Astronomía

¿Se espera que las estrellas se vuelvan más tenues antes de una supernova?

¿Se espera que las estrellas se vuelvan más tenues antes de una supernova?

Con las noticias recientes sobre el "desmayo" de Betelgeuse y la especulación de que esto podría ser un precursor de una supernova, me pregunto si hay alguna base teórica / observacional para esta interpretación, o si este es un caso de leer demasiado. en un cambio mayor que el promedio en una estrella intrínsecamente variable. ¿Por qué una estrella se volvería más tenue en el período previo a una supernova?


La conexión entre el oscurecimiento y una supuesta supernova se basa en la interpretación de que la disminución de la luminosidad puede deberse al material circunestelar, expulsado en los años / décadas / siglos inmediatamente anteriores a una supernova. Hay varios mecanismos que podrían conducir a este tipo de pérdida de masa (ver diapositivas 24-25), que incluyen

  • Pérdida de envolvente impulsada por ondas de gravedad (en supergigantes rojas, durante la quema del núcleo de neón / oxígeno)
  • Pulsaciones debidas a la inestabilidad del par en los días o décadas anteriores a la supernova.
  • erupciones turbulentas à la variables azules luminosas

Estos luego conducen a supernovas de Tipo IIn, con líneas estrechas que surgen de interacciones con el material circunestelar previamente expulsado. Si el oscurecimiento se debe a la extinción por polvo circunestelar de erupciones debido a cualquiera de estos mecanismos, podría significar que una supernova es inminente en una escala de tiempo de días a años.


El misterio de Betelgeuse & # 39s Dimming finalmente se ha resuelto

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Betelgeuse comenzó a atenuarse a fines de 2019, disminuyendo su brillo hasta en un 35 por ciento antes de volver a brillar en abril de 2020. Fotografía: Galaxy Picture Library / Alamy

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En diciembre de 2019, los astrónomos notaron una atenuación extraña y dramática en la luz de Betelgeuse, una estrella roja brillante en la constelación de Orión. Se desconcertaron por el fenómeno y se preguntaron si era una señal de que la estrella estaba a punto de convertirse en supernova. Varios meses después, habían reducido las explicaciones más probables a dos: una mancha fría de corta duración en la superficie sur de la estrella (similar a una mancha solar), o una masa de polvo que hace que la estrella parezca más tenue para los observadores en la Tierra. Ahora tenemos nuestra respuesta, según un nuevo artículo publicado en la revista. Naturaleza. El polvo es el principal culpable, pero está relacionado con la breve aparición de un punto frío.

Esta historia apareció originalmente en Ars Technica, una fuente confiable de noticias sobre tecnología, análisis de políticas tecnológicas, reseñas y más. Ars es propiedad de la empresa matriz de WIRED & # x27, Condé Nast.

Como informó Ars & # x27 John Timmer el año pasado, Betelgeuse es una de las estrellas masivas más cercanas a la Tierra, a unos 700 años luz de distancia. Es una estrella vieja que ha alcanzado la etapa en la que brilla con un rojo apagado y se expande, y el núcleo caliente solo tiene un tenue agarre gravitacional en sus capas externas. La estrella tiene algo parecido a un latido del corazón, aunque extremadamente lento e irregular. Con el tiempo, la estrella pasa por períodos en los que su superficie se expande y luego se contrae.

Uno de estos ciclos es bastante regular y tarda un poco más de cinco años en completarse. En capas, hay un ciclo más corto e irregular que tarda entre menos de un año y 1,5 años en completarse. Si bien son fáciles de rastrear con telescopios terrestres, estos cambios no causan el tipo de cambios radicales en la luz de las estrellas que explicarían los cambios observados durante el evento de atenuación.

A finales de 2019, Betelgeuse se atenuó tanto que la diferencia era visible a simple vista. El oscurecimiento persistió, disminuyendo el brillo en un 35 por ciento a mediados de febrero, antes de volver a iluminarse en abril de 2020.

Los telescopios que apuntaban al gigante pudieron determinar que, en lugar de una caída ordenada y uniforme en la luminancia, la atenuación de Betelgeuse & # x27 se distribuyó de manera desigual, lo que le dio a la estrella una forma extraña y aplastada cuando se ve desde la Tierra. Eso generó muchas preguntas sobre lo que estaba sucediendo con el gigante, con algunos expertos especulando que debido al tamaño y edad avanzada de Betelgeuse & # x27, el comportamiento extraño era un signo de una supernova en formación.

A mediados de 2020, los astrónomos habían cambiado de opinión. Un equipo internacional de observadores tenía el telescopio espacial Hubble apuntando a Betelgeuse antes, durante y después del evento de atenuación. Combinado con algunas observaciones terrestres oportunas, estos datos ultravioleta indicaron que un gran eructo que formó una nube de polvo cerca de la estrella puede haber causado que la estrella se oscureciera.

"Con el Hubble, pudimos ver el material cuando salió de la superficie de la estrella y se movió hacia la atmósfera, antes de que se formara el polvo que hizo que la estrella pareciera atenuarse", dijo Andrea Dupree, astrónoma del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica que hizo esas observaciones. También es coautora del nuevo artículo.

Los hallazgos del año pasado mostraron que una capa externa de la estrella, llamada fotosfera, había comenzado a acelerarse de manera desigual hacia afuera justo antes de que Betelgeuse comenzara a atenuarse. En su punto máximo, la fotosfera se movía a unos 7 kilómetros por segundo, invirtiendo el empuje hacia afuera a medida que el oscurecimiento de la estrella se hacía más dramático.

Dupree y sus colegas sugirieron que a medida que la estrella se expandía en uno de sus ciclos habituales, una parte de la superficie se aceleraba mucho más rápidamente, gracias a una celda de convección que había viajado desde el interior de la estrella hasta su superficie. Esos dos eventos combinados empujaron suficiente material lo suficientemente lejos de la estrella que se enfrió, formando polvo de estrellas. Ese polvo podría explicar la atenuación.

El nuevo Naturaleza El artículo amplía esas observaciones anteriores debido a las imágenes capturadas por el Observatorio Europeo Austral & # x27s (ESO) Very Large Telescope (VLT) en enero y marzo de 2020. 'Por una vez, estábamos viendo la aparición de una estrella cambiando en tiempo real en una escala de semanas '', dijo el coautor Miguel Montargès, del Observatoire de Paris, Francia, y KU Leuven, Bélgica.

Esas imágenes, combinadas con observaciones anteriores en enero y diciembre de 2019, permitieron a los astrónomos presenciar directamente la formación de polvo de estrellas, coincidiendo con las observaciones de Dupree y sus colegas el año pasado. El equipo de ESO concluyó que una burbuja de gas fue expulsada y empujada más lejos por la pulsación exterior de la estrella. Cuando apareció un parche frío impulsado por convección en la superficie, la disminución de la temperatura local fue suficiente para condensar los elementos más pesados ​​(como el silicio) en polvo sólido, formando un velo polvoriento que oscureció el brillo de la estrella en su hemisferio sur. Los astrónomos especulan que una expulsión similar de polvo de estrellas frías podría terminar convirtiéndose en bloques de construcción de planetas.

El equipo de ESO no encontró pruebas que respalden la inminente hipótesis de la supernova. "La falta de una conclusión explosiva puede parecer decepcionante, pero [estos] resultados van más allá de explicar un breve guiño de una estrella cercana", escribió la astrónoma de la Universidad de Washington Emily Levesque (que no es coautora) en un comentario adjunto de Nature. Ella plantea la posibilidad de que otras supergigantes rojas también muestren signos de atenuación. "Las instalaciones de próxima generación enfocadas en monitorear el brillo estelar a lo largo del tiempo, o en estudiar la firma del polvo en los espectros infrarrojos de las estrellas, podrían resultar invaluables para expandir las lecciones aprendidas aquí".

Una de esas instalaciones de próxima generación es el ESO & # x27s Extremely Large Telescope (ELT), programado para lograr la primera luz en 2026. "Con la capacidad de alcanzar resoluciones espaciales incomparables, el ELT nos permitirá obtener imágenes directamente de Betelgeuse con un detalle notable", dijo. la coautora Emily Cannon de KU Leuven. "También ampliará significativamente la muestra de supergigantes rojas para las que podemos resolver la superficie a través de imágenes directas, ayudándonos aún más a desentrañar los misterios detrás de los vientos de estas estrellas masivas".


Una estrella que no moriría

Las supernovas, las explosiones de estrellas, han sido observadas por miles. Y en todos los casos, los eventos astronómicos transitorios señalaron la muerte de esas estrellas.

Ahora, los astrofísicos de la UC Santa Bárbara y los astrónomos del Observatorio Las Cumbres (LCO) han informado de una notable excepción: una estrella que explotó varias veces durante un período de más de 50 años. Sus observaciones, publicadas en la revista Nature, desafían las teorías existentes sobre estas catástrofes cósmicas.

"Esta supernova rompe todo lo que pensamos que sabíamos sobre cómo funcionan", dijo el autor principal Iair Arcavi, becario postdoctoral Einstein de la NASA en el Departamento de Física de UC Santa Bárbara y en LCO. "Es el mayor acertijo que he encontrado en casi una década de estudio de explosiones estelares".

Cuando la iPTF14hls fue descubierta en septiembre de 2014 por Palomar Transient Factory, dirigida por Caltech, parecía una supernova ordinaria. Pero varios meses después, el equipo científico notó que la supernova, una vez desvanecida, se estaba volviendo más brillante. Fue un fenómeno que nunca antes habían visto.

Una supernova normal alcanza su brillo máximo y se desvanece en 100 días. Supernova iPTF14hls, por otro lado, se volvió más brillante y más tenue al menos cinco veces durante tres años.

Cuando los científicos examinaron los datos de archivo, se sorprendieron al encontrar evidencia de una explosión en 1954 en el mismo lugar. De alguna manera, esta estrella sobrevivió a esa explosión y luego volvió a explotar en 2014. En el estudio, los autores calcularon que la estrella en explosión era al menos 50 veces más masiva que el sol y probablemente mucho más grande.

"Supernova iPTF14hls puede ser la explosión estelar más masiva jamás vista", explicó el coautor Lars Bildsten, director del Instituto Kavli de Física Teórica de UCSB. "Para mí, el aspecto más notable de esta supernova fue su larga duración, algo que nunca antes habíamos visto. Ciertamente nos dejó a todos perplejos, ya que siguió brillando". Como parte de este esfuerzo, Bildsten trabajó con el astrofísico Dan Kasen de UC Berkeley, explorando muchas explicaciones posibles.

La explosión anterior en 1954 proporcionó una pista importante, lo que sugiere que iPTF14hls podría ser el primer ejemplo de una supernova de inestabilidad de pares pulsantes. La teoría sostiene que los núcleos de las estrellas masivas se calientan tanto que la energía se convierte en materia y antimateria. Esto provoca una explosión que despega las capas externas de la estrella y deja el núcleo intacto. Este proceso puede repetirse durante décadas antes de la explosión final y el posterior colapso en un agujero negro.

"Se esperaba que estas explosiones solo se vieran en el universo temprano y deberían extinguirse hoy", dijo el coautor Andy Howell, un miembro de la facultad adjunto de UCSB que lidera el grupo de supernovas en LCO. "Esto es como encontrar un dinosaurio todavía vivo hoy. Si encontraras uno, te preguntarías si realmente era un dinosaurio".

Es posible que la teoría de la inestabilidad de pares pulsantes no explique completamente todos los datos obtenidos para este evento porque la energía liberada por la supernova es mayor de lo que predice la teoría. Esto significa que iPTF14hls puede ser un tipo de supernova completamente nuevo.

El grupo de supernovas de LCO continúa monitoreando iPTF14hls, que permanece brillante tres años después de su descubrimiento. Su red global de telescopios está diseñada exclusivamente para este tipo de observación sostenida, lo que ha permitido a los investigadores observar iPTF14hls cada pocos días durante varios años. Este seguimiento constante a largo plazo es esencial para el estudio de este evento tan inusual.

"No podríamos haber estado al tanto de iPTF14hls durante tanto tiempo y recopilar datos que desafían todas las teorías de supernovas existentes si no fuera por la red global de telescopios", dijo Arcavi. "No puedo esperar a ver lo que encontraremos al seguir mirando al cielo de las nuevas formas que permite esta configuración".


Medio término de Astronomía

-El ismo también es importante para comprender la dinámica, la química y la evolución de las galaxias.

-Trumpler descubrió que las estrellas en cúmulos más distantes son más tenues de lo esperado a partir de una simple ley del inverso del cuadrado

-El medio interestelar hace que las estrellas se vean más rojas de lo que son: ¡¡Enrojecimiento, NO corrimientos al rojo !!

-Si los electrones obtienen suficiente energía de la luz, serán
despojado del átomo, dejando electrones libres y núcleos de hidrógeno (protones). Este es el gas hidrógeno ionizado (HII).

-Este ISM ionizado `` cálido '', llamado región HII, tiene una densidad y temperatura de

-Para producir una región HII, los electrones deben eliminarse por completo de los átomos de hidrógeno, lo que requiere fotones UV

-Por lo general asociado con estrellas calientes O, B

-Las regiones HII se pueden detectar en luz visible

-El gas caliente constituye una pequeña fracción de masa de ISM, pero ocupa un gran volumen interestelar

-Comenzó con la fusión nuclear en algún momento del pasado y se quedará sin combustible en el futuro

-comienza en la etapa de formación estelar a partir de un ISM denso a través de la contracción gravitacional y el calentamiento (sin fusión nuclear)

-Las estrellas a menudo giran y están en un sistema binario, además de acentuar el gas circundante, lo que las hace muy variables, típicamente en luces visibles y de rayos X

-Las estrellas más masivas pasan tiempos más cortos en la secuencia previa a la principal

-Una vez que alcanza la temperatura central

-seres como la fusión estable de hidrógeno se enciende en el núcleo de la estrella: la secuencia principal se define como la etapa en la que la estrella mantiene el equilibrio hidrostático por fusión de hidrógeno en su centro

- la trayectoria evolutiva detallada y el eventual & quot; destino & quot de las estrellas están determinados por su MASA

-proto-estrellas continúan colapsando debido a su propia gravedad, la pérdida de energía gravitacional y el calentamiento por colisión entre otras partículas de gas que caen producen radiación

-Aunque son & quot frías & quot, las proto-estrellas son visibles en infrarrojo

-más masivo: permanezca en la secuencia principal durante un período más corto

-menos masivo: permanezca en la secuencia principal durante un período de tiempo más largo

-A medida que el helio (que no se fusiona) se acumula, la presión del gas en el núcleo se ve abrumada por la gravedad. Así, el núcleo se contrae y se calienta. (El helio todavía no se fusiona)

- Este núcleo de helio se contrae para calentarse y libera energía gravitacional.

-El hidrógeno de la capa exterior del núcleo de helio se calienta lo suficiente como para fusionarse. (El núcleo de helio aún no se fusiona)

-Debido a la convección (o mezcla) efectiva, el
estrella no forma la capa de fusión de hidrógeno. El hidrógeno se agota para formar un núcleo de helio.

- A medida que la estrella se hace más grande, se enfría.
* El tamaño de una estrella como el sol aumenta a

170R, y la temperatura de la superficie disminuye a

-La estrella ahora es más fría que una estrella de la secuencia principal, pero es mucho más brillante que en la secuencia principal debido a su gran tamaño. Lo que significa que la estrella "se mueve" hacia el lado superior derecho de la secuencia principal en el diagrama HR --- & gt, que ahora es un gigante (rojo)

-cuando la temperatura del gas alcanza los 100 mil K en el núcleo de helio (para convertir el helio en carbono y oxígeno) para crear una presión de gas normal

-La presión de degeneración de electrones NO depende de la temperatura del gas

-Ahora las capas de hidrógeno y helio se están fusionando, y la estrella se expande y se enfría para convertirse nuevamente en una gigante roja (o supergigante roja)

-el núcleo no está formado por carbono, oxígeno, neón o magnesio, dependiendo de la masa

-con una masa de & lt1M, el núcleo no puede alcanzar una temperatura lo suficientemente caliente como para fusionar estos elementos pesados

-Cuando el núcleo caliente está expuesto, se mueve hacia la IZQUIERDA del diagrama hr

-núcleo estelar caliente, pero no lo suficientemente caliente como para fusionar carbono u oxígeno

-Estado de alta densidad sin suministro de energía térmica por fusión nuclear, la presión de degeneración de electrones se vuelve importante

-La presión de degeneración de electrones proporciona la presión interna hacia afuera para equilibrar la gravedad hacia adentro para mantener toda la estrella en equilibrio hidrostático

-el núcleo continúa contrayéndose y la temperatura sube por encima de 1 billón K.

-La fusión de neón produce oxígeno y magnesio --- & gt-El oxígeno se fusiona con magnesio, silicio y azufre --- & gt & amp en 3 bill K, el silicio se fusiona con el hierro.

-núcleo más estable entre todos los elementos con la mayor energía de enlace entre protones y neutrones

-en el núcleo de hierro, no hay reacción de fusión, y la presión degenerada de los electrones evita que colapse por gravedad mientras su masa continúa creciendo

-cuando la masa del núcleo de hierro alcanza

1.4M, el núcleo colapsa para formar una estrella de neutrones o un agujero negro, las capas externas de la estrella explota como una supernova

-A medida que la fusión nuclear progresa a temperaturas más altas más allá del hidrógeno, aumenta la velocidad de fusión. Mientras tanto, el número de átomos a fusionar disminuye.

-con una luminosidad tan alta (& gt10000), la presión de radiación es enorme para expulsar el material estelar de las capas externas de la estrella
** Estas estrellas supergigantes expulsan gran parte de su superficie.
material en forma de vientos estelares

-los supergigantes están rodeados por un medio circunestelar denso de este gas expulsado

-La evolución de las estrellas masivas es complicada que involucra varias etapas diferentes, pero principalmente dependiendo de su masa

-clasificado por sus mecanismos de explosión o por sus características de observación

-las clasificaciones teóricas por el mecanismo de explosión son el colapso del núcleo y la supernova termonuclear

-todas las estrellas masivas eventualmente explotan como una supernova de colapso del núcleo

-el núcleo de hierro detendrá la fusión nuclear y la masa crecerá hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar

-El núcleo de hierro colapsa

0,1 segundos, y los protones y electrones se fusionan para formar neutrones

-el material que cae de las capas centrales externas se recupera en un milisegundo

10 ^ 57 (mil millones x trillón x trillón x trillón x trillón)

-Estos neutrinos llevan a cabo

99% de la energía de explosión

-explosión termonuclear destruye completamente a la enana blanca

-La fusión de hidrógeno puede ocurrir solo en la superficie de la enana blanca, y la capa superficial de la enana blanca explota, lo que se llama NOVA. --- & gt ya que solo explotan las capas externas. la enana blanca no se destruye.

-la curva de luz alcanza un pico de luminosidad y luego se desvanece suavemente en varios meses

-La supernova de tipo 1 se divide en subtipos de 1a, 1b y 1c según sus características espectrales detalladas

-Las supernovas de tipo 1b y amp 1c son más débiles que las de tipo 1a

-su curva de luz muestra un pico (similar al de los tipos 1b y amp 1c)

-muchas curvas de luz de supernova de tipo II muestran una meseta en

-fuente principal de hierro para enriquecer químicamente el medio interestelar

-no se ven líneas de hidrógeno en la supernova de tipo Ia bc no hay una capa rica en hidrógeno en la enana blanca progenitora

-puede ocurrir en todo tipo de galaxias

-los progenitores de tipo la supernova son todos del & quot; mismo & quot tipo de estrellas (enanas blancas) con la & quot; misma & quot masa
*su energía de explosión, luminosidad máxima y la curva de luz son idénticas*

-tipo la supernova es útil como velas estándar para medir distancias a galaxias

-Son las velas más brillantes con las que podemos medir distancias más lejanas hasta


Entonces, ¿eso realmente va a ocurrir?

Este es el gran misterio, y es una de las razones por las que el comportamiento actual de la estrella es intrigante. Los científicos sospechan que una caída abrupta de brillo podría presagiar la desaparición de una estrella.

"A medida que las estrellas masivas se acercan al final de sus vidas, experimentan una pérdida de masa loca y violenta", dice Nance. En teoría, todo ese polvo expulsado podría envolver y oscurecer la estrella casi muerta, haciendo que se oscurezca desde nuestra perspectiva justo antes de que se convierta en supernova. En la práctica, sin embargo, aún no se sabe con certeza si las estrellas son más oscuras antes de estallar; nadie ha podido estudiar de cerca una estrella condenada antes, durante y después de su desaparición.


¿Betelgeuse explotará? Después de una atenuación "sin precedentes", la estrella gigante ahora está cambiando de forma

La estrella supergigante roja Betelgeuse, en la constelación de Orión, ha estado pasando por una experiencia sin precedentes. [+] atenuación. Esta impresionante imagen de la superficie de la estrella, tomada con el instrumento SPHERE en el Very Large Telescope de ESO a fines del año pasado, es una de las primeras observaciones que surgen de una campaña de observación destinada a comprender por qué la estrella se está volviendo más débil. En comparación con la imagen tomada en enero de 2019, muestra cuánto se ha desvanecido la estrella y cómo ha cambiado su forma aparente.

Nuevas imágenes espectaculares tomadas con el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral en Cerro Paranal en Chile, publicadas hoy, revelan que la estrella supergigante roja Betelgeuse no solo se está atenuando, sino que también podría estar cambiando de forma.

La estrella de la constelación de Orión se ha atenuado visiblemente desde finales de 2019 y ahora se encuentra a solo el 36% de su brillo normal. Los astrónomos y los observadores de estrellas experimentados pueden ver fácilmente la diferencia y los hace hablar. sobre la posibilidad de que la estrella se convierta en una supernova.

¿El oscurecimiento está asociado con un cambio en Betelgeuse que podría llevar a que la estrella "se convierta en supernova"? En ese escenario, la explosión de Betelgeuse podría significar que brille tan brillante como una luna llena durante unos meses.

Entonces, ¿por qué se ha vuelto más tenue? Un equipo dirigido por Miguel Montargès, astrónomo de KU Leuven en Bélgica, ha estado observando la estrella con el Very Large Telescope de ESO desde diciembre. Entre las primeras observaciones del equipo se encuentra esta nueva y sorprendente imagen (arriba, imagen principal) de la superficie de Betelgeuse en luz visible. Fue tomada a fines del año pasado con el instrumento SPHERE del telescopio.

Por suerte, el mismo equipo había fotografiado Betelgeuse en enero de 2019 antes de su atenuación, en luz visible y usando el mismo telescopio, lo que les dio la invaluable comparación antes y después en este video:

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El video muestra cuánto se ha desvanecido la estrella, pero también cómo ha cambiado su forma aparente. Entonces, ¿qué está pasando? “Los dos escenarios en los que estamos trabajando son un enfriamiento de la superficie debido a una actividad estelar excepcional o la expulsión de polvo hacia nosotros”, dice Montargès. "Por supuesto, nuestro conocimiento de las supergigantes rojas sigue siendo incompleto, y esto todavía es un trabajo en progreso, por lo que aún puede suceder una sorpresa".

Se cree que Betelgeuse está entre 650 y 700 años luz de distancia, y que la estrella tiene alrededor de 15 a 20 veces la masa del sol. La masa marca una gran diferencia en el cálculo de la etapa de desarrollo de Betelgeuse.

Luz infrarroja emitida por el polvo que rodea a Betelgeuse en diciembre de 2019, obtenida con el. [+] Instrumento VISIR en el Very Large Telescope de ESO.

ESOPO. Kervella / M. Montargès et al., Agradecimiento: Eric Pantin

Básicamente, la atenuación de Betelgeuse, y su "nueva" forma aparente, se debe al polvo.

Aquí hay otra imagen nueva y dramática (arriba), esta vez con una longitud de onda de luz similar a la detectada por las cámaras térmicas, también tomada en diciembre de 2019. Se tomó con el instrumento VISIR en el Very Large Telescope y muestra la luz infrarroja que se emite por el polvo que rodea a Betelgeuse. Fue tomada por un equipo dirigido por Pierre Kervella del Observatorio de París en Francia. Las nubes de polvo se forman cuando la estrella arroja su material al espacio, algo que los astrónomos saben que Betelgeuse tiende a hacer. Es por eso que se sabe que Betelgeuse se atenúa de vez en cuando, aunque nunca se volvió tan oscuro como ahora.

En este video, publicado hoy, también puede ver la superficie de Betelgeuse, ese pequeño punto negro en el medio de la imagen.

“A lo largo de su vida, las supergigantes rojas como Betelgeuse crean y expulsan grandes cantidades de material incluso antes de que exploten como supernovas”, dijo Emily Cannon, estudiante de doctorado en KU Leuven que trabaja con imágenes SPHERE de supergigantes rojas. "La tecnología moderna nos ha permitido estudiar estos objetos, a cientos de años luz de distancia, con un detalle sin precedentes, lo que nos brinda la oportunidad de desentrañar el misterio de lo que desencadena su pérdida de masa".

La distancia de Betelgeuse a nosotros significa que lo estamos viendo como era en el siglo XIV si ya se ha convertido en supernova, entonces todavía estamos esperando que la luz viaje hacia nosotros. Esto es cierto para todo en el cielo nocturno, todo está "en el pasado". Entonces, si Betelgeuse literalmente explotó durante nuestro "hoy" (en sí mismo un concepto ligado a la Tierra), entonces sería la gente de la Tierra del siglo 27 quienes lo verían.

Betelgeuse es típicamente la undécima estrella más brillante en el cielo nocturno, pero últimamente ha perdido ese reclamo. ¿Se convertirá en supernova? Sí, absolutamente lo será. ¿Cuándo? En algún momento de los próximos 100.000 años. En términos cósmicos, eso es cualquier segundo ahora.


Recorriendo el cinturón de Orión y las estrellas brillantes

Muchas culturas han asignado importancia a la fila distintiva de tres estrellas igualmente espaciadas que marcan el cinturón de Orión. Los países escandinavos han visto una rueca, una guadaña y una espada. Los países predominantemente católicos se refirieron a ella como Las Tres Marías (del Nuevo Testamento). En el Medio Oriente, vieron a los tres reyes o magos. En China, se conocía como The Weighing Beam y Three Stars. De hecho, la parte superior del carácter chino correspondiente & # 21443 (sh & # 275n) tiene tres símbolos idénticos que representan las tres estrellas. En América del Norte, los Lakota lo llamaron la columna vertebral del bisonte, con las estrellas circundantes y las constelaciones cercanas formando el resto de un gran bisonte en su cielo invernal.

Si está dispuesto a enfrentar el frío invernal, lleve su teléfono o tableta y la aplicación de astronomía afuera en una noche despejada y utilícela para encontrar las estrellas y los objetos que se mencionan a continuación. Un telescopio de jardín le mostrará la mayoría de los objetos. O bien, puede recorrer la constelación en interiores con una aplicación como SkySafari 5. Simplemente busque los objetos por nombre, céntrelos en la aplicación y haga zoom para ver cómo se ven a todo color. Utilice la opción Información para mostrar detalles históricos y científicos, así como imágenes adicionales tomadas por astrónomos aficionados y grandes observatorios.

De este a oeste (de izquierda a derecha mirando el cielo en el hemisferio norte), las tres estrellas del cinturón de Orión se llaman Alnitak, Mintaka y Alnilam. En un telescopio, se revela que Alnitak (árabe para "el cinturón") es doble, con la estrella más grande una supergigante azul a unos 820 años luz de distancia y brillando intensamente en luz ultravioleta. ¡La temperatura de su superficie es de 31,000 kelvin y mdash abrasadores que son 55,340 grados Fahrenheit! (A modo de comparación, nuestro suave sol amarillo está a solo 6.200 K & mdash 10.700 grados F.) A los astrofotógrafos les encanta el área alrededor de Alnitak. Está cargado de magníficas nubes de gas y nebulosas, incluida la famosa Nebulosa Cabeza de Caballo y otra llamada Nebulosa de la Llama. Se necesita un telescopio muy grande para ver los objetos espectaculares con sus propios ojos, pero su aplicación de astronomía le permitirá buscarlos y mostrar imágenes a todo color. [Los mejores telescopios por su dinero - Reseñas y guía de 2017]

La estrella del medio del cinturón se llama Alnilam, que significa "collar de perlas". Es otra estrella azul-blanca grande y muy caliente, aproximadamente 1,5 veces más lejos que las otras dos estrellas del cinturón. Envejeciendo rápidamente y acercándose al final de su suministro de hidrógeno, se espera que esta estrella se convierta en una supergigante roja y sea la precursora de una supernova, en cualquier momento. De hecho, considerando que la estrella se encuentra a más de 1.300 años luz de la Tierra (con el correspondiente retraso en que la veamos), ¡podría haber sucedido ya!

La tercera y más occidental estrella, llamada Mintaka ("cinturón"), también es una estrella doble cuando se ve a través de un telescopio. De hecho, hay al menos cuatro estrellas que componen lo que vemos como Mintaka, aunque las otras solo son evidentes a través de la espectroscopia. El más brillante tiene un compañero que lo orbita cada 5,73 días en una configuración binaria eclipsante que hace que la estrella varíe en brillo. Estas estrellas también son gigantes azules calientes, ubicadas a unos 900 años luz de distancia. Si miras con atención, Mintaka es en realidad algo más tenue que Alnitak y Alnilam.

En la parte superior izquierda de su cinturón, la estrella naranja muy brillante Betelgeuse marca el hombro oriental de Orión. La novena estrella más brillante de todo el cielo nocturno, Betelgeuse es una supergigante roja ubicada a unos 500 años luz de distancia. En comparación, si esta estrella estuviera en nuestro sistema solar, ¡todos los planetas internos desde Mercurio hasta Marte estarían dentro de la estrella! Aunque Betelgeuse es mucho más joven que nuestro sol, es un tipo de estrella que madura dramáticamente más rápido y, por lo tanto, los astrónomos piensan que se está acercando al final de su vida y es lo suficientemente masiva como para explotar como una supernova de Tipo II. Y considerando que la luz que vemos ahora salió de la estrella hace 500 años, ¡podría haber explotado ya!

En la parte inferior derecha del cinturón de Orión se encuentra la estrella azul caliente Rigel. Desde nuestra perspectiva en la Tierra, parece tan brillante como Betelgeuse, pero está mucho más lejos y mdash, lo que significa que emite considerablemente más luz. ¡Rigel también es una estrella supergigante que arde con una temperatura superficial de 12,000 kelvin (21,140 grados F, o 11,727 grados C)! Con un buen telescopio, una pequeña estrella compañera puede verse muy cerca de Rigel. En árabe, Rigel significa "el pie del grande". En China, Rigel es conocido como & # 21442 & # 23487 & # 19971 (S & # 257ns & ugrave Q & # 299, "El séptimo de las tres estrellas").

El hombro occidental de Orión está marcado por la brillante estrella Bellatrix, que se traduce como "Amazon Star", que lleva el nombre de las mujeres guerreras de la leyenda. Bellatrix está a unos 240 años luz de distancia y arde a 21.500 grados Kelvin (38.240 grados F o 37.967 grados C). También está muy avanzado en su ciclo de vida y se espera que pronto entre en su siguiente fase de evolución y se convierta en un gigante naranja. (Cuando comienzan las últimas etapas de sus vidas, las estrellas primero se hinchan y se convierten en gigantes naranjas. Más adelante en el proceso, se enrojecen y se hinchan aún más). Por encima y entre los hombros de Orión hay un cúmulo abierto de estrellas, a 1.305 años luz de distancia, que marca su cabeza. La estrella más brillante se llama Meissa ("la que brilla"). Puede usar binoculares o un telescopio para disfrutarlos mejor y ver cuántos puede contar. [Increíble astronomía binocular con la ayuda de aplicaciones móviles]

Completando nuestro circuito de su cuerpo, el pie occidental, o rodilla, de Orión está la estrella mal llamada Saiph ("Espada del Gigante"). Otra estrella caliente azul-blanca que brilla a 26.500 kelvin (47.240 grados Fahrenheit, o 26.227 grados Celsius), también se está acercando a la transición a una supergigante roja de edad chirriante.

La capa, la piel de león o el escudo de Orión se componen de una línea torcida de unas nueve estrellas que corren hacia arriba y hacia abajo hacia el lado occidental de la constelación. La estrella más brillante, en el medio de la cadena, se llama Tabit ("el Endurer"). En el lado opuesto de la constelación, el garrote elevado se sumerge en la Vía Láctea. Cuando mires más alto, verás que pares de estrellas ensanchan el palo. Al usar binoculares, podrá ver los ricos campos de estrellas allí.

Las estrellas de Orión sirven como indicadores de otras señales celestiales. Extender las estrellas del cinturón hacia el oeste conduce a la estrella naranja brillante Aldebarán en Tauro. Con el brazo extendido, mida dos diámetros de su puño en la dirección opuesta para detectar a Sirio, la estrella más brillante de todo el cielo nocturno, en la constelación de Canis Major. Si imagina trazar una línea desde Bellatrix hasta Betelgeuse, señalará al cachorro brillante de Sirius, la estrella Procyon. Y una línea ascendente desde Rigel a través de Betelgeuse conduce a las dos estrellas emparejadas Castor y Pollux, las cabezas de Géminis, los gemelos.


¿Qué está pasando en Betelgeuse?

Los astrónomos están desconcertados por la atenuación de una de las estrellas más brillantes del cielo, Betelgeuse en Orión.

El diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) traza la luminosidad frente a la temperatura.

Los astrónomos aficionados aprenden rápidamente a identificar Betelgeuse, el hombro derecho en la constelación de Orión. Después de superar la risa inicial de que una estrella podría llamarse jugo de escarabajo (más exactamente, betel-jooz, an Arabic name also amusing, meaning ‘armpit of Orion’), the new astronomer learns it is a red giant star 650 light-years away. Astrophysics students learn that red giants are fated to blow up as supernovas, according to stellar evolution theory. They learn the Hertzsprung-Russell diagram that astronomers use to connect the dots between star types, showing how one type evolves into another over billions of years. The diagram was not made for stellar evolution theory, though it was merely a diagram to conveniently graph luminosity to temperature. Stellar evolution theory followed later.

However, astronomers are not quite sure about the recent observations of the famous red giant. Evan Gough at Universo hoy has been following the news about unexpected dimming out there:

Betelgeuse is Continuing to Dim! It’s Down to 1.506 Magnitude (Universo hoy, Jan 22).

Betelgeuse keeps getting dimmer and everyone is wondering what exactly that means. The star will go supernova at the end of its life, but that’s not projected to happen for tens of thousands of years or so. So what’s causing the dimming?

Betelgeuse Just Keeps Getting Dimmer, And We Have No Idea Why (Universo hoy , Jan 23). Theory tells us that red giants will swell outward, then collapse.

Or could it be something else? We know a lot about stars, but we don’t know everything. We’ve also never been able to observe any other red super-giants the way we can with Betelgeuse.

Scientists enjoy a good surprise, because it usually means more discoveries are coming. It also relieves boredom of thinking everything has already been figured out. Some are wondering if we are about to see a close-by supernova explosion that could rival the moon in brightness. Others are considering more mundane explanations, that maybe interstellar clouds are interfering and causing the dimming. Some stars are known to undergo cycles of brightening and dimming, but usually not red giants like Betelgeuse unless they are near the end of their lives.

Our sun is a speck compared to the red supergiants.

Betelgeuse: star’s weird dimming sparks rumours that its death is imminent (Daniel Brown, astronomer, at The Conversation). It could explode now or any time in the next 100,000 years, Brown says.

But this current substantial dimming es not necessarily a sign of its imminent death. That’s because, at this stage, we do not know enough about how a star’s brightness develops before such an event. That said, this makes Betelgeuse rather interesting for astronomers.

If it did occur, it would become the brightest supernova ever observed. In a matter of days, it would become as bright as the full moon, be visible during day time and be bright enough at night to cast shadows on Earth.

Nobody knows what will happen, if anything. If Betelgeuse were to explode, it would raise questions about why we are around at this time to witness such a rare phenomenon. But it would also be an opportunity to learn more about supernovas, and compare the observations with models.

Betelgeuse, the “armpit of Orion” is a familiar sight in the winter sky. Photo by David Coppedge

Update 2/26/2020: Naturaleza says that Betelgeuse has started to brighten up again. Many stars are cyclical. Perhaps Betelgeuse has several modes of oscillation.

Stellar Evolution Theory Evolves

Astronomers divide supernovas into various types and subtypes (e.g., Type 1a, thought to represent material from a binary system falling onto a white dwarf). Type 1a supernovas have been important “standard candles” for measuring vast distances in space, but occasionally corrections need to be made to fit observations with theory. These articles show that theories are never finished:

Modeling a superluminous supernova (Ciencias Magazine). Keith Smith says, “Superluminous supernovae can be up to 100 times brighter than normal supernovae, but there is no consensus on how such bright transients are produced.” He presents a recent model correction to explain this type.
Mysteriously bright supernova may have smashed up a huge gas cloud (New Scientist). Leah Crane shows how theories need to evolve to fit “weird” situations and “strange variants” of supernova types that astronomers thought they understood.

The sort of supernova that creates enough iron to match this one is called a type Ia, but those are usually 100 times dimmer than SN 2006gy. La best way the researchers found to make a type Ia supernova 100 times brighter is for it to slam into a cloud of material as it explodes, converting the kinetic energy of the blast into light.

La scenario that Jerkstrand and his team found that best matches SN 2006gy starts with a pair of stars orbiting one another in a shared cloud of gas. As the two spiralled towards one another, the gas was blown off, creating a cloud around the stars. When they collided, they blew up and the blast crashed through that cloud in an explosion of light.

“Scenarios” are stories trying to compare theory to observations, but if the observations cannot be made, the scenario is little more than an idle tale. As one astronomer quipped, ‘No observation should be considered valid until it has been confirmed by theory.” (That’s backward, folks.)

Theories of stars can be very sophisticated, with detailed mathematical equations describing their structure and expected behavior. Still, a model is only a simulation of reality – not reality itself. In astrophysics, unlike in biological evolution “scenarios,” scientists can apply known physical laws to the observations. They can try to refine their models, but never reach absolute certainty. “Strange variants” continue to arise. When enough anomalies arise within a paradigm, a scientific revolution may follow.

Nobody knows what will happen to Betelgeuse, but it’s intriguing to observe it and try to understand it. That’s a legitimate human enterprise. Invoking unseen occult forces is not.


Las estrellas

What are Stars?

A star is a massive, luminous sphere of plasma held together by gravity. The nearest star to Earth is the Sun, which is the source of most of the energy on the planet. Some other stars are visible from Earth during the night when they are not obscured by clouds or other atmospheric phenomena, appearing as a multitude of fixed luminous points because of their immense distance. Históricamente, las estrellas más prominentes de la esfera celeste se agruparon en constelaciones y asterismos, y las estrellas más brillantes obtuvieron nombres propios. Los astrónomos han reunido extensos catálogos de estrellas, que proporcionan designaciones de estrellas estandarizadas.

Billions of Stars in the Universe!

The observable universe consists of the billions of galaxies (and hence billions of stars) and other matter that can, in principle, be observed from Earth in the present day—because light (or other signals) from those objects has had time to reach the Earth since the beginning of the cosmological expansion. Assuming the universe is isotropic, the distance to the edge of the observable universe is roughly the same in every direction. That is, the observable universe is a spherical volume (a ball) centered on the observer, regardless of the shape of the universe as a whole. Every location in the universe has its own observable universe, which may or may not overlap with the one centered on Earth.

Based on current estimates, there are between 200 – 400 billion stars in our galaxy (The Milky Way). There are possibly 100 billion galaxies in the Universe. So taking the average of our galaxy, gives approximately 3 x 1024 stars. So about 3 septillion. This has been equated to the same number of grains of sand that are on Earth!

The newest estimates gained by the Hubble space telescope places the estimate of 500 billion Galaxies each with about 300 billion stars for each galaxy.

A star-forming region in the Large Magellanic Cloud. NASA/ESA image

Basic Facts about Stars

For at least a portion of its life, a star shines due to thermonuclear fusion of hydrogen into helium in its core, releasing energy that traverses the star’s interior and then radiates into outer space. Once a star’s hydrogen is nearly exhausted, almost all naturally occurring elements heavier than helium are created, either via stellar nucleosynthesis during their lifetimes or by supernova nucleosynthesis when very massive stars explode. Near the end of its life, a star can also contain a proportion of degenerate matter. Astronomers can determine the mass, age, metallicity (chemical composition), and many other properties of a star by observing its motion through space, luminosity, and spectrum respectively. The total mass of a star is the principal determinant of its evolution and eventual fate. Otras características de una estrella están determinadas por su historia evolutiva, incluido el diámetro, la rotación, el movimiento y la temperatura. A plot of the temperature of many stars against their luminosities, known as a Hertzsprung–Russell diagram (H–R diagram), allows the age and evolutionary state of a star to be determined.

Betelgeuse is a red supergiant star approaching the end of its life cycle. Image courtesy of NASA

How Stars are Born

Una estrella comienza como una nube colapsada de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Once the stellar core is sufficiently dense, hydrogen becomes steadily converted into helium through nuclear fusion, releasing energy in the process. The remainder of the star’s interior carries energy away from the core through a combination of radiative and convective processes. The star’s internal pressure prevents it from collapsing further under its own gravity.

Star Birth: Carina Nebula, a sprawling and complex Escher-like region of gas and dust about 7500 light years away. It’s the scene of chaotic star birth and death, slammed and reslammed by winds from stars being born and others busy blowing up. Image courtesy of NASA

Death of Stars

Once the hydrogen fuel at the core is exhausted, a star with at least 0.4 times the mass of the Sun expands to become a red giant, in some cases fusing heavier elements at the core or in shells around the core. The star then evolves into a degenerate form, recycling a portion of its matter into the interstellar environment, where it will form a new generation of stars with a higher proportion of heavy elements. Meanwhile, the core becomes a stellar remnant: a white dwarf, a neutron star, or (if it is sufficiently massive) a black hole.

The Star Explodes!

A supernova is a stellar explosion. Supernova are extremely luminous and cause a burst of radiation that often briefly outshines an entire galaxy, before fading from view over several weeks or months. During this short interval a supernova can radiate as much energy as the Sun is expected to emit over its entire life span. The explosion expels much or all of a star’s material at a velocity of up to 30,000 km/s (10% of the speed of light), driving a shock wave into the surrounding interstellar medium. This shock wave sweeps up an expanding shell of gas and dust called a supernova remnant.

The Star Explodes! The Crab Nebula, remnants of a supernova that was first observed around 1050 AD. Image courtesy of NASA

The Star becomes a White Dwarf!

A white dwarf, also called a degenerate dwarf, is a stellar remnant composed mostly of electron-degenerate matter. They are very dense a white dwarf’s mass is comparable to that of the Sun, and its volume is comparable to that of the Earth. Its faint luminosity comes from the emission of stored thermal energy.

A white dwarf star in orbit around Sirius (artist’s impression). Image courtesy of NASA

The Star becomes a Neutron Star

A neutron star is a type of stellar remnant that can result from the gravitational collapse of a massive star during a Type II, Type Ib or Type Ic supernova event. Such stars are composed almost entirely of neutrons, which are subatomic particles without net electrical charge and with slightly larger mass than protons. Neutron stars are very hot and are supported against further collapse by quantum degeneracy pressure due to the phenomenon described by the Pauli exclusion principle. This principle states that no two neutrons (or any other fermionic particles) can occupy the same place and quantum state simultaneously.

A very small dense star that is composed mostly of tightly-packed neutrons (neutronium). Image courtesy of NASA

The Star becomes a Black Hole

A black hole is a region of spacetime from which gravity prevents anything, including light, from escaping. The theory of general relativity predicts that a sufficiently compact mass will deform spacetime to form a black hole. Around a black hole, there is a mathematically defined surface called an event horizon that marks the point of no return. The hole is called “black” because it absorbs all the light that hits the horizon, reflecting nothing, just like a perfect black body in thermodynamics. Quantum field theory in curved spacetime predicts that event horizons emit radiation like a black body with a finite temperature. This temperature is inversely proportional to the mass of the black hole, making it difficult to observe this radiation for black holes of stellar mass or greater.

Gravitational collapse occurs when an star’s internal pressure is insufficient to resist the object’s own gravity. For stars this usually occurs either because a star has too little “fuel” left to maintain its temperature through stellar nucleosynthesis, or because a star that would have been stable receives extra matter in a way that does not raise its core temperature. In either case the star’s temperature is no longer high enough to prevent it from collapsing under its own weight. The collapse may be stopped by the degeneracy pressure of the star’s constituents, condensing the matter in an exotic denser state. El resultado es uno de los varios tipos de estrella compacta. The type of compact star formed depends on the mass of the remnant—the matter left over after the outer layers have been blown away, such from a supernova explosion or by pulsations leading to a planetary nebula. Note that this mass can be substantially less than the original star—remnants exceeding 5 solar masses are produced by stars that were over 20 solar masses before the collapse.

If the mass of the remnant exceeds about 3–4 solar masses — either because the original star was very heavy or because the remnant collected additional mass through accretion of matter—even the degeneracy pressure of neutrons is insufficient to stop the collapse. Ningún mecanismo conocido (excepto posiblemente la presión de degeneración de los quarks, ver estrella de quarks) es lo suficientemente poderoso como para detener la implosión y el objeto colapsará inevitablemente para formar un agujero negro.

Se supone que el colapso gravitacional de estrellas pesadas es responsable de la formación de agujeros negros de masa estelar. Star formation in the early universe may have resulted in very massive stars, which upon their collapse would have produced black holes of up to 103 solar masses. Estos agujeros negros podrían ser las semillas de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias.

Si bien la mayor parte de la energía liberada durante el colapso gravitacional se emite muy rápidamente, un observador externo en realidad no ve el final de este proceso. Even though the collapse takes a finite amount of time from the reference frame of infalling matter, a distant observer sees the infalling material slow and halt just above the event horizon, due to gravitational time dilation. La luz del material que colapsa tarda cada vez más en llegar al observador, y la luz emitida justo antes de que se forme el horizonte de sucesos se retrasa una cantidad infinita de tiempo. Por lo tanto, el observador externo nunca ve la formación del horizonte de eventos, en cambio, el material que colapsa parece volverse más tenue y cada vez más desplazado hacia el rojo, eventualmente desvaneciéndose.

Simulated view of a black hole (center) in front of the Large Magellanic Cloud. Note the gravitational lensing effect, which produces two enlarged but highly distorted views of the Cloud. Across the top, the Milky Way disk appears distorted into an arc. Image courtesy of Wikipedia

Stars of all Sizes!

A size comparison between known planets, our sun, and other stars. Image courtesy of Wikipedia

Stellar Evolution: The Life Cycle of Stars

The cycle of a star – from birth to death to rebirth. Image courtesy of Wikipedia.


Conceptos clave y resumen

A supernova occurs on average once every 25 to 100 years in the Milky Way Galaxy. Despite the odds, no supernova in our Galaxy has been observed from Earth since the invention of the telescope. However, one nearby supernova (SN 1987A) has been observed in a neighboring galaxy, the Large Magellanic Cloud. The star that evolved to become SN 1987A began its life as a blue supergiant, evolved to become a red supergiant, and returned to being a blue supergiant at the time it exploded. Studies of SN 1987A have detected neutrinos from the core collapse and confirmed theoretical calculations of what happens during such explosions, including the formation of elements beyond iron. Supernovae are a main source of high-energy cosmic rays and can be dangerous for any living organisms in nearby star systems.