#30 doradus B

[spacewonder19]

Colorful chaos of 30 Doradus B ©

[netmassimo]

An article published in "The Astronomical Journal" reports evidence that the supernova remnant cataloged as 30 Doradus B, or simply 30 Dor B, is the result of at least two separate supernovae and not just one. A team of researchers led by Wei-An Chen of the National Taiwan University combined observations conducted with various telescopes in different electromagnetic bands to find evidence of a vast but very faint shell spanning 130 light-years that adds to the remnant visible at optical frequencies. At the same time, a wind was detected that generates a nebula of the type called pulsar wind nebula. That remnant can't have been generated by a single supernova.

[bushichan]

केशव 「keshava」

the one who seated on braids of gravity, twirls around strings of multiverses with just a glance

in Sanatana Dharma (Hindu) philosophy, reality is but an artwork of के��व, or Vishnu, the one who is everywhere (consciousness), reclining on a seat that is an infinite hooded snake Sèsha (शेष) who holds infinite universes

BG: 30 Doradus B from Chandra Observatory (3/1/24)

* start fangirl section *

look there was a trial to come up with a fancy caption and all for this but seriously though that God Vishnu is so mesmerizing, vocabulary starts glitching and honestly look LOOK AT KESHAVA THE GOD WITH HAIR THAT IS VERILY THE STRANDS OF CHAOS; the one who twirls around infinity like a swirl of a hair lock, as effortlessly as a pretty lady would while flirting with her love beloved, no words describe the absolute perfection of the God of Gods who holds strings of multiverses, like mycelium that makes up an incredibly intricate kingdom

[aldocerandaz]

30 Doradus B: Los telescopios de la NASA comienzan el año con una doble explosión

Los rayos X de Chandra han proporcionado evidencia de al menos dos explosiones relacionadas con el remanente de supernova 30 Doradus B.Normalmente, sólo hay una supernova asociada con un remanente de supernova.30 Doradus B se encuentra en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia vecina de la Vía Láctea.Una nueva imagen de 30 Doradus B contiene datos de rayos X, ópticos e infrarrojos. 30…

[gaetaniu]

I telescopi della NASA iniziano l'anno con un doppio botto

Un’immagine colorata e festosa mostra diversi tipi di luce che contengono i resti di non una, ma almeno due stelle esplose. Questo residuo di supernova è noto come 30 Doradus B (in breve 30 Dor B) e fa parte di una regione più ampia dello spazio in cui le stelle si sono formate continuamente negli ultimi 8-10 milioni di anni. Si tratta di un complesso paesaggio di nubi scure di gas, giovani…

[delectablywaywardbeard-blog]

Il 2024 inaugurato da due esplosioni stellari

I telescopi della Nasa inaugurano il nuovo anno con ben due esplosioni stellari: i loro resti sono visibili in un’immagine estremamente colorata e festosa realizzata puntando gli obiettivi verso la regione della supernova 30 Doradus B, che si trova in un complesso paesaggio fatto di nubi oscure di gas, giovani stelle, shock ad alta energia e gas surriscaldato a 160.000 anni luce dalla Terra nella…

[astroblogs]

[michaelgabrill]

NASA Telescopes Start the Year With a Double Bang

A colorful, festive image shows different types of light containing the remains of not one, but at least two, exploded stars. This supernova remnant is known as 30 Doradus B (30 Dor B for short) and is part of a larger region of space where stars have been continuously forming for the past 8 to […] from NASA https://ift.tt/tJzsVvH

[apod]

2020 November 13

The Tarantula Zone Image Credit & Copyright: Ignacio Diaz Bobillo

Explanation: The Tarantula Nebula, also known as 30 Doradus, is more than a thousand light-years in diameter, a giant star forming region within nearby satellite galaxy the Large Magellanic Cloud. About 180 thousand light-years away, it's the largest, most violent star forming region known in the whole Local Group of galaxies. The cosmic arachnid sprawls across the top of this spectacular view, composed with narrowband filter data centered on emission from ionized hydrogen and oxygen atoms. Within the Tarantula (NGC 2070), intense radiation, stellar winds and supernova shocks from the central young cluster of massive stars, cataloged as R136, energize the nebular glow and shape the spidery filaments. Around the Tarantula are other star forming regions with young star clusters, filaments, and blown-out bubble-shaped clouds. In fact, the frame includes the site of the closest supernova in modern times, SN 1987A, right of center. The rich field of view spans about 2 degrees or 4 full moons, in the southern constellation Dorado. But were the Tarantula Nebula closer, say 1,500 light-years distant like the local star forming Orion Nebula, it would take up half the sky.

∞ Source: apod.nasa.gov/apod/ap201113.html

[nuryuviandthecats]

Inilah yg dilihat NASA di hari ultahku... 30 DORADUS NEBULA #30doradusnebula masha Allah... 😊😊😊#dirumahaja #ngantuk https://www.instagram.com/p/B-gMZElnKaW/?igshid=yobquontlyak

[netmassimo]

Un articolo pubblicato sulla rivista "The Astronomical Journal" riporta prove che i resti di supernova catalogati come 30 Doradus B, o semplicemente 30 Dor B, sono il frutto di almeno due supernove separate e non di una sola. Un team di ricercatori guidato da Wei-An Chen dell'Università Nazionale di Taiwan ha combinato osservazioni condotte con diversi telescopi in diverse bande elettromagnetiche per trovare le tracce di un vasto ma molto tenue involucro che si estende per 130 anni luce che si aggiunge ai resti visibili a frequenze ottiche. Allo stesso tempo, è stato rilevato un vento che genera una nebullosa del tipo che viene chiamato in gergo pulsar wind nebula. Sono resti che non possono essere stati generati da un'unica supernova.

[the-telescope-times]

Scientists Are Trying to Figure Out What This Weird Rogue Object In Our Galaxy Is

Scientists have been studying a “rogue” object in our galaxy, but they’re not sure if it’s a planet or a brown dwarf.

The planetary mass object has the catchy moniker of CFBDSIR J214947.2-040308.9 (CFBDSIR 2149-0403 for short). It was first discovered in 2012, when scientists thought it was in a group of 30 stars known as AB Doradus, 65 light-years from Earth.

A new study to be published in the journal of Astronomy and Astrophysics (available on arXiv) may force a rethink, however. An international team of astronomers led by Philippe Delorme of the Grenoble Alpes University in France (who led the initial research) has found the object is not in this group at all, and its true classification is a bit of a mystery.

“[Our] results show that it is very unlikely that CFBDSIR 2149 is a member of the AB Doradus moving group,” the team notes in their paper.

Instead, they say this isolated object is located about 178 light-years from Earth on its own. Using a variety of instruments including the Very Large Telescope (VLT) in Chile, they also further constrained what this object might be by measuring its absorption spectrum, the light that made its way to us.

One possibility is that CFBDSIR 2149-0403 is a free-floating planet between 2 and 13 times the mass of Jupiter (similar to one called 51 Eridani b), and less than 500 million years old. The other is that it's an older metallicity-enhanced brown dwarf, about 2 to 3 billion years old, with a mass of between 2 to 40 times that of Jupiter. This type of object has more heavy elements than your average brown dwarf.

Isolated objects like this are not unheard of. Just last year, for example, astronomers found a rogue planet 95 light-years from Earth, seen by its powerful infrared emissions. Free-floating planets are typically kicked out of planetary systems by one of a number of methods, such as a star passing nearby.

A brown dwarf, on the other hand, is essentially a failed star. It is a large object that has not been able to start nuclear fusion in its core, but larger than a typical gas giant planet, although the distinction between the two is a bit murky.

The team behind this latest study thinks their findings may help work out the difference between them. If they can identify which type this object is, then its spectrum could be used to identify similar objects in future. ~ IFL Science

Photo Credit: TNS / SETI Institute / Danielle Fuselaar and Franck Marchis

[arxt1]

Properties of OB star-black hole systems derived from detailed binary evolution models. (arXiv:1912.09826v2 [astro-ph.SR] UPDATED)

The recent gravitational wave measurements have demonstrated the existence of stellar mass black hole binaries. It is essential for our understanding of massive star evolution to identify the contribution of binary evolution to the formation of double black holes. A promising way to progress is investigating the progenitors of double black hole systems and comparing predictions with local massive star samples such as the population in 30 Doradus in the Large Magellanic Cloud (LMC). Methods. To this purpose, we analyse a large grid of detailed binary evolution models at LMC metallicity with initial primary masses between 10 and 40 Msun, and identify which model systems potentially evolve into a binary consisting of a black hole and a massive main sequence star. We then derive the observable properties of such systems, as well as peculiarities of the OB star component. We find that about 3% of the LMC late O and early B stars in binaries are expected to possess a black hole companion, when assuming stars with a final helium core mass above 6.6 M to form black holes. While the vast majority of them may be X-ray quiet, our models suggest that these may be identified in spectroscopic binaries, either by large amplitude radial velocity variations ( > 50 km s ) and simultaneous nitrogen surface enrichment, or through a moderate radial velocity ( > 10 km/s ) and simultaneously rapid rotation of the OB star. The predicted mass ratios are such that main sequence companions could be excluded in most cases. A comparison to the observed OB+WR binaries in the LMC, Be/X-ray binaries, and known massive BH binaries supports our conclusion. We expect spectroscopic observations to be able to test key assumptions in our models, with important implications for massive star evolution in general, and for the formation of double-black hole mergers in particular.

from astro-ph.HE updates on arXiv.org https://ift.tt/392oMbu

[ustribunenews-blog]

Feeling Nostalgic With Old 2017 NASA Image

Feeling Nostalgic With Old 2017 NASA Image

This image was taken in 2017. Still mesmerizing to this day.

Hubble:WFPC2 and ESO:2.2-m Composite Image of 30 Dor Runaway Star

NASA image release May 11, 2010 Hubble Catches Heavyweight Runaway Star Speeding from 30 Doradus Image: Hubble/WFPC2 and ESO/2.2-m Composite Image of 30 Dor Runaway Star A blue-hot star, 90 times more massive than our Sun, is hurtling across space fast enough to make a…

[maxisama]

30.1.1  ESTRELLAS DE WOLF-RAYET: INTRODUCCIÓN.

Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares.

Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre de 25.000 - 50.000 Kº (en algunos casos incluso más), elevadas luminosidades, y son muy azules, con su pico de emisión situado en el ultravioleta. Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a hidrógeno o helio ionizado -los cuales son relativamente escasos-. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. Constituyen el tipo espectral W, el cual se divide a su vez en tres tipos: WN (si abunda el nitrógeno, que se explica por la presencia en la superficie estelar de elementos que han intervenido en el ciclo CNO), y WC y WO (si abunda el carbono y si abunda el oxígeno respectivamente; el segundo es mucho más raro y en ambos casos, la presencia de dichos elementos se interpreta como la presencia en la fotosfera de productos del proceso triple alfa). Las estrellas Wolf-Rayet más brillantes son del primer tipo.

A menudo suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser también una estrella masiva de tipo espectral O y B, o bien, en unos pocos casos, un objeto colapsado como una estrella de neutrones o un agujero negro.

La estrella más brillante de este tipo es Gamma-2 Velorum, de magnitud aparente 1,9 y situada en la constelación de Vela.

Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevado número de estrellas de tipo WR, cómo por ejemplo NGC 4214.

 CAUSAS DE TAL COMPORTAMIENTO.

En 1929 se determinó que la anchura de las líneas de emisión está causada por un intenso efecto Doppler producido en los fuertes vientos de eyección. En los años 70 se sugirió que las estrellas WR podían haber perdido sus envolturas ligeras de hidrógeno dejando al descubierto los núcleos ricos en helio. En la actualidad se piensa que este proceso comienza cuando la estrella ha generado suficientes elementos pesados (carbono y oxígeno) en su núcleo, y que parte de estos elementos han alcanzado la superficie estelar. En ese momento disminuye la habilidad de la estrella para radiar la energía producida en su interior. Como consecuencia, la intensidad del viento estelar aumenta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro, más calientes y donde las reacciones nucleares han modificado la composición de la estrella; en las estrellas WN se pueden apreciar las capas en las que se ha producido la fusión de hidrógeno en helio y en las WC aquellas en las que se ha realizado la fusión del helio en carbono y oxígeno. Es posible también que el hecho de que bastantes estrellas de tipo Wolf-Rayet pertenezcan a sistemas dobles donde la otra estrella es también muy masiva -de tipo espectral O y B- pueda tener algo que ver en su génesis. Las tasas de pérdida de material por el fuerte viento estelar pueden ser tan elevadas como 10-5 o 10-6 masas solares por año. Muchas estrellas WR se encuentran en el centro de nebulosas (que no deben confundirse con las nebulosas planetarias) formadas presumiblemente a partir del material eyectado. Se considera igualmente que las estrellas de Wolf-Rayet son las precursoras de supernovas. Estas estrellas son muy infrecuentes, habiéndose detectado algo más de 200 estrellas WR en la Vía Láctea, muchas de ellas concentradas en la región del centro galáctico.

 SU EVOLUCIÓN:

Las estrellas Wolf-Rayet proceden de las estrellas más masivas y brillantes de todas, las estrellas de tipo espectral O, en algunos casos tras pasar a través de la fase de Variable Luminosa Azul. Dichas estrellas poseen unos vientos estelares tan potentes que conllevan una rápida pérdida de masa, hasta que se produce el fenómeno comentado arriba y que acelera aún más la pérdida de masa, de modo que al final de la vida de una estrella con masa inicial de unas 100 masas solares puedan quedar sólo unas 8 masas solares. La masa mínima que puede tener una estrella para convertirse en una Wolf-Rayet varía según los diversos modelos de evolución estelar utilizados, pero un artículo reciente establece, para el caso de estrellas sin rotación, unas 37 masas solares, y para las que rotan, 22 masas solares. Una estrella Wolf-Rayet empieza siendo de tipo espectral WN tardío (WN9). Dichas estrellas son bastante parecidas en luminosidad y temperatura a sus progenitoras. Al ir perdiendo masa, la estrella se va empequeñeciendo y, aunque su temperatura vaya aumentando al ir mostrando capas internas más calientes -en las que se encuentran materiales procesados por las reacciones nucleares que se producen en su interior y que dan lugar a su espectro- mientras se va desplazando a tipos espectrales más tempranos (WN8, WN7, WN6, WN5...), dicho aumento de temperatura no es suficiente para compensar la disminución de tamaño, de modo que la luminosidad de la estrella disminuye (a diferencia de lo que ocurre en estrellas poco masivas como el Sol, que en sus estadios finales de evolución son más brillantes que en los iniciales). Llega un momento en que la estrella se convierte en una Wolf-Rayet rica en carbono (WC) o en oxígeno (WO), que acaba por estallar como supernova ó cómo un brote de rayos gamma.

Debido a que el tiempo de vida de las estrellas, incluso las más masivas y de muy corta vida, es muy superior a la de la vida humana, el estudio de su evolución es un tema de investigación muy activa que requiere el uso de modelos de ordenador y abundantes observaciones, por lo que hay numerosos estudios tratando de descifrarla; algunas ideas de la evolución de las estrellas de alta masa son las que siguen (sin incluir las hipergigantes amarillas, que se consideran procedentes de las supergigantes rojas o como un descenso de las hipergigantes azules, así cómo que los efectos de la metalicidad que pueden cambiar lo descrito aquí):

Para estrellas de más de ~60 masas solares:

O → WN(rica en hidrógeno) → WN(pobre en hidrógeno) → WCtardía → WCtemprana → SN

Para estrellas de entre 40 y 60 masas solares:

O → VLA → WN(rica en hidrógeno) → WN(pobre en hidrógeno) → WCtemprana → SN

Para estrellas de entre 25 y 40 masas solares:

O → SGA → SGR → SGA → WN(pobre en hidrógeno) → WCtemprana → SN

Para estrellas de menos de 25 masas solares:

O → SGA → SGR → SGA → SGR → SN

Ó bien:

O → SGA → SGR → SGAm → SN

Otros escenarios evolutivos sugeridos posteriormente son:

Para estrellas de más de ~75 masas solares:

O → WN(rica en hidrógeno) → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → WC → SN Ic

Para estrellas de entre 40 y 75 masas solares:

O → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → WC → SN Ic

Para estrellas de entre 25 y 40 masas solares:

O → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → SN Ib

Ó bien:

O → SGR → WN(pobre en hidrógeno) → SN Ib

El escenario propuesto más recientemente (en 2012) es:

Para estrellas de entre 8 y 15 masas solares:

OB → SGR → SNIIp

Para estrellas de entre 15 y 20 masas solares:

OB → SGR → SGA → SNIIl

Para estrellas de entre 20 y 45 masas solares:

O → SGR → WN(pobre en hidrógeno) → WC →SNIb/c

Para estrellas de entre 45 y 60 masas solares:

O → WNL(rica en hidrógeno) → VLA/WN(pobre en hidrógeno)?→ WO → SNIb/c

Para estrellas de más de 60 masas solares:

O → Of/WN(rica en hidrógeno) ↔VLA [→ WN(rica en hidrógeno)] →SNIIn

En el Diagrama de Hertzsprung-Russell.

En la última figura mostrada, vemos los 3 Diagramas H-R interconectados; con el diagrama del espectro W (donde se ubican todas las Wolf-Rayet). Dentro del Diagrama clásico tenemos a la grabn mayoría de estrellas de secuencia principal, sub-gigantes, gigante y supergigantes conocidas. Mas arriba se ubica el diagrama H-R especial para la estrellas Supergiagntes Azules Variables Luminosas (VLA) EN DONDE TENEMOS  de derecha a izquierda, a la Estrella Variable HD16529, la cual se ha bandeado completamente al espectro L, la misma ha quedado con nulas posibilidades de convertirse en una Wolf-Rayet . De derecha a izquierda vamos viendo respectivamente a la estrella S Doradus, P Cygni y Eta Carinae, y también ubicamos efectivamente a la estrella AG Carinae en la zona de las flechas que marcan el salto del Diagrama de el Diagrama de Hertzsprung y Russell clásico con el diagrama del espectro W. (Solo estas tres últimas están completamente en condiciones de hacer el “salto” al Diagrama W, y de hecho la estrella AG Carinae ya lo está haciendo en las posiciones indicadas). Aun mmas superior se encuentra  el Diagrama de Hertzsprung y Russell especial para las estrellas Hipergigantes. En el mismo observamos, de derecha a izquierda, del espectro M al espectro O (del rojo al azul); en el espectro M a la estrella NML Cygni con una temperatura inferior a los 3.000 Kº , también dentro del espectro M vemos a la impresionante VY Canis Majoris con una temperatura de 3.490 Kº. En el espectro K y dentro del rango Hipergigante roja todavía vemos a RW Cephei con una temperatura de 4.015 Kº. Llendo por la rama de las hipergigantes, y ya en el rango hipergigantes amarillas y en el espectro G observamos a la estrella V766 Centauri con una temperatura de 5.000 Kº.  A la estrella Rho Casiospea también dentro del mismo rango y con espectro G2la y una temperatura de 7.300 Kº. Más hacia la inmediata izquierda observamos a la estrella 6 Casiospea, dentro del rango Hipergigante Blanca y ya en el espectro A3la con una temperatura de 9.330 Kº. En loso extremos izquierdos del Diagrama H-R ofrecido tenemos dentro del rango Hipergigante Azul, vemos a la estrella Cygnus OB2 12 con tipo espectral OB2 y una temperatura de 18.500 Kº; y finalmente hacia el extremo izquierdo del Diagrama H-R está la estrella Zeta1 Scorpii con espectro OB1 y una temperatura de 21.000 Kº. 

En el Diagrama W, interconectado al Diagrama H-R Clasico y a los Diagramas H-R especiales observamos también, de derecha a izquierda, en el espectro WC7 a la estrella Wolf-Rayet WR 140. Hacia arriba y en la misma linea, en el espectro WN6 se encuentra la estrella masiva HD 192163 O WR 136. Hacia los sectores mas elevados del diagrama W, vemos ubicada a la estrella Wolf-Rayet WR 7; y finalmente en la parte mas elevadísima del Diagrama W, ubicamos al Agujero Negro X-1 de la Galaxia NGC 300. 

[apod]

2019 September 5

The Large Cloud of Magellan Image Credit & Copyright: Alessandro Cipolat Bares

Explanation: The 16th century Portuguese navigator Ferdinand Magellan and his crew had plenty of time to study the southern sky during the first circumnavigation of planet Earth. As a result, two fuzzy cloud-like objects easily visible to southern hemisphere skygazers are known as the Clouds of Magellan, now understood to be satellite galaxies of our much larger, spiral Milky Way galaxy. About 160,000 light-years distant in the constellation Dorado, the Large Magellanic Cloud (LMC) is seen here in a remarkably deep, colorful, image. Spanning about 15,000 light-years or so, it is the most massive of the Milky Way's satellite galaxies and is the home of the closest supernova in modern times, SN 1987A. The prominent patch below center is 30 Doradus, also known as the magnificent Tarantula Nebula, a giant star-forming region about 1,000 light-years across.

∞ Source: apod.nasa.gov/apod/ap190905.html