ciclo 2009 de conferencias - uncorciclo 2009 de conferencias universidad nacional de cÓrdoba...

CICLO 2009 DE CONFERENCIASCICLO 2009 DE CONFERENCIAS

UNIVERSIDAD NACIONAL DE CÓRDOBA

OBSERVATORIO ASTRONÓMICO DE CÓRDOBA

Dr. David MerloDr. David Merlo

“El día chi-chbou del quinto mes del primer año del reinado de Chi-Ho (4 de julio de 1054), apareció en el

sudeste de Thien-K'uan una estrella que medía varios centímetros. Al cabo de un año se desvaneció.”

TOKTAGU

(Anales de la dinastía Sung)

¡En el Universo ocurren aproximadamente 8 explosiones de SNe por segundo !

En el transcurso de esta disertación habrán casi 30000 nuevas SNe.

¡¡En el Universo ocurren aproximadamente En el Universo ocurren aproximadamente 8 explosiones de 8 explosiones de SNeSNe por segundo !por segundo !

En el transcurso de esta disertaciEn el transcurso de esta disertacióón n habrhabráán casi 30000 nuevas n casi 30000 nuevas SNeSNe..

SUPERNOVASSUPERNOVAS

No son objetos astronómicos, sino eventos astronómicos.

Final catastrófico de la vida de una estrella.

Rápida inyección de muchísima energía al medio interestelar

1053 erg/s = 1046 W = 1020 L☼en una zona muy concentrada del espacio.

En su máximo puede llegar a ser más brillante que la propia

galaxia a donde pertenece.

No son objetos astronómicos, sino eventos astronómicos.

Final catastrófico de la vida de una estrella.

Rápida inyección de muchísima energía al medio interestelar

1053 erg/s = 1046 W = 1020 L☼en una zona muy concentrada del espacio.

En su máximo puede llegar a ser más brillante que la propia

galaxia a donde pertenece.

SN1994 DSN1994 D

NGC 4526NGC 4526

SN1998 SSN1998 S

NGC 3877NGC 3877

T1T1 T2T2 T2 −−−− T 1T2 −−−− T 1

Y CAMBIA DE COLORY CAMBIA DE COLOR

LA CANTIDAD DE LUZ EMITIDA DISMINUYE CON LOS DÍASLA CANTIDAD DE LUZ EMITIDA DISMINUYE CON LOS DÍAS

Este evento catastrófico modifica irreversiblemente todo elgas interestelar en un radio ≥≥≥≥ 100 pc ( 2.1××××107 UA).

Una de las principales fuentes de energía en el gas interestelar.

Probablemente la principal fuente de rayos cósmicos en la Galaxia.

Es la única forma que las estrellas aportan átomos pesados (procesados en su interior) al medio.

Es tan importante la implicación de este fenómeno en la “ecología galáctica” que pueden llegar a ser responsable de la existencia de vida en los planetas.

Este evento catastrófico modifica irreversiblemente todo elgas interestelar en un radio ≥≥≥≥ 100 pc ( 2.1××××107 UA).

Una de las principales fuentes de energía en el gas interestelar.

Probablemente la principal fuente de rayos cósmicos en la Galaxia.

Es la única forma que las estrellas aportan átomos pesados (procesados en su interior) al medio.

Es tan importante la implicación de este fenómeno en la “ecología galáctica” que pueden llegar a ser responsable de la existencia de vida en los planetas.

El estudio de las supernovas involucra procesos físicos de:

Estrella pre-supernova.

Diversos mecanismos de explosión.

Consecuencias que producen estos eventos.

Evolución temporal de los restos de la explosión.

El estudio de las supernovas involucra procesos físicos de:

Estrella pre-supernova.

Diversos mecanismos de explosión.

Consecuencias que producen estos eventos.

Evolución temporal de los restos de la explosión.

Se trabaja siempre en las fronteras de la FísicaSe trabaja siempre en las fronteras de la Física

Durante y luego de la explosión, se alcanzan condiciones extremas de densidades y presiones.

Útiles para:

Explorar el Universo ycalcular su tamaño y edad.

Investigar la física que no puedereproducirse en laboratorios terrestres.

Comprender el origen de la vida.etc…

Durante y luego de la explosión, se alcanzan condiciones extremas de densidades y presiones.

Útiles para:

Explorar el Universo ycalcular su tamaño y edad.

Investigar la física que no puedereproducirse en laboratorios terrestres.

Comprender el origen de la vida.etc…

GENERALIDADESPara conocer los diferentes procesos físicos involucrados debemos preguntarnos:

¿Qué tipo de información disponemos?

¿Qué podemos obtener de ella?

¿Cómo podemos interpretarla?

Luego de la explosión:

Estrella de Neutrones

Átomos pesados en elmedio interestelar.

Remanente de Supernova.

GENERALIDADESGENERALIDADESPara conocer los diferentes procesos físicos involucrados debemos preguntarnos:

¿Qué tipo de información disponemos?

¿Qué podemos obtener de ella?

¿Cómo podemos interpretarla?

Luego de la explosión:

Estrella de Neutrones

Átomos pesados en elmedio interestelar.

Remanente de Supernova.

Descubierta una Supernova podemos obtener:

Curva de luz

Espectros

Clase morfológica de la galaxia anfitriona.

Descubierta una Supernova podemos obtener:

Curva de luz

Espectros

Clase morfológica de la galaxia anfitriona.

GENERALIDADESGENERALIDADESGENERALIDADES

SNe Tipo Ia ���� Mv = -19.5

SNe Tipo II ���� Mv = -18

SNe Tipo Ia ���� Mv = -19.5

SNe Tipo II ���� Mv = -18

Curvas de Luz estándar

(bajo redshift)

Curvas de Luz estándar

(bajo redshift)

Líneas espectrales anchas ���� eyecciones de alta velocidadLíneas espectrales anchas ���� eyecciones de alta velocidad

Espectros tempranos de SNe (∼∼∼∼1 semana después del máximo)Espectros tempranos de SNe (∼∼∼∼1 semana después del máximo)

Espectros tempranosde SNe Tipo Ia:

Ausencia de H.

Intenso Si.

Espectros tempranosde SNe Tipo Ia:

Ausencia de H.

Intenso Si.

HααααHαααα

Espectros deSNe Tipo Ib:

Ausencia de H.

Ausencia de Si.

Ricos en He.

Espectros deSNe Tipo Ib:

Ausencia de H.

Ausencia de Si.

Ricos en He.

Espectros deSNe Tipo Ic:

Ausencia de H.

Ausencia de Si.

Pobres en He.

Espectros deSNe Tipo Ic:

Ausencia de H.

Ausencia de Si.

Pobres en He.

Espectros tardíos de SNeEspectros tardíos de SNe

Podemos clasificar:Podemos clasificar: SUPERNOVAS

L P1983I1983I

1983V1983V

1983N1983N

1984L1984L

1993J1993J

1987K1987K

1985A1985A

1989B1989B

TIPO II

Masivas individuales

TienenH en sus

espectros

TIPO II

Masivas individuales

TienenH en sus

espectros

TIPO Ia

TienenSi en sus

espectros

TIPO Ia

TienenSi en sus

espectros

TIPO Ib

No SilicioRicos en He en sus espectros

TIPO Ib

No SilicioRicos en He en sus espectros

TIPO Ic

No SilicioPobres en He en

sus espectros

TIPO Ic

No SilicioPobres en He en

sus espectros

TIPO II L

Curva de luz decae linealmente

TIPO II L

Curva de luz decae linealmente

TIPO II P

Curva de luz decaimiento

“Plateau”

TIPO II P

Curva de luz decaimiento

“Plateau”

TIPO II b

He dominanteen sus

espectros

TIPO II b

He dominanteen sus

espectros

TIPO I

Mas brillantesNo tienenH en sus

espectros

TIPO I

Mas brillantesNo tienenH en sus

espectros IIbIIb

Subrahmanyan Chandrasekhar(1910-1995)

→ Premio Nòbel Fìsica 1983

→ Colapso estelar M >1.4 Msol

→ Desarrollò dinàmica estelar, transporte radiativo, magnetismo galàctico y la teorìamatemàtica de los agujeros negros.

¿Qué podemos decir de las Galaxias anfitrionas?¿Qué podemos decir de las Galaxias anfitrionas?

Basados en estudios sobre 400 Galaxias se ha demostrado que:

En un 97 %, las SNe Ia y SN II tienen diferentes distribuciones dentro de la clasificación de Hubble.

Existen diferencias significativa entre las distribuciones de las Galaxias de SNe Ia y SN I b/I c.

No existen diferencias significativas entre Galaxias de SN II y SN I b / I c.

Basados en estudios sobre 400 Galaxias se ha demostrado que:

En un 97 %, las SNe Ia y SN II tienen diferentes distribuciones dentro de la clasificación de Hubble.

Existen diferencias significativa entre las distribuciones de las Galaxias de SNe Ia y SN I b/I c.

No existen diferencias significativas entre Galaxias de SN II y SN I b / I c.

Clasificación de Galaxias vs. Tipos de SupernovasClasificación de Galaxias vs. Tipos de Supernovas

(Van den Bergh & Filippenko, 2003)(Van den Bergh & Filippenko, 2003)

Poblaciones Estelaresde las Progenitoras de Supernovas:

Poblaciones Estelaresde las Progenitoras de Supernovas:

Conferencia Dr. Lapasset (2008)Conferencia Dr. Conferencia Dr. LapassetLapasset (2008)(2008)

Ia ≠ II

Ia ≠ Ib / Ic

II ≈ Ib / Ic

Ia ≠ II

Ia ≠ Ib / Ic

II ≈ Ib / Ic

Poblaciones Estelaresde las Progenitoras de Supernovas:

Poblaciones Estelaresde las Progenitoras de Supernovas:

IaEnanas Blancas

en sistemas binarios cerrados

Ib / Ic y IIEstrellas Supergigantes

IaEnanas Blancas

en sistemas binarios cerrados

Ib / Ic y IIEstrellas Supergigantes

Poblaciones Estelaresde las Progenitoras de Supernovas:

Poblaciones Estelaresde las Progenitoras de Supernovas:

SNe Tipo I

NO APARECE HIDRÓGENO EN ESTOS EVENTOS

¿Envoltura de Hidrógeno?

consumido ���� SNe Tipo Ia (todas las Galaxias)

eyectado ���� SNe Tipo Ib / Ic (Gx. Espirales / Irreg.)

SNeSNe Tipo ITipo I

NO APARECE HIDRÓGENO EN ESTOS EVENTOS

¿Envoltura de Hidrógeno?

consumido ���� SNe Tipo Ia (todas las Galaxias)

eyectado ���� SNe Tipo Ib / Ic (Gx. Espirales / Irreg.)

Vida y Muerte de una Estrella

Permanente “batalla” entre la radiación saliente y la gravedad.

Produce procesos termonucleares(núcleos He) 2 p+ , 2 n0

Vida y Muerte de una EstrellaVida y Muerte de una Estrella

Permanente “batalla” entre la radiación saliente y la gravedad.

Produce procesos termonucleares(núcleos He) 2 p+ , 2 n0

FUSIÒN NUCLEAR

átomos livianos ���� átomos pesados

FUSIÒN NUCLEARFUSIÒN NUCLEAR

átomos livianos ���� átomos pesados

Liberación de energía ���� luzLiberación de energía ���� luz

Cadena p-p

Ciclo CNO: 4 1H ���� 4He

Proceso 3αααα: (T > 108 K) 4He ���� 12C

Cadena p-p

Ciclo CNO: 4 1H ���� 4He

Proceso 3αααα: (T > 108 K) 4He ���� 12C

H ���� He ���� C ���� O Fin evolutivo estrellas M ≅≅≅≅ MsolH ���� He ���� C ���� O Fin evolutivo estrellas M ≅≅≅≅ Msol

Estrellas de mayor masa:Estrellas de mayor masa:

Ne ���� Mg ���� Si ���� S ���� Ar ���� Ca ���� TiNe ���� Mg ���� Si ���� S ���� Ar ���� Ca ���� Ti

Núcleo estructurado hasta Fe Núcleo estructurado hasta Fe

Destino estelarDestino estelar

Baja MasaBaja Masa MasivasMasivas

Colapso Termonuclear

SNe Tipo Ia

Colapso Termonuclear

SNe Tipo Ia

Colapso Gravitacional

SNe Tipo Ib / Ic y Tipo II

Colapso Gravitacional

SNe Tipo Ib / Ic y Tipo II

Estrella de NeutronesEstrella de Neutrones Agujero NegroAgujero Negro

H ���� He ���� C ���� O Fin evolutivo estrellas M ≅≅≅≅ MsolH ���� He ���� C ���� O Fin evolutivo estrellas M ≅≅≅≅ Msol

Estrellas de mayor masa:Estrellas de mayor masa:

Ne ���� Mg ���� Si ���� S ���� Ar ���� Ca ���� TiNe ���� Mg ���� Si ���� S ���� Ar ���� Ca ���� Ti

Núcleo estructurado hasta Fe Núcleo estructurado hasta Fe

Colapso TermonuclearColapso TermonuclearColapso Termonuclear

Colapso GravitacionalColapso GravitacionalColapso Gravitacional

FeFe

Núcleo 56Fe = 14 4He pero … 2 p+���� n0

Núcleos 56Fe son más densos que los otros elementos

Núcleo 56Fe = 14 4He pero … 2 p+���� n0

Núcleos 56Fe son más densos que los otros elementos

Fusión de elementos livianos ���� pesados hasta el FeFusión de elementos livianos ���� pesados hasta el Fe

Fe solo puede absorber

energía de la estrella y

nunca producirla

Fe solo puede absorber

energía de la estrella y

nunca producirla

p+ menos ligado ���� átomos livianosp+ menos ligado ���� átomos livianos

La estrella continúa emitiendo energía, pero sin producirla.

Gravedad comprime y la temperatura se incrementa:

Fe ����

Gran parte asciende y se fracciona en núcleos de átomos livianos.Otra parte desciende e interviene en fusión ����partículas más pesadas.

Consumo de Energía

La estrella continúa emitiendo energía, pero sin producirla.

Gravedad comprime y la temperatura se incrementa:

Fe ����

Gran parte asciende y se fracciona en núcleos de átomos livianos.Otra parte desciende e interviene en fusión ����partículas más pesadas.

Consumo de Energía

Núcleo Fe ���� absorbe energía calórica de la estrella

Gravedad ���� lo comprime aún más, absorbiendo más energía.

Núcleo Fe ���� absorbe energía calórica de la estrella

Gravedad ���� lo comprime aún más, absorbiendo más energía.

Fin de la Vida TermonuclearFin de la Vida TermonuclearFin de la Vida Termonuclear

15 Msol15 Msol

ESTRUCTURA DE CAPASESTRUCTURA DE CAPASESTRUCTURA DE CAPAS

El núcleo se comprime y la densidad se incrementa enormemente

e− + p+ � n + ν

Nuevo objeto astronómico:

ESTRELLA DE NEUTRONESM>Mlim= 1.44 Msol R ~ 10 km ρ ~ 1014 g/cm3

El núcleo se comprime y la densidad se incrementa enormemente

e− + p+ � n + ν

Nuevo objeto astronómico:

ESTRELLA DE NEUTRONESESTRELLA DE NEUTRONESM>Mlim= 1.44 Msol R ~ 10 km ρ ~ 1014 g/cm3

¿Qué puede detener la compresión?

A densidades suficientemente altas

presión neutrónica + repulsión nuclear

contrarrestan la gravedad

���� se restablece el equilibrio dinámico

¿Qué puede detener la compresión?

A densidades suficientemente altas

presión neutrónica + repulsión nuclear

contrarrestan la gravedad

���� se restablece el equilibrio dinámico

Principio de Pauli:Principio de Pauli:

e−−−− : detiene el colapso���� Enana Blanca

n0 : detiene el colapso���� Estrella de Neutrones

e−−−− : detiene el colapso���� Enana Blanca

n0 : detiene el colapso���� Estrella de Neutrones

Wolfang Ernest Pauli(1900-1958)

→ Físico, uno de los padres de la Mecánica Cuántica.

→1921: monografía s/Relativ. elogiada por Einstein.

→1924: 4to nº cuán. ±½ (spin) luego verif. experim.

→1931: part.neutra sin masa, neutrino (Fermi)

→1945 Nóbel de Física (P.Excl)

→“conc. Física”+“ef. Pauli”

Wolfang Ernest Pauli(1900-1958)

→ Físico, uno de los padres de la Mecánica Cuántica.

→1921: monografía s/Relativ. elogiada por Einstein.

→1924: 4to nº cuán. ±½ (spin) luego verif. experim.

→1931: part.neutra sin masa, neutrino (Fermi)

→1945 Nóbel de Física (P.Excl)

→“conc. Física”+“ef. Pauli”

"Dos fermiones (p++++,n0000,e−−−−) en la corteza de un átomo no pueden tener al mismo tiempo los mismos números cuánticos".

"Dos fermiones (p++++,n0000,e−−−−) en la corteza de un átomo no pueden tener al mismo tiempo los mismos números cuánticos".

Sirio BSirio B

RCW 103RCW 103

Fe en descensoFe en descenso

ondas de choqueondas de choque

Todas las capas estelares son expulsadas:

99% de la energía gravitacional de

la estrella de neutrones está

contenida en los neutrinos.

Los neutrinos se llevan mucha de

esta energía hacia el espacio.

¡Todo el proceso requiere menos

de 1 seg!

Todas las capas estelares son expulsadas:

99% de la energía gravitacional de

la estrella de neutrones está

contenida en los neutrinos.

Los neutrinos se llevan mucha de

esta energía hacia el espacio.

¡Todo el proceso requiere menos

de 1 seg!

¿Qué sucede si la energía no es suficiente para expulsar las

capas externas de la estrella?

Toda la masa caerá sobre el núcleo de Fe colapsado ���� estrella de neutrones se aplasta.

¿Qué sucede si la energía no es suficiente para expulsar las

capas externas de la estrella?

Toda la masa caerá sobre el núcleo de Fe colapsado ���� estrella de neutrones se aplasta.

Agujero NegroAgujero Negro

SNe Tipo I

NO APARECE HIDRÓGENO EN ESTOS EVENTOS

¿Envoltura de Hidrógeno?

consumido ���� SNe Tipo Ia (todas las Galaxias)

eyectado ���� SNe Tipo Ib / Ic (Gx. Espirales / Irreg.)

SNe Tipo I

NO APARECE HIDRÓGENO EN ESTOS EVENTOS

¿Envoltura de Hidrógeno?

consumido ���� SNe Tipo Ia (todas las Galaxias)

eyectado ���� SNe Tipo Ib / Ic (Gx. Espirales / Irreg.)

Galaxias Elípticas ���� ya han convertido todo su gas en estrellas hace mucho tiempo.Estrellas viejas, baja masas y de larga vida.

SNe Tipo I

Galaxias Espirales ���� mezcla de estrellas de masas altas y bajas.

SNe Tipo I y II

Galaxias Elípticas ���� ya han convertido todo su gas en estrellas hace mucho tiempo.Estrellas viejas, baja masas y de larga vida.

SNeSNe Tipo ITipo I

Galaxias Espirales ���� mezcla de estrellas de masas altas y bajas.

SNeSNe Tipo I y IITipo I y II

Sin embargo …

el colapso del núcleo presenta diversas propiedades espectralesy fotométricas

(probablemente debidas a las condiciones de la envoltura del H y del He al momento de la explosión)

Sin embargo …

el colapso del núcleo presenta diversas propiedades espectralesy fotométricas

(probablemente debidas a las condiciones de la envoltura del H y del He al momento de la explosión)

Curvas de luz similares ���� candelas estelaresCurvas de luz similares ���� candelas estelares

Elementos esperables en mezclas de C y O ���� átomos pesados consistentes de bloques de núcleos de HeElementos esperables en mezclas de C y O ���� átomos pesados consistentes de bloques de núcleos de He

Explosión ���� espectros de SNe Ia muestran elementos tales como O, Mg, Si, S y CaExplosión ���� espectros de SNe Ia muestran elementos tales como O, Mg, Si, S y Ca

Espectros tardíos ���� Fe y similares por combustión del C y OEspectros tardíos ���� Fe y similares por combustión del C y O

Naturaleza de la combustión ���� todavía en estudio.

Modelos satisfactorios ���� adoptan como progenitor Enana Blanca C/O con M < 1.44 Msol

Naturaleza de la combustión ���� todavía en estudio.

Modelos satisfactorios ���� adoptan como progenitor Enana Blanca C/O con M < 1.44 Msol

Interrogantes:Frente de combustión: ¿subsónico, supersónico o ambos? ¿Detonación, deflagración o ambos?

Masa del progenitor: ¿1% menor que el límite de Chandrasekhar?

Compañera: ¿gigante roja o enana blanca?

Interrogantes:Interrogantes:Frente de combustión: ¿subsónico, supersónico o ambos? ¿Detonación, deflagración o ambos?

Masa del progenitor: ¿1% menor que el límite de Chandrasekhar?

Compañera: ¿gigante roja o enana blanca?

Usualmente se afirma que para que se forme una SN Tipo Ia se necesita de materia que caiga sobre una Enana Blanca hasta que su masa exceda1.44 Msol y se produzca el colapso.

Usualmente se afirma que para que se forme una SN Tipo Ia se necesita de materia que caiga sobre una Enana Blanca hasta que su masa exceda1.44 Msol y se produzca el colapso.

FalsoFalsoFalso

Masa agregada � incrementa la densidad central antes de la ignición del C.

Descontrolada ignición del C si M es 1% menor que 1.4 Msol � estallido completo �

¡NO HABRÌA COLAPSO!

Masa agregada Masa agregada �� incrementa la incrementa la

densidad central antes de la ignicidensidad central antes de la ignicióón del C.n del C.

Descontrolada igniciDescontrolada ignicióón del C si M es 1% n del C si M es 1%

menor que 1.4 menor que 1.4 MMsolsol �� estallido completo estallido completo ��

¡¡NO HABRÌA COLAPSO!NO HABRÌA COLAPSO!

Pasos en una explosión de SNe Tipo Ia:

1.) Ignición de C cerca del núcleo de una Enana Blanca.

2.) Turbulencia subsónica���� Ni radioactivo���� Ondas de presión expansiva en capas externas

3.) Frente supersónico���� Ondas de choque (detonación)

4.) Capas externas no pueden escapar.

5.) Las ondas de choque dejan atrás las capas de O, Mg, Si, S y Ca.

6.) Capa delgada de C y O en el exterior.

Pasos en una explosión de SNe Tipo Ia:

1.) Ignición de C cerca del núcleo de una Enana Blanca.

2.) Turbulencia subsónica���� Ni radioactivo���� Ondas de presión expansiva en capas externas

3.) Frente supersónico���� Ondas de choque (detonación)

4.) Capas externas no pueden escapar.

5.) Las ondas de choque dejan atrás las capas de O, Mg, Si, S y Ca.

6.) Capa delgada de C y O en el exterior.

�Radiación del decaimiento del 56Ni ���� absorbida fuertemente.� Capas en expansión tenues ����SN más brillante�Alcanza un máximo y decae.� La curva se achata caracterizada por el decaimiento del 56Co

�Radiación del decaimiento del 56Ni ���� absorbida fuertemente.� Capas en expansión tenues ����SN más brillante�Alcanza un máximo y decae.� La curva se achata caracterizada por el decaimiento del 56Co

¿Cuáles son las masas que definen el

destino de las estrellas?

¿¿CuCuááles son las masas que definen elles son las masas que definen el

destino de las estrellas?destino de las estrellas?

M < 30 Msol

Pueden perder gran cantidad de masa ����

pueden alterar detalles evolutivos, que no

afectan su comportamiento cualitativo.

M < 30 M < 30 MMsolsol

Pueden perder gran cantidad de masa ����

pueden alterar detalles evolutivos, que no

afectan su comportamiento cualitativo.

¿Cuáles son las masas que definen el

destino de las estrellas?

¿¿CuCuááles son las masas que definen elles son las masas que definen el

destino de las estrellas?destino de las estrellas?

30 Msol< M < 50 Msol

Convierten en gigantes rojas ���� pérdida

apreciable de masa ���� eyectan sus

envolturas y exponen sus núcleos.

30 30 MMsolsol< M < 50 < M < 50 MMsolsol

Convierten en gigantes rojas ���� pérdida

apreciable de masa ���� eyectan sus

envolturas y exponen sus núcleos.

¿Cuáles son las masas que definen el

destino de las estrellas?

¿¿CuCuááles son las masas que definen elles son las masas que definen el

destino de las estrellas?destino de las estrellas?

M > 50 Msol

No se observa etapas de gigante roja ����mucha pérdida de masa en la Secuencia Principal por lo que no tienen envoltura expansiva de H

Núcleo de He y elementospesados expuestos ����Estrellas Wolf-Rayet

M > 50 M > 50 MMsolsol

No se observa etapas de gigante roja ����mucha pérdida de masa en la Secuencia Principal por lo que no tienen envoltura expansiva de H

Núcleo de He y elementospesados expuestos ����Estrellas Wolf-Rayet

DESTINO ESTELARDESTINO ESTELARDESTINO ESTELAR

SNe y después …SNeSNe y despuy despuéés s ……

SNe y después …

restos estelares eyectados.

capa de medio interestelar barrido.

núcleo central compacto (* neutr./ agujero negro)

nebulosa sincrotrónica alrededor de * neutr.

emisión de rayos X del interior.

filamentos ópticos de la eyección y producto dela interacción con el medio circundante.

SNeSNe y despuy despuéés s ……

restos estelares eyectados.

capa de medio interestelar barrido.

núcleo central compacto (* neutr./ agujero negro)

nebulosa sincrotrónica alrededor de * neutr.

emisión de rayos X del interior.

filamentos ópticos de la eyección y producto dela interacción con el medio circundante.

Ecos de SupernovasEcos de SupernovasEcos de Supernovas

Ecos infrarrojos trazan las ráfagas luminosas de la SNe por 50 años.

La radiación se expande y calienta los grumos del polvo circundante ���� brillo infrarrojo

El polvo no se mueve, pero se ilumina cuando la radiación lo alcanza.

Ecos infrarrojos trazan las ráfagas luminosas de la SNe por 50 años.

La radiación se expande y calienta los grumos del polvo circundante ���� brillo infrarrojo

El polvo no se mueve, pero se ilumina cuando la radiación lo alcanza.

Spitzer revela al menos dos ecos alrededor de Cassiopeia A, una de la explosión de su SN y la otra debida a la actividad observada en 1953 en la estrella de neutrones.

Spitzer revela al menos dos ecos alrededor de Cassiopeia A, una de la explosión de su SN y la otra debida a la actividad observada en 1953 en la estrella de neutrones.

Ecos de SupernovasEcos de SupernovasEcos de Supernovas

Telescopio SPITZER (2003 −−−− )

→ Telescopio infrarrojo.

→ Rango: 3 – 180 µµµµm

→ Primario: 85 cm

Telescopio SPITZER (2003 −−−− )

→ Telescopio infrarrojo.

→ Rango: 3 – 180 µµµµm

→ Primario: 85 cm

Explosión de la supergigante azul Sanduleak(M ~ 20 Msol)

Explosión de la supergigante azul Sanduleak(M ~ 20 Msol)

Es la SN más brillante y mejor estudiada en la Astronomía modernaEs la SN más brillante y mejor estudiada en la Astronomía moderna

Clasificación Morfológica SNR en RadioClasificación Morfológica SNR en Radio

Imágenes en alta resolución de SNRs���� anisotropías en forma y brillo.

Imágenes en alta resolución de SNRs���� anisotropías en forma y brillo.

Consecuencia de la dinámica de las ondas de choque

Consecuencia de la dinámica de las ondas de choque

formaforma

Consecuencia del estado del plasma dentro del remanente

Consecuencia del estado del plasma dentro del remanente

brillobrillo

Objetos compactos centrales exóticos:

radio-quiet NS (RQNS)

radio-silent NS

púlsares anómalos rayos-X (AXRP)

repetidores rayos-γ (SGRS)

Objetos compactos centrales exóticos:

radio-quiet NS (RQNS)

radio-silent NS

púlsares anómalos rayos-X (AXRP)

repetidores rayos-γ (SGRS)

¿EstrellasMagnéticas?

¿EstrellasMagnéticas?

NGC 1316(¡4 SNe en 26 años!)

NGC 1316(¡4 SNe en 26 años!)

SN 2006dd(19/6/2006)SN 2006dd(19/6/2006)

SN 2006mr(5/11/2006)SN 2006mr(5/11/2006)

Telescopio SWIFT (2004 −−−− >2012)

→ Instrumento de alta sensibilidad para detectar GRB c/precisión 0.3”-5.0”

→ Rango de energías 15-150 keV

Telescopio SWIFT (2004 −−−− >2012)

→ Instrumento de alta sensibilidad para detectar GRB c/precisión 0.3”-5.0”

→ Rango de energías 15-150 keV

http://swift.sonoma.edu/grb_lotto/index.phphttp://swift.sonoma.edu/grb_lotto/index.php

...En esta direcciòn se

encuentra el brazo espiral màs

espectacular de nuestra

Galaxia.

Por ejemplo, a l = 287° y b= −1°, podemos ver ...Por ejemplo, a l = 287° y b= −1°, podemos ver ...

NGC 3372, una regiòn de gran formaciòn estelar

ubicada a 7500 años luz de distancia.

SiSi hacemoshacemos un un acercamientoacercamiento…… ((ahoraahora el Norte el Norte estestàà haciahacia arribaarriba))

Eta Carinae y su famosa eyecciòn

Estrictamente hablando, η Car es la

estrella en el centro.

La estructura bipolar se llama “Nebulosa

Homunculus”, resultado de una gigante

erupciòn observada entre 1836 a 1860.

Masa eyectada ≥ 5 Msol

… pero la estrella sobreviviò.

Vexp = 650 km/s

Diam. = 0,2 pc = 0,65 a.l.

Este objeto tiene mucha

significaciòn astrofìsica.

Este objeto tiene mucha

significaciòn astrofìsica.

EstrellaEstrella mmààss luminosaluminosa

L > 3 ×106 L sol

L ≈ 5 ×106 L sol

�

Minicial ≈ 140 - 200 Msol ,

Mhoy ≈ 110 - 150 Msol

VientoViento estelarestelar mmààss extremoextremo

pèrdida de masa ≈ 0.001 M sol / año

300-1000 × estrella normal.

Objeto extrasolar màs

brillante en el cielo,

en el infrarrojo medio.

ObjetoObjeto extrasolarextrasolar mmààss

brillantebrillante en el en el cielocielo,,

en el en el infrarrojoinfrarrojo mediomedio..

Probablemente la fuente de

rayos X tèrmica màs caliente

e intensa entre las estrellas

conocidas.

ProbablementeProbablemente la la fuentefuente dede

rayosrayos X X ttèèrmicarmica mmààss calientecaliente

e e intensaintensa entreentre laslas estrellasestrellas

conocidasconocidas..

kT ~ 5 keV � 6 × 107 KkT ~ 5 keV � 6 × 107 K

Mayor explosiòn no tèrmica

que se conozca

Mayor Mayor explosiònexplosiòn no no ttèèrmicarmica

queque se se conozcaconozca

5-10 M sol eyectada

Etotal > 1049 erg/s

5-10 M sol eyectada

Etotal > 1049 erg/s

La ùnica estrella observable

a simple vista de la que

realmente poco se sabe.

La La ùùnicanica estrellaestrella observableobservable

a simple vista de la a simple vista de la queque

realmenterealmente pocopoco se se sabesabe..

Variable Variable AzulAzul LuminosaLuminosa

M > 120 M (no M > 120 M (no binariabinaria))

ppèèrdidardida masamasa: 10: 10--44 –– 1010--55 MMsolsol/a/aññoo

EspectroEspectro: : llììneasneas emisiònemisiòn anchasanchasy y angostasangostas ((permitidaspermitidas y y prohibidasprohibidas).).

No No muestramuestra llììneasneas fotosffotosfèèricasricas..

AlgunasAlgunas llììneasneas muestranmuestran perfilesperfilesPP--CygniCygni..

(Humphreys & Davidson 1994)

Lìmite deHumphreys-Davidson

CARACTERÌSTICASCARACTERÌSTICAS

Historia de Historia de EtaEta CarinaeCarinaeArgo Navis navega un cielo del hemisferio sur lleno de estrellas, según la visión de AndreasCellarius (1596-1665).

Harmonia Macrocosmica (1661)

→ Gran Atlas de los cielos tal y como fueron interpretados por Copérnico, Ptolomeo, Brahe y Aratus.

→ Se compone de 30 folios dobles pintados a mano en color, acompañados de aproximadamente 200 páginas de texto explicativo en latín.

Aquí ηηηη Arg está en la quilla y ηηηη Carestá a punto de prenderse fuego en el trinquete (flecha roja).

Esta es una imagen especular comparada a mapas estelares modernos. Canopus está bajo la cabina del capitán y la estrella brillante que mira cerca del bowspirit es δδδδ Centauri.

Historia de Historia de EtaEta CarinaeCarinaeAntes de 1880: La Gran ErupciAntes de 1880: La Gran Erupcióónn

Antiguas observaciones mostraron que tuvo oscilaciones en la magnitud aparente entre 4ª y 2ª magnitudes por siglos en un posibleevento denominado “explosión tipo S Dor”.(Humphreys & Davidson 1994, Humphreys, Davidson and Smith 1999)

Frew, JAD 10, 6 (2004)

Great Eruption

(1837)

Lesser Eruption

(1887-1895)

Homunculus ?

Frew, JAD 10, 6 (2004)

Great Eruption

(1837)

Lesser Eruption

(1887-1895)

Frew, JAD 10, 6 (2004)

Great Eruption

(1837)

Lesser Eruption

(1887-1895)

Homunculus ?

Historia de Historia de EtaEta CarinaeCarinaeAntes de 1880: La Gran ErupciAntes de 1880: La Gran Erupcióónn

Hace 180 años ηηηη Carinae entró en un periodo de importante variabilidad, culminando en la llamada "gran erupción" (1837-1858), convirtiéndoseen una de las estrellas más brillantes del cielo.

Frew, JAD 10, 6 (2004)

Great Eruption

(1837)

Lesser Eruption

(1887-1895)

Homunculus ?

Frew, JAD 10, 6 (2004)

Great Eruption

(1837)

Lesser Eruption

(1887-1895)

Frew, JAD 10, 6 (2004)

Great Eruption

(1837)

Lesser Eruption

(1887-1895)

Homunculus ?

John Herschel y otros astrónomostomaron placas fotográficas de EtaCarinae durante su erupción por 20 años: su magnitud aparente oscilóentre 0 y 1.5, llegando alcanzar -1.

Luego declinó rápidamente en 10 añoshasta hacerse invisible a ojo desnudo(7ª- 8ª magnitud) debido al cese de la erupción y a la formación de polvo.

Sir John Frederick William Herschel (1792-1871)

→ fecha juliana.

→ "fotografía", "negativo", "positivo“.

→ fijación de las fotografías.

→ amigo de Babbage.

→ medalla de oro de la RAS 1826 y 1836.

Historia de Historia de EtaEta CarinaeCarinae

Curva de luz de η η η η Car desde 1600 al presente

Observar las oscilaciones en dos magnitudes oscilaciones previas a la "gran erupción".Los valores de las magnitudes luego de la “gran erupción” corresponden a la luz integrada de toda la nebulosa Homunculus.

En 1887 comenzó la segunda erupción (de menor envergadura) y duró por 7 años.

Los primeros espectros fotográficos obtenidos entre 1892-1893 mostraron semejanzas con los de estrellas supergigantes F, con intensas líneas de emisión de Hidrógeno.

Este evento tuvo algunas características en común con otros del tipo S Dor o LBV típicos (duración, cambios en brillos aparentes y tipo espectral).

Cuando se corrigió por extinción estelar se observó que la segunda erupción no fue “tan menor” y que la estrella superó significativamente sus valores normales de brillo.

DespuDespuéés de 1880: La Segunda Erupcis de 1880: La Segunda Erupcióón y el estado actualn y el estado actual

Curva de luz de ηηηη Car en el siglo XIX

Muestra en detalla la "gran erupción“ y la segunda erupción corregida de la probable extinción circunestelar.

La estrella se mantuvo estable en la 8ª magnitud hasta la década del '40. En 1942, comenzó a incrementar de brillo rápidamente y en menos de 10 años volvió a ser observable a simple vista.(de Vaucouleurs & Eggen 1952)

Fue durante esta época que las imágenes fotográficas mostraron claramente la nebulosidad que ahora identificamos con la “gran erupción”, la que Gavioladenominó en "Homunculus" o “pequeño hombre.“(Gaviola 1950)

Dr. Ramón Enrique Gaviola (1900-1989)

→ Fue alumno de Max Planck, Max Born y Albert Einstein.

→ Importantes descubrimientos que hicieron avanzar a la Física y la Astronomía a nivel mundial.

→ Sus trabajos revolucionarios fueron fundamentales para la ciencia argentina.

→ Director del OAC (1940-47/56-57) y fundó el IMAF (1956).

“Homunculus” en expansión

(Morse et al. 2001)

1890

1846

Expansiòn semejante a la ley de Hubble(Curie et al. 1996)

“Homunculus” en infrarrojo

Masa eyectada: 2.5 Msol(extinciòn visual+lìneas de emisiòn)(Davidson & Humphreys 1997)

Emisiòn de polvo en el medioy lejano infrarrojo���� 15 Msol(Morris et al. 1999)

Misma conclusiòn en imàgenes tomadas en 4.8-24.5 µµµµm Smith et al. (2003)

(Weis et al., 2004)

0.6-1.2 keV

1.2 -11 keV

0.2 – 11 keV

“Homunculus” en rayos X

En los primeros años del siglo XX, observaciones visuales comprobaron que ηηηη Car no era una estrella.

Curva de luz de ηηηη Car (1870-2000)Notar el rápido incremento en el brillo integrado entre 1943-1953.

Es importante destacar que los valores de las magnitudes de la gran erupción se refieren a la luz integrada sobre la nebulosidad y no de la estrella central.

Entonces…

¿Por qué aumentó tan rápidamente su brillo?

Muchos astrónomos asumen que se debió a la destrucción del polvo.

¿Por qué fue removido tan rápidamente al menos dos magnitudes de extinción circunestelar de polvo?

Durante los pasados 50 años el “Homunculus” ha continuado aumentando su brillo de una manera más lenta debida a la expansión de la nebulosa, con pequeñas oscilaciones observadas tanto en el visible como en el cercano infrarrojo.

Recientes observaciones del HST/STIS mostraron que la estrella central aumentó significativamente su brillo entre 1997-2001.

En junio de 2003 tuvo su más reciente evento explosivo.(Martin & Koppelman, 2004).

+ Valores promedios relativos a la estrella central resuelta.(HST/STIS)

∆∆∆∆ Mediciones de flujos con la línea Hαααα extraída.

A partir de éste, continúa incrementando su brillo...

→→→→ Ponen en duda la hipótesis de un eclipse u ocultación para las variaciones de brillo.

→→→→ Datos corroboran la tendencia de aumento de brillo, que incluye eventos regulares coincidentes con los 5.5 años del ciclo espectroscópico y otras variaciones más rápidas e inesperadas.

Curva de luz de ηηηη Car (1998-2004)

El El ““espectro misteriosoespectro misterioso””

Uno de los primeros espectros de ηηηη Car fueron obtenidos en el Observatorio de Bosque Alegre entre 1944-1948 por Gaviola, obteniendo muy complejas e intrincadas líneas de emisión de alta excitación (903 líneas de emisión múltiples y 76 de absorción).(Gaviola 1953)

Estación Astrofísica de Bosque Alegre

→→→→ Inaugurada en 1942, está enclavada en las sierras chicas de Córdoba, a 1.250 metros sobre el nivel del mar.

→→→→ Cuenta con un telescopio reflector de 154 cm de diámetro. Al momento de su construcción fue el más importante del Hemisferio Sur.

Ahora sabemos que estas líneas se producen cerca de la eyección y durante el evento espectroscópico se debilitan y las líneas de baja excitación dominan el espectro.

Examinándose las placas históricas del SAAO, se encontraron que desde 1947 el comportamiento espectroscópico de la estrella se ajusta a un ciclo de 5.5 años, y que el espectro siempre estuvo un estado de “baja excitación” entre 1899-1919.

South African Astronomical Observatory

→Perteneciente a la National Research Foundation→Investigación y promoción de la Astronomía y

Astrofísica en Sudáfrica.→Ubicado cerca de Ciudad del Cabo.→Telescopios: SALT (11m), 1.9m,1m, 0.75m y 0.5m

(Feast, Whitelock & Marang, 2001)

Se examinaron recientemente los espectros de prisma objetivo de la colección de Harvard tomados entre 1892-1942, concluyéndose que hasta 1942 no habrían aparecido líneas de excitación.(Humpreys, 2004)

Esto no indicaría la existencia del ciclo de 5.5 años previo a 1948, cuando Gaviola reportara el primer decrecimiento en la intensidad de las líneas de excitación.

→ Colección of ~ 500000 fotogramas desde 1890.

→ Cada gabinete contiene ~ 1500 placas (8”x10”) con campos estelares de hasta 106 */placa

Colección de Placas

Harvard College Observatory(Cambridge, Massachusetts – USA)

Entonces …

¿Qué causó el comienzo del ciclo espectroscópico?

¿Por qué no fueron observados los eventos espectroscópicosantes de 1948?

Eso es solo un ejemplo de muchas preguntas astrofísicas sin responder acerca de ηηηη Car.

Eventos espectroscEventos espectroscóópicos y el ciclo de 5.5 apicos y el ciclo de 5.5 aññososUn enigma que persiste.Un enigma que persiste.

Todavía no se ha propuesto un escenario que sea:(1) específico, (2) cuantitativo,(3) aplicable a todas las observaciones y(4) autoconsistente.

La existencia de una estrella compañera todavía no ha sido probado y pensarla como una sola estrella es muy difícil de imaginar.

Desde un punto de vista astrofísico teórico, parece haber un territorio inexplorado y abre nuevos caminos acerca de la estabilidad de muchas estrellas masivas.

Frecuentemente se dice que este ciclo ha sido explicada mediante un modelo de estrella binaria. Sin embargo este fenómeno continúa siendo un genuino misterio astrofísico.

Representación artística de LH54-425(¿así habría sido ηηηη Car hace 106 años?)

Eta Carinae sería muy probablemente un sistema binario, pero este “modelo” propuesto explica ciertas observaciones y torna incompatibles otras.

→ Binaria extrema: 62 y 37 Msol→ 170000 a.l.→ separadas 0,17 UA→ periodo 2,26 d→ t.e. O→ edad 3××××106 años→ emite rayox X y UV lejano→ 200 pèrd.masa sol a 9××××106km/h

El ciclo de 5.5 años se torna en un buen caso de estudio de un descubrimiento científico tardío, uno que debería haber ocurrido décadas atrás, considerando que ηηηη Car es uno de los objetos más notorios en el cielo −−−−brillante, único, inestable y misterioso−−−− y que los astrónomos de hemisferio austral no lo hayan observado frecuentemente hasta antes de 1980.

Desde mediados de la década del ‘80 sabemos que su espectro cambióbrevemente en 1948, 1964 y 1981.

Zanella propuso un periodo de recurrencia de 17 años.(Zanella, 1984)

En cada evento, las líneas de alta excitación de [NeIII], [FeIII] y HeIdesaparecen abruptamente, apareciendo ciertos rasgos de absorción tipo P-Cyg.

Perfil de línea tipo P-Cygni

En 1981, datos IUE mostraron una decoloración de la extraña línea FeII 2507 Å (llamada emisión "pseudo-laser“ predicha por Viotti).

→ Misión conjunta NASA+ESA+UK→ Uno de los satélites más productivos jamás construido.→ No tomaba imágenes sino medía energía UV.→ Científicos todavía utilizan sus mediciones.→ Precursor del Hubble.→ En 1985 sus datos fueron los primeros en estar disponibles online, antes de la World Wide Web.

International UltravioletExplorer

(1978-1996)

Representación artística de una emisión pseudo-láser

En los ´90 observaciones del HST mostraron que las líneas citadas se forman en el gas eyectado a algunos días-luz de la estrella, mientras que el espectro P-Cyg aparece en el viento estelar.(Davidson et al.,1995)

En cada caso, el espectro luego retorna gradualmente a su estado normal después de algunos meses.

→ Misión NASA.→ Telescopio 2.4 m y 826 kg.→ Orbita a 569 km de altura con una v=28000km/h (97 min/rev).→ Transmite 120 GB/semana.→ Precisión 7/1000´´ (diámetro de un cabello ubicado a 1,6 km).

Hubble Space Telescope(1990- )

Representan variaciones en los parámetros físicos, casi como si los pudiéramos controlar nosotros.

La existencia de mucha inestabilidad puede ser la clave de la famosa “inestabilidad a gran escala”.

Se conjeturó que cada evento espectroscópico se trata básicamente una eyección de masas que temporalmente anuló la radiación UV más energética de la estrella, eliminándose la mayor parte de los iones que emitían las líneas de alta excitación.(Zanella et al. 1984)

Pero independientemente de su causa exacta, estos acontecimientos son pistas claves de la naturaleza de ηηηη Car de al menos dos modos diferentes:

Otro evento ocurrió en 1986, comenzándose con el primer programa continuo para el monitoreo de los espectros, incluyendo algunas líneas de emisiones rojas y λλλλ10830 HeI, que son buenas indicadoras de eventos espectroscópicos.(Damineli, 1996)

Una recurrencia en 1992 se ajustó a la periodicidad:

Con estos datos ���� periodo de 5.5 años.(Damineli, 1996)

Dos años atrás se había reconocido un ciclo de 5-6 años mediante fotometría en el cercano IR, representando una emisión continua en el viento estelar denso.(Whitelock et al., 1994)

Zanella y colab. estaban en lo correcto; su periodo de 17 años eran realmente tres ciclos de 5.5 años (3 x 5.5=16.5), pero no hay forma de saberlo pues no se disponen de observaciones entre 1970-1975.

Pero se halló evidencia retrospectiva de un evento que habría ocurrido a fines de 1975.(Daminelli, 1996)

Zanella y colab. habrían acertado también: hoy, la mejor explicación del evento establece la eyección propuesta por ellos.

(Morse et al., 1999; Davidson, 2002; Smith et al., 2003)

El ciclo de 5.5 años es significativo en dos aspectos:

Ofrece una clave para el fenómeno.

Predice cuando ocurrirá el próximo.

Davidson alertó sobre el evento que tuvo lugar en 1998, a pesar de la desconfianza de al menos dos diferentes comisiones de asignaciones de turno de observatorios importantes. (Davidson, 1998)

La evidencia más dramática fue en el monitoreo en rayos X conducido por Mike Corcoran. El flujo aumentóligeramente durante 1997, alcanzó un máximo y cayó abruptamente a cero entre mediados de November y Diciembre.(Corcoran et al.,1998; Morse et al., 1999; Davidson, 2002)

Rossi X-ray Timing Explorer(1996- )

→ Misión NASA.→ Rango X: 2-200 keV.→ Diseñado para estudiar fuentes conocidas, detectando eventos transitorios, explosiones X y fluctuaciones en emisiones X. → Mide variabilidades mseg-años→ Importante información de procesos y estructuras en estrellas de neutrones, binarias X, púlsares y agujeros negros.

Ya no quedan dudas acerca de que los eventos espectroscópicos tienen un periodo de 5.54 años, y que varios de ellos pasaron inadvertidos entre 1950-1980.

Quedan por responder a qué se deben y cuál es la física involucrada.

Los eventos de 1997-98 no tuvieron la cobertura antes ni después del intervalo de tiempo más crítico. Estos datos son esenciales por dos razones:

Alta resolución espacial:ningún telescopio terrestre puede separar la estrella delmaterial eyectado.

Cobertura UV: físicamente importante para analizar qué sucede.

El El pequepequeññoo ““HumunculusHumunculus””

Descubierto utilizando ranuralarga del espectrògrafo HST

Ishibasbhi et al. (2003)

Tomografìa Doppler de la lineas [Fe II] λλλλ 16435 tomadadel telescopio Gemini Sur.Smith (2005)

[FeII] λλλλ16435

IRIRIR

ópticoóópticoptico

(Fernández Lajus et al., 2003)((Fernández Lajus et al., 2003)

Corcoran 2005

VariabilidadVariabilidad

RxRxRxDec 1997

Jun 2003

ImImààgenesgenes de Radiode Radio

Observaciones en 3 y 6 cm desde 1992(Duncan et al. 1995,1996)

Diferentes estructuras ����

diferentes velocidades.

Regiones de menor velocidad���� estructura de disco visto de canto.

(Duncan & White 2003)(Duncan & White 2003)

¿¿Variable Variable LuminosaLuminosa AzulAzul o Supernova?o Supernova?

ToroideToroide de de polvopolvo en el en el ecuadorecuador(Morris et al. 1999)

PolvoPolvo en en loslos polospolos(Smith et al. 2003)

Estrella ¿LBV o Supernova? Aúnse desconoce.

Sistema Binario o evento càscara: ¿ambos?

Paràmetros orbitales: solo determinados a partir de observaciones en radio en lospasajes por el periastro ���� periastrocerca de la conjunciòn.

Requiere observaciòn espacial.

EstrellaEstrella ¿¿LBV o Supernova? LBV o Supernova? AAúúnnse se desconocedesconoce..

SistemaSistema BinarioBinario o o eventoevento ccààscarascara: : ¿¿ambos?ambos?

ParParààmetrosmetros orbitalesorbitales: solo : solo determinadosdeterminados a a partirpartir de de observacionesobservaciones en radio en en radio en loslospasajespasajes porpor el el periastroperiastro �������� periastroperiastrocercacerca de la de la conjunciònconjunciòn..

RequiereRequiere observaciònobservaciòn espacialespacial..

Reflexiones FinalesReflexionesReflexiones FinalesFinales

RadioactividadRadioactividad

V = 10-20000 km/sV = 10-20000 km/s

Fe, Co, Ni, Si, KFe, Co, Ni, Si, K

“El día chi-chbou del quinto mes del primer

año del reinado de Chi-Ho, apareció en el

sudeste de Thien-K'uan una estrella que

medía varios centímetros. Al cabo de un año

se desvaneció.” (Cultura China)

“El día chi-chbou del quinto mes del primer

año del reinado de Chi-Ho, apareció en el

sudeste de Thien-K'uan una estrella que

medía varios centímetros. Al cabo de un año

se desvaneció.” (Cultura China)

Cultura Anasazi

(Nuevo Mèxico)

Cultura Anasazi

(Nuevo Mèxico)

¡MUCHAS GRACIAS

POR SU ATENCIÒN!

¡¡MUCHAS GRACIASMUCHAS GRACIAS

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ReferenciasReferenciasAbraham, Z. 2006. Eta Carinae, Conferencia Invitada en la 49 Reunion Anual AAA.de Vaucouleurs, G. and Eggen, O. C. 1952, Pub. A.S.P., 64, 185.

Feast, M. W., Whitelock, P. and Marang, F. 2001, MNRAS, 322, 741.Gaviola, E. 1950, ApJ., 111, 408.

Gaviola, E. 1953, ApJ., 118, 234.Humphreys, R. M. and Davidson, K. 1994, Pub. A.S.P., 106, 1025.

Humphreys, R. M., Davidson, K. and Smith, N. 1999, Pub. A.S.P., 111, 1124.R. Zanella, B. Wolf, and O. Stahl (1984) Astron. Astrophys. 137, 79.

Davidson et al. (1995) Astron. J. 109, 1784, and (1997) Astron. J. 113,335. A. Damineli (1996) Astrophy. J. Letters 460, L49.

Whitelock et al. (1994) Monthly Notices Roy. Astr. Soc. 270, 364. K. Davidson (1998) Sky & Telescope 95, #1, 36.

Corcoran et al. (1998) Astrophys. J. 494, 381.

Eta Carinae at the Millennium, ASP Conf. Ser. 179 (ed. J.A. Morse, R.M. Humphreys, and A. Damineli).

Davidson (2002), in The High Energy Universe at Sharp Focus, ASP Conf. Ser. 262, p. 267.

Smith et al. (2003) Astrophys. J. 586, 432.

Supernovae, G. Dubner, Lectures from Latinoamerican Astronomy School

(ESO, Vitacura-Chile), 2005

An astrophysical counter-paradigm: the Hubble treasury project for Eta

Carinae, K. Davidson, talk at STScI 060805.

Supernovae, G. Dubner, Lectures from Latinoamerican Astronomy School

(ESO, Vitacura-Chile), 2005

An astrophysical counter-paradigm: the Hubble treasury project for Eta

Carinae, K. Davidson, talk at STScI 060805.

ReferenciasReferenciasReferencias