Astronomía

Estrella girando una estrella

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¿Existe algún sistema estelar (sistema planetario) donde una estrella gira alrededor de una estrella? ¿Es teóricamente posible?


Lo que está preguntando es sobre la existencia de una estrella binaria.

Hay muchas estrellas binarias en el universo. De hecho, son más comunes que las estrellas individuales. Aquí hay interesantes explicaciones de las últimas novedades.


Variables explosivas

La evolución de un miembro de un sistema de estrellas dobles cercano puede verse marcadamente afectada por la presencia de su compañera. A medida que las estrellas envejecen, la más masiva se hincha más rápidamente a medida que se aleja de la secuencia principal. Se vuelve tan grande que su envoltura exterior cae bajo la influencia gravitacional de la estrella más pequeña. La materia se alimenta continuamente de la estrella que evoluciona más rápidamente a la menos masiva, que aún permanece en la secuencia principal. U Cephei es un ejemplo clásico de un sistema de este tipo para el que la evidencia espectroscópica muestra corrientes de gas que fluyen desde la estrella más evolucionada hasta la compañera más caliente, que ahora es la más masiva de las dos. Eventualmente, este último también abandonará la secuencia principal y se convertirá en una estrella gigante, solo para perder su envoltura exterior ante la compañera, que en ese momento puede haber alcanzado la etapa de enana blanca.

Las novas parecen ser estrellas binarias que han evolucionado a partir de binarias de contacto del tipo W Ursae Majoris, que son pares de estrellas aparentemente similares en tamaño al Sol pero que giran una alrededor de la otra mientras casi se tocan. Un miembro puede haber alcanzado la etapa de enana blanca. La materia que le alimenta su compañero distendido parece producir inestabilidades que resultan en explosiones violentas o estallidos de novas. El intervalo de tiempo entre estallidos puede variar desde unos pocos años hasta cientos de miles de años.

En las novas ordinarias, la explosión parece afectar solo a las capas externas, ya que la estrella vuelve más tarde a su brillo anterior en las supernovas, la explosión es catastrófica. Normalmente, las novas son pequeñas estrellas azules mucho más tenues que el Sol, aunque mucho más calientes. Cuando ocurre un estallido, la estrella puede brillar muy rápidamente, en 10 magnitudes o más en unas pocas horas. A partir de entonces, se desvanece, la velocidad de desvanecimiento está relacionada con el brillo de la nova. Las novas más brillantes, que alcanzan magnitudes absolutas de aproximadamente -10, se desvanecen más rápidamente, mientras que una nova lenta típica, que alcanza una magnitud absoluta de -5, puede tardar 10 o 20 veces más en disminuir su brillo. Esta propiedad, cuando se calibra como la magnitud absoluta al brillo máximo frente al tiempo que se tarda en disminuir en dos magnitudes, permite que las novas se utilicen como indicadores de distancia para las galaxias cercanas. Los cambios de luz van acompañados de pronunciados cambios espectroscópicos que pueden interpretarse como resultado de alteraciones en una capa expulsada que se disipa lentamente en el espacio. En sus primeras fases, la cáscara en expansión es opaca. A medida que su área crece, con una temperatura superficial cercana a los 7.000 K, la nova se ilumina rápidamente. Luego, cerca de la luz máxima, la cáscara se vuelve transparente y su brillo total se desploma rápidamente, lo que hace que la nova se atenúe.

Se cree que la masa del caparazón es bastante pequeña, alrededor de 10 a 100 veces la masa de la Tierra. Solo las capas externas de la estrella parecen verse afectadas; la masa principal se asienta después del estallido en un estado similar al anterior hasta que ocurre un nuevo estallido. La existencia de novas repetidas, como la estrella T Coronae Borealis, sugiere que quizás todas las novas se repiten a intervalos que van hasta miles o quizás millones de años y probablemente, cuanto mayor sea la explosión, mayor será el intervalo. Existe una fuerte evidencia de que las novas son componentes de estrellas dobles cercanas y, en particular, que han evolucionado a partir del tipo más común de binarias eclipsantes, las del tipo W Ursae Majoris.

Las estrellas del tipo SS Cygni, también conocidas como novas enanas, experimentan estallidos en forma de novales pero de una amplitud mucho menor. Los intervalos entre arrebatos son de unos meses a un año. Estas variables son binarios cercanos. El desarrollo de este tipo particular puede ser posible solo en sistemas binarios cercanos.

Hay dos tipos principales de supernovas, denominadas Tipo I (o SNe I) y Tipo II (o SNe II). Se pueden distinguir por el hecho de que las supernovas de Tipo II tienen características de hidrógeno en sus espectros, mientras que las supernovas de Tipo I no las tienen. Las supernovas de tipo II surgen del colapso de una sola estrella más masiva que unas ocho masas solares, lo que resulta en una estrella de neutrones o un agujero negro. Hay tres clases de supernovas de Tipo I: Ia, Ib e Ic. Se cree que las supernovas de tipo Ia se originan en un sistema binario que contiene una enana blanca, algo parecido al caso de las novas ordinarias. Sin embargo, a diferencia de este último, en el que solo las capas externas de la enana blanca parecen verse afectadas, en una supernova de Tipo I la enana blanca probablemente está completamente destruida, los detalles aún no se comprenden completamente. Ciertamente, la producción de energía de una supernova es enormemente mayor que la de una nova ordinaria. Las supernovas de tipo Ib e Ic son como las de tipo II en el sentido de que cada una de ellas es el colapso del núcleo de una estrella masiva. Sin embargo, una supernova de Tipo II conserva su envoltura de hidrógeno, mientras que las supernovas de Tipo Ib y Ic no, lo que lleva a las diferentes características del hidrógeno en sus espectros. El tipo Ib retiene una capa de helio y, por lo tanto, tiene un espectro rico en líneas de helio. El tipo Ic no retiene la capa de hidrógeno o helio.

La evidencia empírica indica que en una supernova de Tipo Ia, la magnitud absoluta a la luz máxima se puede determinar mediante una combinación de datos derivados de la tasa de atenuación después del máximo, la forma de la curva de luz y ciertas medidas de color. Una comparación de las magnitudes absoluta y aparente de la luz máxima permite a su vez encontrar la distancia de la supernova. Esto es una cuestión de gran utilidad porque las supernovas de Tipo Ia a máxima luz son las “velas estándar” más luminosas disponibles para determinar distancias a galaxias externas y por lo tanto pueden observarse en galaxias más distantes que cualquier otro tipo de vela estándar. En 1999, la aplicación de esta técnica condujo al descubrimiento totalmente inesperado de que la expansión del universo se está acelerando en lugar de desacelerarse. Esta aceleración es causada por la energía oscura, una fuerza gravitacionalmente repulsiva que es el componente dominante (73 por ciento) de la masa-energía del universo.

Una peculiar variable explosiva sin contraparte conocida es Eta Carinae (NGC 3372), que aparece en los telescopios de la Tierra como una "estrella" roja difusa de poco menos de dos segundos de diámetro de arco. A su alrededor hay una capa de gas y polvo con la forma aproximada de un reloj de arena dividido por un disco delgado. Observada por primera vez como una estrella de aproximadamente la cuarta magnitud en 1677, brilló irregularmente, experimentando un estallido en 1843, cuando se convirtió durante unos años en la segunda estrella más brillante del cielo. A partir de entonces, se desvaneció lentamente, volviéndose demasiado débil para el ojo sin ayuda a principios del siglo XX. El desvanecimiento se debió, al menos en parte, al oscurecimiento por el polvo emitido en la erupción anterior. La estrella permaneció cerca de la séptima magnitud con variaciones irregulares durante la mayor parte del siglo XX, pero comenzó a brillar nuevamente en una o dos décimas de magnitud por año a mediados de la década de 1990. En 2005, los astrónomos descubrieron que Eta Carinae es, de hecho, un sistema estelar binario con un período orbital de 5,52 años. Su componente A tiene una temperatura de aproximadamente 15.000 K, su componente B, aproximadamente 35.000 K. Se considera que Eta Carinae pertenece a una pequeña clase de estrellas conocidas como variables azules luminosas. Su luminosidad se ha estimado en cinco millones de veces la del Sol. Se han observado destellos que producen no solo efectos visibles, sino también efectos de rayos X, ultravioleta y ondas de radio.

Probablemente todas las estrellas variables representan fases más o menos efímeras en la evolución de una estrella. Aparte de los eventos catastróficos del tipo que produce una supernova, algunas fases de variabilidad estelar pueden ser de una duración tan breve como para permitir cambios reconocibles durante un intervalo de 50 a 100 años. Otras etapas pueden requerir muchos miles de años. Por ejemplo, el período de Delta Cephei, la estrella prototipo de las variables Cefeidas, apenas ha cambiado en una cantidad detectable desde que se descubrió su variabilidad en 1784.


El mapa no se mueve / apunta en el lugar equivocado

Asegúrese de que no haya cambiado al modo manual. ¿Tu teléfono tiene brújula? De lo contrario, Sky Map no puede indicar su orientación. Búscalo aquí: http://www.gsmarena.com/

Intente calibrar su brújula moviéndola en una figura de 8 movimientos o como se describe aquí: https://www.youtube.com/watch?v=k1EPbAapaeI.

¿Hay imanes o metales cerca que puedan interferir con la brújula?

Prueba a desactivar la "corrección magnética" (en la configuración) y comprueba si es más precisa.

¿Por qué la ubicación automática no es compatible con mi teléfono?

En Android 6, la forma en que funcionan los permisos ha cambiado. Debe habilitar la configuración de permisos de ubicación para Sky Map como se describe aquí: https://support.google.com/googleplay/answer/6270602?p=app_permissons_m

El mapa está nervioso

Intente ajustar la velocidad y la amortiguación del sensor (en la configuración). ¡Pronto tendremos una mejor solución!

¿Necesito una conexión a Internet?

No, pero algunas funciones (como ingresar su ubicación manualmente) no funcionarán sin una. Tendrá que usar el GPS o ingresar una latitud y longitud en su lugar.


Hilo: ¿Es posible que el sol esté girando alrededor de una estrella anfitriona masiva?

Tengo esta idea basada en lo siguiente:

Discusiones relacionadas:

Publicado originalmente por Dave Lee

Excepto que los brazos espirales no están formados por grupos de estrellas que se mueven juntas, sino ondas de compresión que recorren la galaxia, por lo que los movimientos individuales de las estrellas no son un factor en su estructura.

Además, además de no ver ninguna estrella anfitriona, tendría que demostrar que los diversos movimientos de las estrellas eran realmente compatibles con su órbita alrededor de otra estrella. (las velocidades radiales tomarían un patrón dado restringido por la mecánica orbital)

Existe un límite inferior de cuán masiva podría ser una estrella de este tipo. Por ejemplo, Alpha Centauri tiene una velocidad radial de -21 km / seg. Incluso a solo una distancia de 1 año luz, para que una estrella anfitriona mantenga un control sobre Alfa C moviéndose a esta velocidad, la estrella anfitriona debería tener una masa de al menos 16,537 veces la del Sol. Si estás hablando de un grupo de estrellas locales que orbitan alrededor de la misma estrella anfitriona, estás hablando de algo muchas veces más masivo.

Los hombres tienden a confundir la fuerza de sus sentimientos con la fuerza de su argumento.
La mente acalorada resiente el toque frío y el escrutinio implacable de la lógica & quot-W.E. Gladstone

Publicado originalmente por Janus Publicado originalmente por Janus Publicado originalmente por Dave Lee Publicado originalmente por Janus

10 masas solares. Si la velocidad radial de Alpha C se debiera a que orbita un agujero negro de este tipo, entonces la mecánica orbital exigiría que tuviera que orbitar dicho agujero negro con un período de 81 años. Incluso en una fracción de este tiempo, habríamos notado un cambio en el movimiento radial y propio de Alpha C que habría traicionado la existencia de la masa que orbitaba. También habría habido un efecto notable en las respectivas órbitas de Alpha C A y B. El hecho de que estas otras estrellas estuvieran orbitando otros cuerpos más masivos no es algo que podría haberse pasado por alto.

En el caso de la medida de Sir William, no es como si la hubiera medido en 1868, y luego nadie más la midió hasta hace poco. Ha habido innumerables medidas en el medio. Y estos habrían mostrado un cambio gradual en la velocidad radial a lo largo del tiempo si la diferencia entre sus valores y los actuales se debiera realmente a un cambio real en la velocidad radial. También tendría que haber habido un cambio correspondiente en el movimiento propio medido si esto se debiera a que orbita algún otro cuerpo. Ninguno de estos ha sido el caso.

La idea de que las diversas velocidades radiales y adecuadas de las estrellas se deben a que orbitan otros cuerpos simplemente no es viable. Tenemos suficientes datos de observación distribuidos a lo largo de suficientes años para descartar esto.


La NASA confirma que papá de California ayudó a descubrir 2 exoplanetas que giran alrededor de una estrella similar al sol

Un padre de California ha sido nombrado como uno de los coautores de la NASA en un estudio sobre dos exoplanetas recién descubiertos.

César Rubio, un maquinista radicado en Pomona, California, pasa la mayor parte de sus noches hablando de planetas y estrellas con su hijo Miguel de siete años.

"Trato de nutrir eso", dijo Rubio a la NASA. Pero Rubio ahora puede agregar algo más a sus conversaciones nocturnas: la historia de cómo ayudó a la NASA a descubrir dos nuevos exoplanetas.

Rubio es uno de los miles de voluntarios de Planet Hunters TESS, un proyecto financiado por la NASA que busca evidencia de exoplanetas o planetas más allá de nuestro sistema solar. El proyecto permite a ciudadanos como Rubio colaborar con científicos en la búsqueda de exoplanetas.

Gracias a la curiosidad y la dedicación de los voluntarios de TESS Planet Hunters, se han descubierto dos nuevos exoplanetas a unos 352 años luz de distancia. Según un comunicado de la NASA, los planetas orbitan alrededor de una estrella llamada HD 152843. Según los informes, la estrella tiene la misma masa que el sol, pero es 1,5 veces más grande y ligeramente más brillante.

Los científicos ahora están ansiosos por aprender más sobre los dos planetas que orbitan HD 152843. Se dice que el primer exoplaneta, identificado como Planeta b, es 3,4 veces más grande que la Tierra y completa una órbita en solo 12 días.

El planeta c, por otro lado, es aún más grande. Aproximadamente 5,8 veces más grande que la Tierra, este exoplaneta ha sido considerado un "sub-Saturno" con un período orbital que oscila entre 19 y 35 días.

"Estudiarlos juntos, ambos al mismo tiempo, es realmente interesante para restringir las teorías de cómo los planetas se forman y evolucionan con el tiempo", dijo Nora Eisner, estudiante de doctorado en astrofísica en la Universidad de Oxford en el Reino Unido y líder autor del estudio, que ahora se publica en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Eisner y su equipo compartieron que los dos exoplanetas son demasiado gaseosos para poder albergar vida. Sin embargo, su descubrimiento es crucial para aprender más sobre el rango de posibles planetas en la galaxia Vía Láctea.

"Estamos dando pequeños pasos en la dirección de encontrar un planeta similar a la Tierra y estudiar su atmósfera, y seguimos ampliando los límites de lo que podemos ver", dijo Eisner.

El estudio publicado es la primera publicación científica de Rubio. Según Rubio, su contribución a la investigación es un momento de orgullo para él y su hijo porque la astronomía ha sido un interés para él durante toda su vida.

"Siento que estoy contribuyendo, aunque sea solo una pequeña parte", dijo Rubio. "Especialmente la investigación científica, me satisface".

Imagen: Primera imagen directa de una estrella similar al Sol acompañada de dos exoplanetas gigantes. La imagen fue tomada por el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral. Foto: ESO / Bohn et al.


Bhattacharya, D. y van den Heuvel, E. P. J. Phys. Reps. 203, 1–124 (1991).

Wolszczan, A. IAU Circ. Nº 5073 (1990).

Bailes, M., Lyne, A. G. y Shemar, S. L. Naturaleza 352, 311–313 (1991).

Wolszczan, A. Naturaleza 350, 688–690 (1991).

Taylor, J. H. y Weisberg, J. M. Astrophys. J. 345, 434–450 (1989).

Davis, M. M., Taylor, J. H., Weisberg, J. M. y Backer, D. C. Naturaleza 315, 547–550 (1985).

Alpar, M. A., Nandkumar, R. y Pines, D. Astrophys. J. 311, 197–213 (1986).

Fruchter, A. S., Stinebring, D. R. y Taylor, J. H. Naturaleza 333, 237–239 (1988).

Lyne, A. G. et al. Naturaleza 347, 650–652 (1990).

Shaham, J. Astrophys. J. 214, 251–260 (1977).

Nelson, R. W., Finn, L. S. y Wasserman, I. Astrophys. J. 348, 226–231 (1990).

Peale, S. J. Ana. Rev. Astr. Astrophys. 14, 215–246 (1976).

Dermott, S. F. y Nicholson, P. D. Naturaleza 319, 115–120 (1986).

Vilas, F. en Mercurio (eds Vilas, F., Chapman, C. R. y Matthews, M. S.) 59–76 (University of Arizona Press, Tucson, 1988).

Richards, D. W., Pettengill, G. H., Consejero, C. C. III y Rankin, J. M. Astrophys. J. 160, L1-6 (1970).

Demiański, M. y Pr ⊙ szyński, M. Naturaleza 282, 383–385 (1979).

Podsiadlowski, Ph., Pringle, J. E. y amp Rees, M. J. Naturaleza 352, 783–784 (1991).

Fabian, A. C. y amp Podsiadlowski, Ph. Naturaleza 353, 801–801 (1991).

Lin, D. N. C., Woosley, S. E. y Bodenheimer, P. H. Naturaleza 353, 827–829 (1991).

Krolik, J. H. Naturaleza 353, 829–831 (1991).

Wasserman, I., Cordes, J. M., Finn, L. S. y Nelson, R. W. Cornell Univ. preimpresión (1991).

Nakano, T. Lun. No. R. astr. Soc. 224, 107–130 (1987).

Shu, F. H., Lubow, S. H. y Anderson, L. Astrophys. J. 29, 223–241 (1979).

Rudak, B. y Paczyński, B. Acta Astr. 31, 13–24 (1981).

Ryba, M. F. y Taylor, J. H. Astrophys. J. 380, 557–563 (1991).


Los astrónomos descubren un planeta similar a Saturno con una órbita similar a Mercurio que gira alrededor de una estrella fría

Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un planeta parecido a Saturno que orbita alrededor de una estrella pequeña y fría. Esto ha sido detectado por algo llamado "bamboleo" en el movimiento de la estrella. Para los no versados, este bamboleo se debe a la atracción gravitacional del planeta.

Según un informe publicado en Spaceref, esta es la primera vez que una técnica de este tipo se utiliza con éxito con observaciones obtenidas en longitudes de onda de radio. El planeta detectado se conoce como TVLM 513b. Este planeta en particular tiene una masa similar a Saturno y una órbita análoga que es bastante similar a Mercurio.

Según el informe, esta tendencia de los planetas extrasolares que orbitan alrededor de estrellas pequeñas y frías, conocidas como enanas ultrafrías, no es común. Este descubrimiento de los astrónomos se realizó utilizando el Very Long Baseline Array (VLBA) de todo el continente. La distancia de este planeta a la Tierra es de 35 años luz.

Esta técnica astrométrica suele ser buena para detectar planetas similares a Júpiter en órbitas distantes de la estrella. Esto sucede porque cuando un planeta enorme orbita una estrella, el bamboleo producido en la estrella aumenta con una mayor separación entre el planeta y la estrella. La cantidad de oscilación es directamente proporcional al tamaño del planeta.

Salvador Curiel, de la Universidad Nacional Autónoma de México, quien también fue uno de los astrónomos parte de este proyecto, dijo: "Se espera que los planetas gigantes, como Júpiter y Saturno, sean raros alrededor de estrellas pequeñas como esta, y la técnica astrométrica es mejor para encontrar planetas similares a Júpiter en órbitas amplias, por lo que nos sorprendió encontrar un planeta similar a Saturno de menor masa en una órbita relativamente compacta. Esperábamos encontrar un planeta más masivo, similar a Júpiter, en una órbita más amplia ".

Además, mencionó: "Detectar los movimientos orbitales de este compañero planetario de masa sub-Júpiter en una órbita tan compacta fue un gran desafío".


FAMILIA DE ASTRAEUS

PADRES

[1.1] KRIOS y EURYBIA (Hesiod Theogony 375, Apollodorus 1.8)
[2.1] TARTAROS & amp GAIA (aquí aparece como Gigante) (Prefacio de Hyginus)

DESCENDENCIA

[1.1] EL ANEMOI (BOREAS, ZEPHYROS, NOTOS), EL ASTRA (EOSPHOROS) (por Eos) (Hesiod Theogony 378, Apollodorus 1.9)
[1.2] BOREAS, ZEPHYROS, NOTOS (por Eos) (Prefacio de Hyginus)
[1.3] BOREAS, ZEPHYROS, NOTOS, EUROS, EOSPHOROS (por Eos) (Nonnus Dionysiaca 6.18 & amp 37.70 & amp 47.340)
[2.1] ASTRAIA (por Eos) (Aratus Phaenomena 96, Hyginus Astronomica)


Construcción del Observatorio Lin Hall

Con la finalización del nuevo edificio de investigación de Chun Lin Hall a fines de 2018, se construyó una nueva instalación de observación pública sobre el edificio de última generación. El edificio, construido con una alta tolerancia a las vibraciones, proporcionará la mejor experiencia de visualización para imágenes e imágenes astronómicas. En la parte superior del edificio, en el tercer piso, descansa un nuevo telescopio polar Meade SCT de 14 pulgadas con un generador de imágenes fijo, capaz de observaciones remotas e imágenes astronómicas sin precedentes tomadas en OU. Además de este telescopio de grado de investigación, también se instalaron 9 nuevos telescopios de 8 pulgadas con soportes ajustables verticalmente para ayudar con el alcance público y los numerosos laboratorios de astronomía que se imparten en OU. Se estima que más de cien estudiantes usan los telescopios cada semestre y más de doscientos miembros de la comunidad se unen a nosotros para las fiestas estelares. Con la introducción de esta instalación única en su tipo, ahora podemos brindar el mejor servicio a la comunidad y a nuestros compañeros de estudios. ¡Cielos despejados!


Más de un millón de estrellas se están formando en una misteriosa nube de gas polvoriento en una galaxia cercana.

El fondo azul es una imagen del telescopio espacial Hubble de la galaxia NGC 5253, las manchas blancas son cúmulos de estrellas jóvenes. Superpuesto está el gas (difuso de rojo a amarillo) como lo ve la matriz submilimétrica. La parte más brillante de la imagen es Cloud D.

Más de un millón de estrellas jóvenes se están formando en una nube caliente y polvorienta de gases moleculares en una pequeña galaxia cercana a la nuestra, según ha descubierto un equipo internacional de astrónomos.

El cúmulo de estrellas está enterrado dentro de una supernebulosa en una galaxia enana conocida como NGC 5253, en la constelación de Centaurus. El cúmulo tiene mil millones de veces la luminosidad de nuestro sol, pero es invisible a la luz ordinaria, oculto por sus propios gases calientes.

"Somos polvo de estrellas, y este cúmulo es una fábrica de estrellas y hollín", dijo Jean Turner, profesor de física y astronomía en el UCLA College y autor principal de la investigación, que se publica el 19 de marzo en la revista Nature. & ldquoEstamos viendo el polvo que han creado las estrellas. Normalmente, cuando miramos un cúmulo de estrellas, hace mucho tiempo que las estrellas dispersaron todo su gas y polvo, pero en este cúmulo, vemos el polvo.

"He estado buscando la nube de gas que está formando la supernebulosa y su cúmulo de estrellas durante años", dijo. & ldquoAhora lo hemos detectado. & rdquo

La cantidad de polvo que rodea a las estrellas es extraordinaria, aproximadamente 15.000 veces la masa de nuestro sol en elementos como el carbono y el oxígeno.

"Nos quedamos atónitos", dijo Turner, presidente del departamento de física y astronomía.

El cúmulo tiene unos 3 millones de años, lo que en términos astronómicos es notablemente joven. Es probable que viva durante más de mil millones de años, dijo.

La Vía Láctea no ha formado cúmulos de estrellas gigantes durante miles de millones de años, dijo Turner. Todavía está formando nuevas estrellas, pero no en un número tan grande, dijo. Algunos astrónomos habían creído que tales cúmulos de estrellas gigantes solo podían formarse en el universo temprano.

La Vía Láctea tiene nubes de gas, pero nada comparable a esta galaxia & rsquos Cloud D & mdash ve el área blanca brillante en la foto & mdash que alberga el enorme cúmulo de estrellas envuelto en gas espeso y polvo, dijo Turner.

La cantidad de una nube de gas que se convierte en estrellas varía en diferentes partes del universo. En la Vía Láctea, la tasa de nubes de gas del tamaño de la Nube D es menos del 5 por ciento. En Cloud D, la tasa es al menos 10 veces mayor, y quizás mucho más.

Turner y sus colegas llevaron a cabo la investigación con el Matriz submilimétrica, un proyecto conjunto del Observatorio Astrofísico Smithsonian y el Instituto de Astronomía y Astrofísica Academia Sinica, en Hawaii & rsquos Mauna Kea.

NGC 5253 tiene cientos de grandes cúmulos de estrellas, incluidos al menos varios que son jóvenes, informan los astrónomos. El más espectacular se encuentra dentro de Cloud D.

& ldquoWe & rsquore capturamos este grupo en un momento especial, & rdquo Turner. & ldquoCon un cúmulo tan grande, esperaríamos varios miles de estrellas que se habrían convertido en supernovas y explotaron ahora. Aún no encontramos evidencia de una supernova. & Rdquo

El cúmulo contiene más de 7.000 "estrellas" masivas, las más luminosas de todas las estrellas conocidas, cada una un millón de veces más brillante que nuestro sol.

NGC 5253 tiene aproximadamente nueve veces más materia oscura que materia visible y tiene una tasa mucho más alta que las partes internas de la Vía Láctea, dijo Turner.

En los próximos años, la nube podría ser destruida por estrellas que se conviertan en supernovas, dijo Turner, & ldquow, lo que haría girar todo el gas y los elementos creados por las estrellas en el espacio interestelar & rdquo.

Los coautores de la investigación incluyen a S. Michelle Consiglio, estudiante graduada de UCLA de Turner & rsquos David Meier, ex estudiante graduado de UCLA que ahora se encuentra en el Instituto de Minería y Tecnología de Nuevo México Sara Beck, profesora de astronomía en la Escuela de la Universidad Israel & rsquos de Tel Aviv de Física y Astronomía Paul Ho de Taiwán & rsquos Academia Sinica Astronomía y Astrofísica y Jun-Hui Zhao del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica.

Turner y sus colegas detectaron por primera vez el cúmulo de estrellas y la emisión de radio rsquos en 1996. Continuarán estudiando la galaxia utilizando Atacama Large Millimeter / submillimeter Array en Chile.


Ver el vídeo: TODAS las estrellas GIRAN EN LA MISMA DIRECCION.. STAR STRAIL. (Agosto 2022).