cloudshine” (brillo de nube)[1] por los astrónomos de Harvard Alyssa Goodman y Jonathan Foster. Este efecto es bien conocido por los amantes de los cielos ya que crea en luz visible las maravillosas piezas de arte llamadas nebulosas de reflexión. La Nebulosa del Camaleón es un hermoso ejemplo.

Al realizar observaciones en el cercano infrarrojo, el arte se transforma en ciencia. La radiación del infrarrojo cercano puede propagar más lejos en la nube que la luz visible y los mapas de luz dispersa pueden ser usados para medir la masa del material dentro de la nube.

Para poner el método a prueba y usarlo por primera vez para una estimación cuantitativa de la distribución de la masa en una nube, los astrónomos que realizaron la sugerencia original, junto con Kalevi Mattila, realizaron observaciones en el cercano infrarrojo de un filamento en la nube Corona Australis.

La nube está localizada en la constelación del mismo nombre, Corona Australis (que proviene del latín Corona del Sur). La nube molecular tiene la forma de un cigarro de 45 años luz de largo. Se encuentra a 500 años luz de distancia y contiene el equivalente de 7000 Soles. En el cielo, la nube está rodeada de muchas nebulosas de reflexión.

Las observaciones fueron hechas en agosto de 2006 con el instrumento SOFI del New Technology Telescope (NTT) de ESO en La Silla, en el desierto chileno de Atacama. El filamento fue observado por unas 21 horas.

Las observaciones confirman que el método está generando resultados que son confiables.

“Ahora podemos obtener imágenes de alta resolución de las nubes oscuras y así entender mejor su estructura interna y dinámica. No sólo el nivel de detalle de los mapas no depende más de las distribución de las estrellas de fondo, sino que además mostramos que donde la densidad de la nube se vuelve muy alta para ser capaz de ver alguna estrella de fondo, el nuevo método aún puede ser aplicado”, explicó Juvela.

El reporte aparece en la edición de esta semana de Astronomy and Astrophysics.

Ahora, los investigadores de Rochester encontraron que planetas o estrellas de poca masa podrían ser responsables de la creación de estas fantásticas nebulosas. Es decir que, de confirmarse, ahora sí el nombre tendría algún sentido.

En un nuevo paper en Astrophysical Journal Letters, así como en papers recientes en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, un equipo de astrónomos liderados por Eric Blackman, estudiaron las consecuencias de una estrella moribunda que posee una compañera orbitando.

“Pocos investigadores han explorado cómo algo tan pequeño como una estrella de poca masa, una enana marrón, o incluso un masivo planeta, pueden producir diferentes tipos de nebulosas e incluso cambiar la composición química del polvo alrededor de estas estrellas evolucionadas”, dice Blackman.

La mayoría de las estrellas de mediano tamaño, como nuestro Sol, terminarán sus vidas como nebulosas planetarias, dice Blackman. El período dura sólo varias decenas de miles de años - un parpadeo para las estrellas que típicamente viven diez mil millones de años- por lo que son relativamente raras. De las 200 mil millones de estrellas en nuestra galaxia, sólo unas 1500 han sido identificadas en el estadío de nebulosas planetarias.

Mientras una estrella comienza a agotar su combustible, cerca del final de su vida, su núcleo se contrae y su envoltura se expande, para finalmente expulsar las capas exteriores al espacio. Esto produce las distintas y coloridas formas de las nebulosas planetarias.

El equipo de Rocherster exploró el rol de las compañeras de baja masa en dar forma a las nebulosas planetarias, tanto si la compañera está en una gran órbita e interactúa sólo con las partes exteriores del envoltorio de la estrellas, como si la compañera está en una órbita más apretada y tan cerca de la estrella que la compañera es devorada por el envoltorio.

Blackman y sus colegas mostraron que en el primer caso, la gravedad del planeta o estrella compañera comienza a arrastrasr algo de material del envoltorio a su alrededor. El material- esencialmente una fina mezcla de gas y polvo- se comprime en ondas espirales radiante fuera de la estrella central. El gas y polvo se condensan másy más en estas ondas espirales hasta que finalmente un toroide de polvo se forma alrededor de la región media de la estrella probablemente bloqueando la expansión de la envoltura como un cinturón alrededor de un globo que se hincha. Con el tiempo, esa limitada contracción puede conducir a las sorprendentes formas como las que se ven en la Nebulosa Dumbbell.

“Originalmente sólo queríamos modelar la geometría de la envoltura bajo la influencia de una compañera binaria, pero Richard Edgar descubrió que al quebrarse la onda espiral, liberan la energía reprimida en un estallido de calor, suficiente para fundir el polvo en glóbulos líquidos” dice Blackman. Estos glóbulos se enfrían lentamente lo suficiente para dar a las moléculas tiempo para alinearse en entramados cristalinos. El trabajo sugiere una respuesta al porqué los astrónomos han detectado la desconcertante firma de polvo cristalizado alrededor de estrellas evolucionadas antes de que la nebulosa se forme.

En el caso en que el planeta orbite tan cerca de la estrella hasta ser tragado por la envoltura, un nuevo tipo de modelo se requiere. Los científicos modelaron qué podría ocurrir y encontraron que uno de tres resultados es probable de ocurrir.

Primero, mientras la compañera es devorada por el envoltorio de material, puede acelerar la envoltura tan rápidamente que el material es eyectado, deformando en un largo disco alrededor del ecuador de la estrella.

Una segunda posibilidad es que la compañera acelere la envolutura más suavemente. Esto causa que las regiones interiores de la envoltura gire alrededor de la estrella primaria más rápidamente que el envoltorio exterior. Esta diferencia en la velocidad de rotación, combinada con la convexión del material en la envoltura, estira y amplifica los campos magnéticos de la estrella que podrían actual como un resorte gigante eyectando el material de la envoltura fuera de los polos de la estrella como jets.

El tercer resultado es que la compañera misma podría salir eyectada de los jets de la estrella. Esto ocurriría cuando el planeta o estrella fueran pequeños para eyectar la envoltura antes de caer a su violento destino. La estrella principal con su intensa gravedad haría jirones a la compañera hasta convertirla en un disco de escombros. Este disco turbulento cuyas partes orbitan a diferentes velocidades generaría una dínamo que, nuevamente, arrojaría el material por los polos de la estrella a una tremenda velocidad. El material eyectado incluiría los restos de la compañera.

El equipo está calculando la dinámica de la relación binaria y las características de las dínamos con mayor precisión. Esperan entender mejor cómo estas dínamos podrían facilitar la mezcla y el transporte de diferentes elementos en la nebulosa para ayudar a producir las distintivas firmas químicas que los astrónomos detectan en una nebulosa planetaria.