jueves, 1 de marzo de 2012

Chandra observó NGC 6543 10-11 de mayo de 1999, para un tiempo de exposición total de 46.000 segundos...

La imagen de la izquierda: datos de los rayos x desde el Observatorio Chandra de rayos x han revelado una brillante estrella central rodeada por una nube de gas de grado multimillonario en la nebulosa conocida como El Ojo de Gato. Esta imagen de Chandra, donde la intensidad de la emisión de rayos x está correlacionada con el brillo de los colores naranja, captura la expulsión de material de una estrella que se espera que el colapso la lleve a ser una enana blanca en unos pocos millones de años. La intensidad de los rayos x de la estrella central fue inesperada, y es que los primeros astrónomos han visto tal emisión de rayos x de la estrella central de una nebulosa planetaria. La cámara de rayos X ACIS a bordo Chandra observó NGC 6543 10-11 de mayo de 1999, para un tiempo de exposición total de 46.000 segundos.
 
Imagen de la derecha: esta imagen compuesta de los datos de Chandra y el telescopio espacial Hubble ofrece a los astrónomos una oportunidad para comparar donde el gas es  más caliente, el gas emite rayos x parece ser en relación con el material más fresco en longitudes de onda ópticas. El equipo de Chandra halló que las abundancias en la región de gas caliente (su intensidad de rayos x se muestra en color púrpura) eran como los de viento desde la central estrella y diferente desde el material exterior más fresco (las estructuras rojos y verdes). Aunque todavía increíblemente energético y lo suficientemente caliente como para irradiar rayos X, Chandra muestra el gas caliente pasar a ser algo más fresco que lo que los científicos habrían esperado para ese sistema. Estos resultados presentan un rompecabezas desde la temperatura de la radiografía emiten el material sugiere que la mezcla podría haber ocurrido. Esta discrepancia significa que otro proceso ha creado la emisión de rayos X "tibia" observada por Chandra. El color compuesto de ópticas y rayos x de las imágenes fue hecha por Zoltan g. Levay (Space Telescope Science Institute). Las imágenes ópticas fueron tomadas por J.P. Harrington y K.J. Borkowski (Universidad de Maryland) con el telescopio espacial Hubble.
 
Credit: Left: X-ray (NASA/UIUC/Y.Chu et al.), Right: X-ray/Optical Composite (X-ray: NASA/UIUC/Y.Chu et al., Optical: NASA/HST)

NGC 7027 es los restos de una estrella similar al Sol que ha expulsado gran parte de su masa...

Imagen de Chandra de NGC 7027 representa la primera detección de rayos x de esta joven nebulosa planetaria que está a unos 3.000 años luz de la tierra. Una burbuja de gas de 3 millones de grados centígrados con una longitud de cien veces más que nuestro sistema solar se muestra en la imagen. La imagen es más brillante en la esquina superior derecha: al lado de la nebulosa más cercana de la Tierra: donde hay menos material tapan para bloquear la emisión de rayos X.

NGC 7027 es los restos de una estrella similar al Sol que ha expulsado gran parte de su masa y expone su núcleo caliente. Los rayos x se cree que se producen cuando un viento "rápido" del núcleo caliente choca con el viento "lento" que fue expulsado anteriormente durante la fase de Gigante Roja de la estrella. Esta colisión calienta en varios millones de grados, por lo que permanece en una radiografía.

Datos de Chandra sugieren que hay una sobreabundancia de helio, carbono, nitrógeno, magnesio y silicio presente en NGC 7027. Esto es coherente con las teorías que predicen que las nebulosas planetarias son semillas en el espacio interestelar de elementos "pesados" (es decir, cualquier elemento más pesado que el hidrógeno y helio) producido por reacciones nucleares durante la evolución de la estrella.

Estas observaciones fueron hechas por un equipo de científicos dirigido por Joel Kastner de Rochester Institute of Technology.
 
Credit: NASA/RIT/J.Kastner et al.

Super Nova Aquilae...

Chandra observó Nova Aquilae, un estallido causado por una explosión termonuclear en la superficie de una Enana Blanca, cuatro veces desde abril de 2000 hasta octubre del año de 2000. En los datos de octubre los astrónomos detectan un dramático destellos de rayos x y cíclicas pulsaciones de 40 minutos - la primera vez que cualquiera de estos fenómenos había sido visto en rayos X. Las pulsaciones se cree que provienen de la contracción y expansión de las capas externas de la Enana Blanca, pero la causa del destello de rayos X  cada 15 minutos sigue siendo un misterio.

La ilustración del artista muestra un sistema binario de nova clásica justo antes de una explosión en la superficie de la eEnana Blanca. Novas clásicas se producen en un sistema donde una Enana Blanca está orbitando estrechamente una estrella normal, de compañera. En esta ilustración, el gas fluye desde la  gran estrella rojo, a su  compañera en un disco y, a continuación, en la Enana Blanca que está escondida dentro de la zona blanca. Como el gas fluye cada vez más cerca a la Enana Blanca, obtiene cada vez más gas caliente, como se indica en el cambio de colores del amarillo al blanco. Cuando se produce la explosión, envuelve el disco de gas y la estrella compañera roja.
 
Credit (Illustration) NASA/CXC/M.Weiss

espectro de la super Nova Aquilae

V471 Tauri:

El sistema de V471 Tauri comprende una estrella Enana Blanca (primario) en una órbita cercana - un treintavo de la distancia entre el Sol y Mercurio - con una estrella del tamaño del Sol-como normal (secundario). La estrella Enana Blanca fue una vez una estrella varias veces tan masiva como el Sol. Chandra aporta datos sobre este sistema y proporcionan la mejor evidencia hasta ahora que una estrella puede ser engullida por su compañera y sobrevivir.

La ilustración muestra los espectros de rayos x baja energía de transmisión en la reja del espectrómetro de Chandra de dos estrellas individuales y V471 Tauri: una estrella gigante roja Deneb Kaitos (panel superior), V471 Tauri y un estrellas similares al Sol (Épsilon Eridani). El pico en el espectro debido a los iones de carbono es mucho menor en la estrella gigante que las estrellas similares al Sol, mientras que el pico de carbono en V471 es intermedio entre los dos. Estas diferencias ofrecen importantes pistas para las diferentes historias evolutivas de las estrellas.

Las reacciones de fusión nuclear en el núcleo de las estrellas, la conversión del carbono en nitrógeno durante un período de aproximadamente mil millones de años. Cuando se agota el combustible en el núcleo de la estrella, el núcleo se contrae, provocando más enérgicas reacciones nucleares que causan que la estrella se expanda y se transforme en una Gigante Roja antes de finalmente colapsar para convertirse en una Enana Blanca.
 
El material pobre en carbono en el núcleo de la gigante roja es mezclado con parte externa de la estrella, por lo que su atmósfera tendrá un déficit de carbono, en comparación con estrellas similares al Sol, como se muestra en la figura. Si un gigante rojo es parte del sistema binario y están estrechamente orbitando, la evolución de la estrella secundaria puede verse afectada considerablemente.

Cálculos teóricos indican que el gigante rojo puede envolver completamente su estrella compañera. Durante esta fase de envoltura común, la fricción provoca la estrella compañera espiral hacia adentro rápidamente, donde tampoco se destruirán por la gigante roja, o sobrevivirá cuando gran parte de la envoltura se hile lejos.
 
Si la estrella compañera logra sobrevivir, llevará la marca de su calvario en forma de contaminación por material de carbono pobres que compartió mientras estaba dentro de la envoltura de la gigante roja. El espectro de rayos x de V471 Tauri en el panel central muestra solo este efecto - el pico de carbono es el intermedio entre una estrellas similares al Sol y una estrella gigante roja aislada. Los datos indican que aproximadamente el 10 por ciento de la masa de la estrella se compartió de la gigante roja.

En el futuro la estrella compañera puede devolver el favor. Se expandirá y volcará material atrás hacia la Enana Blanca. Si suficiente material se vuelca sobre la Enana Blanca, que podría causar que la Enana Blanca eplote como una supernova.
 
Credit NASA/CXC/SAO/J. Drake et al.

Esto es un robo de una estrella a otra...Mira A y Mira B vista por medio del Observatorio Espacial de Rayos X Chandra...

Crédito: Rayos X: NASA/CXC/SAO/M. Karovska et al.; Ilustración: CXC/M.Weiss
 
La imagen de Chandra muestra Mira A (derecha), una estrella gigante roja muy evolucionada y Mira B (izquierda), una Enana Blanca. A la derecha de la imagen es una concepción artística del sistema de la estrella Mira. Mira A está perdiendo gas rápidamente de su atmósfera superior a través de un viento estelar. Mira B ejerce un tirón gravitacional que crea un puente gaseoso entre las dos estrellas. Gas desde el viento y el puente se acumula en un disco de acreción alrededor Mira B y colisiones entre objetos en movimiento rápido en el disco  producen rayos X.

La separación de los rayos x de la estrella gigante y la enana blanca fue posible gracias a la magnífica resolución angular de Chandra y la relativa proximidad del sistema , a unos 420 años luz de la Tierra. Las estrellas Mira AB están a dos veces la distancia de Plutón al Sol.
 
La capacidad de distinguir a las estrellas interactuando permitió a un equipo de científicos observar un estallido de rayos x de A. Mira Una imagen ultravioleta realizada por el telescopio espacial Hubble fue clave para identificar el estallido de rayos x con la estrella gigante roja.

Mira A (o simplemente, Mira) fue nombrada "La maravillosa" estrella en el siglo XVII porque su brillo se observó menguante durante un período de alrededor de 330 días. En esta fase de gigante roja  de Mira avnzaba en la vida, su diámetro se ha hinchado unas 600 veces la del Sol y es pulsante, debido a la cada vez más enérgicas reacciones nucleares en su núcleo.

Mira a ahora se está acercando a la etapa donde se le agotará su suministro de combustible nuclear, y se colapsará para convertirse en una enana blanca. En contraste, Mira B ya ha alcanzado la fase de Enana Blanca y es más grande que la tierra, pero aproximadamente un cuarto de millón de veces más masiva.
 
Antes de esta observación, se suponía que todos los rayos x provenían de un disco caliente que rodea Mira B, por lo que la detección de un destello de rayos x de la estrella gigante roja llegó como una sorpresa. Este estallido probablemente fue una consecuencia indirecta de la agitación interna en la Mira A.

Estudios de rayos x del sistema de la estrella Mira también pueden proporcionar mejor comprensión de las interacciones entre otros sistemas de estrella binaria que consta de una estrella "normal" y una colapsada como una Enana Blanca, agujero negro o una estrella de neutrones.
 
Crédito
X-Ray: NASA/CXC/SAO/M. Karovska et al.; Ilustración: CXC/M.Weiss