jueves, febrero 05, 2009

NGC 604, una enorme guardería estelar en rayos X

Ubicada a unos 3 millones de años-luz de distancia en la cercana galaxia espiral M33, la gigantesca región de formación estelar NGC 604 tiene alrededor de 1300 años-luz de ancho, o casi 100 veces el tamaño de la Nebulosa de Orión:

(clic en la imagen para ampliarla, o verla completa). De hecho NGC 604 es, entre las regiones de formación estelar del Grupo Local de galaxias, la segunda en tamaño luego de 30 Doradus, también conocida como la Nebulosa de la Tarántula, perteneciente a la Gran Nube de Magallanes. En la imagen de hoy, una composición color propia de la era espacial en la que se combinan datos de rayos X (en tonalidades azules) obtenidos por el Observatorio Chandra con datos en luz visible del Hubble, se observa que un gas emisor de rayos X, tenue y caliente, abunda tanto en las burbujas cavernosas como en las cavidades de NGC 604. Llama la atención, además, que una pared formada por un gas relativamente frío divida a NGC 604:

En el lado oeste de la nebulosa (a la derecha de la imagen), algunas mediciones indican que es probable que el viento energético procedente de un cúmulo de unas 200 estrellas jóvenes y masivas caliente esa materia a temperaturas de rayos X. En el lado este, en cambio, las cavidades llenas de rayos X parecen ser más antiguas, lo que sugiere que explosiones de supernovas (*) acaecidas al final de la evolución de las estrellas masivas contribuyeron a su formación.

Vía Foto astronómica del día correspondiente al 5 de febrero de 2009. Esta página ofrece todos los días una imagen o fotografía del universo, junto con una breve explicación escrita por un astrónomo profesional. Crédito: Rayos X, NASA / CXC / R. Tuellmann (Harvard-Smithsonian CfA) et al.; Luz visible: NASA/AURA/STScI (en inglés).

A la derecha, NGC 604 por el Telescopio Espacial Hubble:

(clic en la imagen para ampliarla). A la izquierda, en una fotografía de la Galaxia del Triángulo o M33 tomada desde el Observatorio del Monte Palomar, se indica la posición relativa de la mencionada región de formación estelar. Más información (en inglés).

A continuación la imagen obtenida por el Chandra en rayos X de NGC 604, sin los datos del Hubble:

(clic en la imagen para ampliarla). Más información (en inglés).


(*) Supernovas y remanentes de supernovas

Aproximadamente cada 50 años una estrella masiva de nuestra galaxia vuela en pedazos en una explosión de supernova (ver videos y animaciones). Las supernovas son uno de los acontecimientos más violentos del universo y la fuerza de la explosión genera un destello cegador de radiación y ondas expansivas similares a un estampido.

Inicialmente se había clasificado a las supernovas de acuerdo con sus propiedades ópticas. Las supernovas del Tipo II muestran pruebas evidentes de hidrógeno en los desechos en expansión eyectados en la explosión mientras que no ocurre lo mismo con las supernovas del tipo Ia. Investigaciones recientes permitieron refinar dichos tipos y proponer una clasificación según los tipos de estrellas que dan lugar a las supernovas. Una explosión del Tipo II, así como las de Tipo Ib y Tipo Ic, se producen por el colapso catastrófico del núcleo de una estrella masiva. Una supernova del Tipo Ia ocurre por una súbita explosión termonuclear que desintegra una estrella enana blanca.

Las supernovas del Tipo II se producen en regiones con muchas estrellas jóvenes y brillantes, tales como los brazos espirales de las galaxias. Al parecer no ocurren en las galaxias elípticas, cuya población dominante está compuesta por estrellas antiguas de poca masa. Puesto que las estrellas jóvenes y brillantes son típicamente estrellas con una masa 10 veces más grande que la del Sol, esta prueba, además de otras, permite concluir que las estrellas masivas producen las supernovas del Tipo II.

Algunas supernovas del Tipo I tienen numerosas características en común con las supernovas del Tipo II. Tales supernovas, clasificadas como Tipo Ib y Tipo Ic, se diferencian al parecer de las del Tipo II porque han perdido su envoltura externa de hidrógeno antes de la explosión. La envoltura de hidrógeno pudo haberse perdido debido a una vigorosa emisión de materia anterior a la explosión o porque fue arrancada por una estrella acompañante. Más información (en inglés).

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