El beso final de dos estrellas: directo a la catástrofe

VLT descubre el sistema binario de contacto más caliente y masivo

21 de Octubre de 2015

Usando el Very Large Telescope, de ESO, un equipo internacional de astrónomos ha descubierto la estrella doble más caliente y masiva cuyas componentes están tan cerca la una de la otra que se tocan. Las dos estrellas, situadas en el sistema extremo VFTS 352, podrían dirigirse hacia un dramático final, durante el cual las dos estrellas se fundirán para crear una sola estrella gigante o acabarán formando un agujero negro binario.

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Visita al OSN

Una de las actividades que hacen los observatorios astronómicos profesionales es una visita a sus instalaciones donde astrónomos profesionales que trabajan en ellos te dan unas charlas sobre astronomía y después una explicación del funcionamiento del telescopio, sus sistemas de seguimiento, instrumentos de que disponen para el estudio de los objetos, etc.

El Observatorio de Sierra Nevada, compuesto por los telescopios ópticos (de 1,5 metros y de 60cm) y la gran antena de 30m IRAM (Institut de Radioastromie Millimétric) perteneciente a un consorcio Hispano-Frances.

Esto lo hacen en colaboración con el Albergue Universitario de Sierra Nevada que son los que se encargan del apoyo logístico de los dos días que dura el evento y también de las observaciones nocturnas con telescopios de aficionados que se hace el sábado por la noche.

Este tipo de actividades son muy importantes tanto por ser una forma diferente de hacer turismo como por mantener en funcionamiento todas esas instalaciones de nuestra red de telescopios profesionales (que es la más importante de toda Europa) aquí en España. Estos observatorios están en pleno funcionamiento, con proyectos importantes a nivel internacional y actualización de sus instrumentos de detección.

El trato de los organizadores; tanto del Albergue, el personal de transporte en microbús hasta el observatorio como de los astrónomos que nos dan las charlas, operadores de los telescopios y los miembros de la Agrupación  Astronómica Astronémesis que se hicieron cargo de observación nocturna  es excelente.

En definitiva un buen fin de semana y también con el aliciente de estar en un entorno privilegiado para la práctica del senderismo, escalada, etc. con las expediciones que se hacen al Pico Veleta y hacia otros lugares dentro del parque de Sierra Nevada.

Enlace a la página del Instituto de Astrofísica de Andalucía

http://www.iaa.es/es/visitas-OSN-IRAM-15

Fotos del OSN

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Puesta de sol desde el albergue

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Panorámica del Pico Veleta

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Vista panorámica con la antena y el observatorio a la izquierda (objeto pequeño en blanco)

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Puesta de Sol

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Panorámica desde el Albergue

IMG_20150717_174813Vista del IRAM

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El antiguo observatorio instalado por los Jesuitas (hoy en desuso)

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Antena de 30m (IRAM)

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Puesta de sol desde el Albergue

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Antena IRAM

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Telescopio óptico de 1,5m

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Uno de los cuadros de control del IRAM

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A five star, doubly-eclipsing star system

Astronomers at the Open University have discovered the first quintuple star system containing two eclipsing binary stars. Details of the five star system, the first of its kind to be found, will be presented by Marcus Lohr of the Open University in a talk on Wednesday 8 July at the National Astronomy Meeting at Venue Cymru, Llandudno, Wales.

The light curve of the new quintuple system, designated as 1SWASP J093010.78+533859.5, initially revealed the presence of a contact eclipsing binary – a system in which the two stars are orbiting so close together that they share an outer atmosphere. Contact binaries are quite common, but this particular system is notable because its orbital period – the time the two stars take to complete one orbital cycle – is so short, just under six hours.

Then it was spotted that the light curve contained some additional unexpected eclipses, and the data were reanalysed to reveal a second eclipsing binary at the same location on the sky.  The new binary is detached – its component stars are well-separated by a distance of about 3 million km, or about twice the size of the Sun – and it has a longer orbital period of one and a third days.

Read the full press release

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Nuevo número del OED

Ya está aquí el nº 15 de la revista OED

portada

Mi pequeña contribución en el proyecto MESDA con los resultados de las campañas 1ª y 2ª.

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The small binary star known as AB Doradus B is located in the AB Doradus star system, consisting of two pairs of stars. Stars normally emit light that can be seen with the naked eye or through telescopes, but some also emit radio waves, similar to those from televisions, mobile phones or microwave ovens.

These emissions have made it possible to calculate the mass of the star, which is usually complex, but “when the star is accompanied by another, its orbital motion gives us an accurate way to determine it, as Kepler’s laws establish,” says the director of the Astronomical Observatory, José Carlos Guirado, co-author of the study. “The mass of these stars cannot be reproduced by the current models of stellar evolution, so we require a major overhaul of these theories,” adds the scientist in the Department of Astronomy and Astrophysics.

Read the full story at Science Daily

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A new sdO+dM binary with extreme eclipses and reflection effect

We report the discovery of a new totally-eclipsing binary (RA=06:40:29.11; Dec=+38:56:52.2; J=2000.0; Rmax=17.2 mag) with an sdO primary and a strongly irradiated red dwarf companion. It has an orbital period of Porb=0.187284394(11) d and an optical eclipse depth in excess of 5 magnitudes. We obtained two low-resolution classification spectra with GTC/OSIRIS and ten medium-resolution spectra with WHT/ISIS to constrain the properties of the binary members. The spectra are dominated by H Balmer and He II absorption lines from the sdO star, and phase-dependent emission lines from the irradiated companion. A combined spectroscopic and light curve analysis implies a hot subdwarf temperature of Teff(spec) = 55 000 +/- 3000K, surface gravity of log g(phot) = 6.2 +/- 0.04 (cgs) and a He abundance of log(nHe/nH) = -2.24 +/- 0.40. The hot sdO star irradiates the red-dwarf companion, heating its substellar point to about 22 500K. Surface parameters for the companion are difficult to constrain from the currently available data: the most remarkable features are the strong H Balmer and C II-III lines in emission. Radial velocity estimates are consistent with the sdO+dM classification. The photometric data do not show any indication of sdO pulsations with amplitudes greater than 7mmag, and Halpha-filter images do not provide evidence of the presence of a planetary nebula associated with the sdO star.

Read this paper on arXiv.org.

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Descubrimiento de un compañero de masa planetaria joven alrededor de la enana M cercana VHS J125601.92-125723.9

Autor/es: B. Gauza, V. J. S. Béjar, A. Pérez-Garrido, M. R. Zapatero Osorio, N. Lodieu, R. Rebolo, E. Pallé, G. Nowak

Referencia: 2015 ApJ 804 96 |

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En una búsqueda de compañeros de movimiento propio común utilizando los catálogos del VISTA Hemisphere Survey (VHS) y 2MASS hemos identificado una L tardía muy roja (J-Ks = 2.47 mag) como compañera de una enana M previamente desconocida VHSJ125601.92-125723.9 (en adelante VHS1256-1257), localizada a una separación angular de 8.06″+/-0.03″. En este trabajo presentamos un conjunto de observaciones astrométricas, fotométricas y espectroscópicas de esta nueva pareja en un esfuerzo por confirmar que son realmente compañeros y caracterizar ambos componentes. A partir de espectros ópticos e infrarrojos cercanos de baja resolución (R_130-600), hemos clasificado la primaria y el compañero como M7.5+/-0.5 y L7+/-1.5, respectivamente. La primaria muestra líneas alcalinas más débiles que las enanas del campo de su mismo tipo espectral, pero consistentes con enanas de alta gravedad u objetos más jóvenes de cientos de millones de años. La secundaria muestra rasgos espectrales característicos de objetos de baja gravedad con edades por debajo de varios cientos de millones de años, tales como la forma triangular del continuo en banda H y líneas alcalinas más débiles que en las enanas del campo del mismo tipo espectral. La ausencia de litio en la atmósfera de la primaria y su probable pertenencia cinemática a la Asociación Local nos permitieron restringir la edad del sistema en el rango de 150-300 Ma. Presentamos una medida de la paralaje trigonométrica de pi=78.8_+/-6.4 mas, que equivale a una distancia de 12.7+/-_1.0 pc; La pareja se encuentra por tanto a una separación física proyectada de 102_+/-9 AU. Derivamos la luminosidad bolométrica de los dos componentes y comparamos estos valores con los modelos teóricos evolutivos para estimar las masas y las temperaturas efectivas. Para la primaria determinamos una luminosidad de log(Lbol/L sol) = -3.14+/-0.10 y una masa de 73 (+20, -15) MJup, en la frontera entre las estrellas y enanas marrones y una temperatura efectiva de 2620_+/-140 K. Para el compañero obtuvimos una luminosidad de log(Lbol/L sol) = -5.05+/-_0.22 y una masa de de 11.2 (+9.7, -1.8) MJup, que sitúa a este objeto cerca del límite de masa de la quema del deuterio.  La temperatura efectiva derivada de los modelos evolutivos es de 880 (+140,-110) K, alrededor de 400-700 K más fría que la temperatura esperada para las enanas L tardías del campo.

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Spectral analysis of BD+30 degrees 623, the peculiar binary central star of the planetary nebula NGC 1514

NGC 1514

Autores:
Aller, A; Montesinos, B; Miranda, LF; Solano, E; Ulla, A
Resumen:
NGC 1514 is a complex planetary nebula with a peculiar binary central star (BD+30 degrees 623) consisting of a cool star and a hot companion. To date, the parameters of the two stars have not been firmly established. We present a detailed spectral analysis of BD+30 degrees 623 based on intermediate-resolution Calar Alto Faint Object Spectrograph optical spectra and International Ultraviolet Explorer spectra with the goal of deriving the parameters of the two stars. For this purpose, we used an extensive composite grid of Kurucz and Tubingen NLTE Model Atmosphere spectra. From the fitting procedure, in terms of the minimum chi(2) method, the best models obtained correspond to an Horizontal-Branch A0 star with T-eff = 9850 +/- 150 K, log g = 3.50 +/- 0.25, and a hot companion with T-eff between 80 000 and 95 000K and a log g similar or equal to 5.5. To our knowledge, this is the first time that the parameters of both stars have been determined accurately through a detailed spectroscopic analysis.
Autor principal:
Aller, A
Autor/es del IAA:
Miranda, L. F.
DOI:
10.1093/mnras/stv196
Revista:
MONTHLY NOTICES OF THE ROYAL ASTRONOMICAL SOCIETY
Fecha de publicación:
2015/04/11
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El núcleo de la nebulosa planetaria Henize 2–428: un sistema binario degenerado doble que supera la masa de Chandrasekhar.

Autor/es: M. Santander-García, P. Rodríguez-Gil, R.L.M. Corradi, D. Jones, B. Miszalski, H.M. Boffin, M. M. Rubio-Díez, M. M. Kotze

Referencia: Nature 2015)doi:10.1038/nature14124 |

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La etapa de la evolución estelar conocida como “nebulosa planetaria” (NP) es el destino final de las estrellas cuya masa está comprendida entre 1 y 8 masas solares (M⊙). El origen de las complejas morfologías que se observan en muchas NPs es aún una incógnita, aunque se han propuesto varios mecanismos que requieren la interacción mutua de las estrellas de un sistema binario en el centro de las NPs. En los sistemas binarios cerrados, la separación orbital es lo suficientemente pequeña como para que la estrella primaria desborde su lóbulo de Roche a medida que se expande durante la rama asintótica de gigante (AGB). El exceso de material termina formando una envoltura común (CE) que rodea a ambas estrellas del sistema binario. Las fuerzas de rozamiento con esta envoltura resultan en su expulsión en forma de NP bipolar cuyo ecuador coincide con el plano orbital del sistema. Por otra parte, los sistemas en los que ambas estrellas han expulsado sus capas externas y están evolucionando hacia la etapa de enana blanca se denominan “degenerados dobles”. En este trabajo mostramos que Henize 2-428 contiene un sistema binario central de estas características con una masa combinada por encima del límite de Chandrasekhar de 1.4 M⊙. Debido a su corto periodo orbital (4.2 horas) y su masa total (1.76 M⊙), las dos enanas blancas se fusionarán dentro de unos 700 millones de años, dando lugar a una supernova de tipo Ia (SN Ia). Este hallazgo apoya la idea de que la formación de supernovas de tipo Ia se produce en sistemas binarios degenerados dobles con una masa combinada superior a la de Chandrasekhar.

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Una estrella compañera podría estar “devorando” la masa de CW Leonis y acelerando su muerte

Una estrella compañera podría estar “devorando” la masa de la estrella CW Leonis y acelerando así su muerte estelar, según un estudio liderado por el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC). La órbita de este astro en torno a la estrella CW Leonis podría estar “erosionando” su envoltura esférica, hipótesis que explicaría la pérdida de masa. Los resultados de la investigación se publican en la revista Astronomy & Astrophysics.

“Los datos observados muestran capas muy densas que parecen reflejar episodios recurrentes de pérdida de masa en la envoltura de la estrella, en etapas de entre 800 y 1.000 años”, explica el director del estudio, José Cernicharo, investigador del CSIC en el Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid. “Estas capas, que se van desprendiendo poco a poco del cuerpo de la estrella, aparecen parcheadas y rotas en pedazos, aunque las que están más próximas al cuerpo de la estrella son bastante esféricas”, explica el científico.

“Una forma de explicar estas “roturas” en las capas externas –explica Cernicharo- es que CW Leonis puede estar dejando la fase AGB (una etapa de la fase final de la vida de una estrella). “En esta fase se ha agotado el hidrógeno del núcleo, y la estrella comienza a utilizar el helio como “combustible”, expandiéndose y enfriándose, lanzando al entorno el material que la compone en forma de capas”, explica.

“Todas esas características clave que se dan en esta estrella, y en especial las “roturas” de las capas exteriores, pueden explicarse con la presencia de una estrella compañera, que pasaría cerca de CW Leonis cada 800 años, aumentando el ritmo de pérdida de masa cuando se acerca al periastro (punto de la órbita en que la distancia entre los cuerpos es mínima)”, explica Cernicharo. “Por tanto, las estructuras que no son esféricas, porque aparecen ‘rotas y parcheadas’,  pueden estar indicándonos que se trata de un sistema binario. Las estrellas binarias son muy comunes en el universo, pero al ser CW Leonis una estrella rodeada de nubes de polvo y gas, resulta más complicado extraer este tipo de  información”, añade.

“El contraste de brillo entre las capas y las zonas situadas entre ellas, muestra la variación en la pérdida de masa a lo largo del tiempo”. Los investigadores han recabado los datos de la estrella con el telescopio IRAM 30m. Se han realizado mapas de la emisión de la molécula de monóxido de carbono (CO), los cuales muestran la historia de la pérdida de masa de CW Leonis en los últimos 8.000 años.

“CW Leonis es un objeto de estudio interesante por varias razones”, explica el investigador. “Su envoltura posee una gran masa (alrededor de dos masas solares) y tiene una forma casi esférica, una velocidad de expansión constante (excepto cerca de la estrella) y, por último, una increíble riqueza de especies moleculares: la mitad de las especies interestelares conocidas se observan en su envoltura exterior”, señala. “En este ambiente rico en carbono, la presencia de moléculas con oxígeno, como el vapor de agua, constituye aún uno de los más apasionantes enigmas por resolver”.

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