viernes, 9 de noviembre de 2012

Se halla una explicación a los aspersores cósmicos

La nebulosa planetaria Fleming 1 vista por el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO

Utilizando el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo de astrónomos ha descubierto un par de estrellas que se orbitan la una a la otra en el centro de una de las nebulosas planetarias más emblemáticas. Estos nuevos resultados confirman una teoría sobre la cual se viene debatiendo desde hace mucho tiempo y que plantea qué es lo que controla la espectacular y simétrica apariencia del material lanzado al espacio. Los resultados se publican el día 9 de noviembre de 2012 en la revista Science.

Las nebulosas planetarias [1] son brillantes burbujas de gas alrededor de enanas blancas — estrella tipo Sol en las etapas finales de sus vidas. Fleming 1 es un hermoso ejemplo con sorprendentes chorros simétricos [2] que tejen enredados patrones curvos. Se encuentra en la constelación austral de Centaurus (El Centauro) y fue descubierta justo hace un siglo por Williamina Fleming [3], una ama de llaves contratada por el Observatorio de Harvard tras mostrar sus aptitudes para la astronomía.

 

Los astrónomos llevan mucho tiempo discutiendo sobre cómo se originan estos chorros simétricos, pero no se ha alcanzado ningún consenso. Ahora, un equipo de investigación liderado por Henri Boffin (ESO, Chile) ha combinado nuevas obervaciones de Fleming 1 llevadas a cabo con el telescopio VLT con detallados modelos hechos por ordenador para determinar por primera vez cómo surgen esas extrañas formas.


El equipo utilizó el telescopio VLT de ESO para estudiar la luz que viene de la estrella central. Descubrieron que Fleming 1 parece tener, no una, sino dos enanas blancas en su centro, orbitándose la una a la otra cada 1,2 días. Pese a que ya se habían descubierto estrellas binarias en el corazón de las nebulosas planetarias, los sistemas con dos enanas blancas orbitándose mutuamente son muy poco comunes [4].

“El origen de las intrincadas y hermosas formas de Fleming 1 y de otros objetos similares ha sido un tema controvertido durante muchas décadas,” afirma Henri Boffin. “Los astrónomos ya habían sugerido la posibilidad de una estrella binaria, pero siempre se pensó que, en caso de serlo, estarían bastante separadas, con un periodo orbital de decenas de años o incluso más. Gracias a nuestros modelos y observaciones pudimos examinar este inusual sistema con mucho detalle, llegando directos al corazón de la nebulosa, y descubrimos esta pareja de estrellas que se encontraba miles de veces más cerca”.

Cuando las estrellas con una masa de más de ocho veces la del Sol se acercan al final de sus vidas, expulsan sus capas exteriores y empiezan a perder masa. Esto permite que el corazón caliente de la estrella emita radiación con mucha potencia, provocando que esa burbuja de gas en movimiento expulsado hacia el exterior brille en forma de nebulosa planetaria.

Mientras las estrellas son esféricas, muchas de esas nebulosas planetarias son increiblemente complejas, con nudos, filamentos, e intensos chorros de material formando patrones intrincados. Algunas de las nebulosas más espectaculares — incluída Fleming 1 — presentan estructuras con simetría de punto [5]. Para esta nebulosa planetaria esto significa que el material parece eyectado desde ambos polos de la región central en chorros con forma de S. Este nuevo estudio muestra que esos patrones de Fleming 1 son el resultado de la interacción de dos estrellas cercanas — el sorprendente canto del cisne de una pareja estelar.

“Este es el caso más completo hasta ahora de una estrella binaria central para el cual las simulaciones han predicho correctamente cómo daba forma a la nebulosa que la rodeaba — y con una forma realmente espectacular,” explica el coautor Brent Miszalski, del SAAO y el SALT (Sudáfrica).

La pareja de estrellas situada en el centro de esta nebulosa es vital para explicar su estructura. A medida que las estrellas envejecen, se expanden y, durante parte de este tiempo, una actuó como un vampiro estelar, absorbiendo material de su compañera. Este material fluyó hacia la estrella vampiro, rodeándola con un disco conocido como disco de acreción [6]. Dado que ambas estrellas se orbitaban la una a la otra, ambas interactuaban con este disco y provocaron que se comportara como una peonza en movimiento — un tipo de movimiento denominado precesión. Este movimiento influye en el comportamiento de cualquier material que haya sido empujado hacia fuera a través de los polos del sistema, como si fueran chorros. Este estudio confirma que los discos de acreción con precesión en sistemas binarios causan los sorprendentes patrones simétricos que se observan alrededor de nebulosas planetarias como Fleming 1.

Las profundas imágenes obtenidas por el VLT también han ayudado a descubrir un nudos anillo de material en la zona interior de la nebulosa. Este tipo de anillo de material también se ha encontrado en otras familias de sistemas binarios, y parecen ser una firma reveladora de la presencia de una pareja estelar.

“Nuestros resultados ofrecen una mayor confirmación del papel que juega la interacción entre pares de estrellas para dar forma, e incluso puede que formar, nebulosas planetarias”, concluye Boffin.




Notas

[1] Las nebulosas planetarias no tienen nada que ver con los planetas. El nombre surge en el siglo dieciocho debido a que algunos de estos objetos se parecían a los discos de planetas distantes al verlos con pequeños telescopios.

[2] Los chorros son eyecciones de gas en rápido movimiento impulsados desde el corazón de las nebulosas planetarias. Muy a menudo son colimadas — el material sale en chorros paralelos — lo cual signfica que se expanden muy despacio a medida que se propagan por el espacio.

[3] Fleming 1 toma ese nombre de la astrónoma escocesa Williamina Fleming, que la descubrió en 1910. Inicialmente Fleming trabajaba como ama de llaves para el director del Observatorio de Harvard (en la década de 1880), tras lo cual fue contratada para procesar datos astronómicos en el observatorio como una de las “computadoras“ de Harvard, un grupo de mujeres con dotes para llevar a cabo tareas de cálculo matemático y trabajos administrativos. Durante su época descubrió — y fue reconocida por ello — numerosos objetos astronómicos, incluyendo 59 nebulosas gaseosas, unas 310 estrellas variables y 10 novas. Este objeto tiene muchos otros nombres, entre ellos PN G290.5+07.9, ESO 170-6 y Hen 2-66.

[4] El equipo estudió las estrellas usando el instrumento FORS instalado en el VLT (Very Large Telescope), en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile. Además de tomar imágenes del objeto, también dividieron la luz en sus diferentes colores para obtener información sobre sus movimientos, así como la temperatura y la composición química del objeto central.

Se descubrió que las estrellas primaria y secundaria tenían aproximadamente entre 0,5 y  0,86 y 0,7 y 1,0 veces la masa del Sol, respectivamente. El equipo pudo descartar la posibilidad de que hubiera una estrella “normal”, como nuestro Sol, en el sistema binario, analizando la luz de las dos estrellas y estudiando el brillo del sistema. Dado que el sistema rota, su brillo solo cambia en pequeñas cantidades. Una estrella normal habría sido calentada por su compañera enana blanca, y puesto que siempre presentaría la misma cara ante su compañera (igual que ocurre con la Luna con respecto a la Tierra), presentaría un lado “caliente y luminoso” y otro “frío y oscuro“, fácilmente apreciables como una variación regular en el brillo. Por tanto, el objeto central es, muy probablemente, un par de enanas blancas — un exótico descubrimiento muy poco usual.

[5] En este caso cada parte de la nebulosa tiene un chorro gemelo exacto, a la misma distancia de la estrella, pero en la dirección opuesta — el tipo de simetría mostrada por las figuras de los naipes de una baraja convencional de cartas.

[6] Este tipo de discos se forman cuando el chorro de material que escapa de una estrella supera un cierto límite, conocido como el Lóbulo de Roche. Dentro de este lóbulo, toda la materia cae sobre su estrella anfitriona por la gravedad y no puede escapar. Cuando este lóbulo se llena y se exceden el límite, la masa se aleja de la estrella y se transfiere a un cuerpo cercano, por ejemplo, la segunda estrella de un sistema binario, formando un disco de acreción.



Enlace original: ESO.

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