Ciencia, Filosofía y Religión: Nova Tycho Parte 3

Reporte Completo

La mayoría de los informes en UBtheNEWS implican las corroboraciones de la información encontrada en el tercio medio del Libro de Urantia, la historia de Urantia, donde relata la historia de nuestro planeta. Este informe, sin embargo, se relaciona con un comentario hecho anteriormente en el libro, que describe ampliamente aspectos de nuestro "universo local", nuestra sección local de la galaxia. Capítulo 41, Aspectos Físicos del Universo Local, hace los siguientes comentarios sobre los soles en la Sección 3, Nuestros Acompañantes Estelares:

Cuando una rueda matriz nebular arroja soles demasiado grandes, éstos pronto se deshacen o forman estrellas binarias. Todos los soles son en un principio auténticamente gaseosos, aunque más tarde puedan existir, transitoriamente, en estado semilíquido. Cuando vuestro sol alcanzó este estado casi líquido de la presión del supergás, no era lo suficientemente grande para partirse en forma ecuatorial, siendo éste un tipo de formación de estrellas binarias.

Cuando son menos de un décimo del tamaño de vuestro sol, estas esferas llameantes se contraen, se condensan y se enfrían rápidamente. Cuando son más de treinta veces su tamaño —más bien treinta veces el contenido bruto de materia real— los soles se dividen rápidamente en dos cuerpos separados, volviéndose centros de nuevos sistemas o bien permaneciendo cada uno dentro de la atracción de la gravedad del otro y girando alrededor de un centro común como un tipo de estrella doble.

La más reciente de las erupciones cósmicas principales en Orvonton fue la extraordinaria explosión estelar binaria, la luz de la cual llegó a Urantia en el año 1572. Esta conflagración fue tan intensa que la explosión fue claramente visible a la luz del día. (Libro de Urantia 41:3.3-5)

Para apreciar cómo esta afirmación, publicada en El libro de Urantia en 1955, estaba por delante de la ciencia, es necesario adquirir una comprensión general de cómo la ciencia se ha desarrollado con respecto a las supernovas y una comprensión específica de cómo esta historia de la ciencia se relaciona con Tycho Nova, la explosión de supernova de 1572 a la que se refiere el Libro de Urantia. Pero, antes de aprender sobre la historia de las supernovas en general y de la Nova de Tycho en particular, comenzaremos definiendo qué es una estrella doble. Las siguientes citas de Wikipedia proporcionan una descripción básica de una estrella doble e indican cómo "doble" y "binario" se utilizan indistintamente en referencia a esta ocurrencia:

Wikipedia
Una estrella doble es cuando dos estrellas aparecen cerca de uno a como visto de la tierra.

Hay dos tipos de estrella doble: binarias visuales y binarias ópticos. Las binarias visuales se consideran un verdadero sistema binario de estrellas y se encuentran lo suficientemente cerca juntos en el espacio para interactuar gravitacionalmente de modo que las estrellas orbitan entre sí. Por otra parte, los binarios ópticos (aka dobles ópticos) son dos estrellas que sólo parecen estar juntas, y en realidad están separadas por una gran distancia en el espacio y no están gravitatoriamente unidas entre sí.

Una estrella binaria es un sistema estelar que consiste en dos estrellas que orbitan alrededor de su centro de masa. Para cada estrella, la otra es su estrella compañera. . .

Se cree que un cuarto a la mitad de todas las estrellas están en sistemas binarios, con un 10% de estos sistemas que contienen más de dos estrellas (triples, cuádruples, etc.).

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Los avances en la calidad y los tipos de telescopios utilizados para observar el universo han permitido a los astrónomos apreciar mejor la frecuencia de las estrellas binarias. Estos desarrollos cubren el período antes y después de la publicación del Libro de Urantia. En el momento de la publicación, la frecuencia de los sistemas binarios de estrellas no se consideraba tan alta como lo es hoy en día. Este cambio en nuestra apreciación de la frecuencia de los sistemas binarios se ha dado porque muchos sistemas binarios no pudieron ser identificados hasta que las tecnologías más avanzadas hicieron posible reconocerlos como tales.

Del mismo modo, ha habido cambios en los modelos de clasificación de las supernovas que abarcan el período de tiempo antes y después de la publicación. El sistema de clasificación original de las supernovas tenía que ver con el brillo y otras emanaciones de energía.

Las supernovas se clasifican en función de la presencia o ausencia de ciertas características en sus espectros ópticos tomadas cerca de la luz máxima. Están ampliamente divididos en 4 tipos principales, cuya convención de nomenclatura sólo tiene sentido en el contexto histórico.

Las supernovas fueron categorizadas por primera vez en 1941 cuando Rudolph Minkowski reconoció que existían al menos dos tipos diferentes, los que mostraban hidrógeno (H) en sus espectros: Tipo II y los que no: Tipo I. A mediados de los años ochenta como la tasa de Los descubrimientos de supernova aumentaron y mejoraron la calidad de los datos, las supernovas de tipo I se subdividieron aún más en función de la presencia o ausencia de silicio (Si) y helio (He) en sus espectros. Las supernovas de tipo Ia contienen una absorción de Si evidente en 6150 Angstoms [angstroms], Tipo Ib no tienen Si pero muestran He en emisión, y Tipo Ic no muestran Si ni He. También se descubrió que mientras las supernovas de Tipo Ia podían encontrarse en cualquier lugar y en cualquier tipo de galaxia, las supernovas Tipo Ib y Tipo Ic ocurrieron principalmente en poblaciones de estrellas masivas, similares a las de Tipo II.

Ahora sabemos que las supernovas de Tipo II, Tipo Ib y Tipo Ic resultan del colapso de estrellas masivas, mientras que las supernovas de Tipo Ia son las explosiones termonucleares de enanas blancas. Aun así, y para la confusión de muchos, los astrónomos siguen utilizando la nomenclatura atada a los tipos Minkowski originales para clasificar las supernovas.

Nova de Tycho: Tipo 1a

Las clasificaciones de las supernovas en grupos que se originan de sistemas de estrella única y doble no ocurrieron hasta después de 1955. Este hecho es referenciado por Wikipedia en la siguiente historia de nuestra creciente apreciación por la naturaleza de las supernovas:

La verdadera naturaleza de la supernova permaneció oscura durante algún tiempo. Los observadores lentamente llegaron a reconocer una clase de estrellas que sufren fluctuaciones periódicas a largo plazo en luminosidad. Tanto John Russell Hind en 1848 como Norman Pogson en 1863 habían trazado estrellas que sufrieron repentinos cambios de brillo. Sin embargo estos recibieron poca atención de la comunidad astronómica. En 1866, sin embargo, William Higgins realizó las primeras observaciones espectroscópicas de una nova, descubriendo líneas de hidrógeno en el espectro inusual de la recurrente nova T Coronae Borealis. Higgins propuso una explosión cataclísmica como mecanismo subyacente, y sus esfuerzos atrajeron el interés de otros astrónomos.

En 1885, Ernst Hartwig, en Estonia, observó una explosión de tipo nova en dirección a la galaxia de Andrómeda. S Andromedae aumentó a la 6 ª magnitud, superando el núcleo entero de la galaxia, y luego se desvaneció de una manera muy parecida a una nova. Sin embargo, en 1917, George W. Ritchey midió la distancia a la galaxia de Andrómeda y descubrió que estaba mucho más lejos de lo que se había pensado anteriormente. Esto significaba que S Andromedae, que no sólo se situaba a lo largo de la línea de visión de la galaxia, sino que había residido en el núcleo, liberó una cantidad mucho mayor de energía de lo que era típico para una nova.

Los primeros trabajos sobre esta nueva categoría de nova fueron realizados durante la década de 1930 por Walter Baade y Fritz Zwicky en el Observatorio Mount Wilson. Identificaron a S Andromedae, lo que consideraban una supernova típica, como un evento explosivo que liberó radiación aproximadamente igual a la producción de energía total del Sol durante 107 años. Decidieron llamar a esta nueva clase de variables cataclísmicas super-novae, y postularon que la energía fue generada por el colapso gravitacional de estrellas ordinarias en estrellas de neutrones.

Aunque las supernovas son eventos relativamente raros, que ocurren en promedio aproximadamente una vez al siglo en la Vía Láctea, las observaciones de galaxias distantes permitieron que las supernovas fueran descubiertas y examinadas con más frecuencia. La primera clasificación espectral de estas supernovas lejanas fue ejercida por Rudolph Minkowski en 1941. Los clasificó en dos tipos, basados en si o no las líneas del elemento hidrógeno aparecieron en el espectro de la supernova. Zwicky más tarde propuso tipos adicionales III, IV y V, aunque estos ya no se utilizan y ahora parecen estar asociados con tipos de supernova única peculiar. La subdivisión posterior de las categorías de espectros resultó en el esquema moderno de clasificación de supernovas.

Después de la Segunda Guerra Mundial, Fred Hoyle trabajó en el problema de cómo se produjeron los diversos elementos observados en el universo. En 1946 propuso que una estrella masiva podría generar las reacciones termonucleares necesarias y las reacciones nucleares de los elementos pesados eran responsables de la eliminación de la energía necesaria para que ocurriera un colapso gravitatorio. La estrella colapsante se volvió rotativamente inestable y produjo una expulsión explosiva de elementos que se distribuyeron en el espacio interestelar. El concepto de que la fusión nuclear rápida fue la fuente de energía para una explosión de supernova fue desarrollado por Hoyle y William Fowler durante los años sesenta.

El modelo estándar moderno para explosiones de la supernova del tipo Ia se basa en una propuesta de Whelan y de Iben en 1973, y se basa en un escenario de transferencia de masa a una estrella degenerada del compañero. En particular, la curva de luz de SN 1972e en NGC 5253, que se observó durante más de un año, se siguió el tiempo suficiente para descubrir que después de su amplia "joroba" de brillo, la supernova se desvaneció a una tasa casi constante de aproximadamente 0,01 magnitudes por día. Traducido a otro sistema de unidades, esto es casi el mismo que la tasa de desintegración de cobalto-56 (56Co), cuya vida media es de 77 días. El modelo de explosión degenerada predice la producción de alrededor de una masa solar de níquel-56 (56Ni) por la estrella explosiva. El 56Ni se descompone con una vida media de 6,8 días a 56Co, y la desintegración del níquel y cobalto proporciona la energía irradiada por la supernova a finales de su historia. El acuerdo tanto en la producción total de energía como en la tasa de desvanecimiento entre los modelos teóricos y las observaciones de 1972e llevó a la rápida aceptación del modelo de degeneración-explosión.

La afirmación anterior acerca de cómo "El modelo estándar moderno para las explosiones de supernovas de tipo Ia se basa en una propuesta de Whelan y Iben en 1973, y se basa en un escenario de transferencia de masa a una estrella degenerada compañero", indica que la afirmación hecha por el libro de Urantia en 1955 que que la Nova de Tycho tenía un origen de una estrella doble era acerca de veinte años por delantado a su tiempo.

En el camino hacia el suministro de información sobre algunas de las investigaciones más recientes que indican que los astrónomos pudieron haber encontrado la estrella compañera de Tycho, los investigadores del Grupo de Telescopios Isaac Newton en un artículo de 2005 titulado The Search for the Companion Star de la Supernova 1572 de Tycho Brahe nos dan otra mirada al desarrollo de la teoría de que todas las supernovas de tipo Ia tienen una estrella doble:

En los últimos años, las supernovas de tipo Ia (SNe Ia) se han utilizado con éxito como sondas cosmológicas del Universo (Riess et al., 1998; Perlmutter et al., 1999). Sin embargo, la naturaleza de sus progenitores ha permanecido algo de un misterio. Es ampliamente aceptado que representan la ruptura de un objeto degenerado, pero también hay numerosos modelos progenitoriales (véase por ejemplo Ruiz-Lapuente, Canal, Isern, 1997a, para una revisión), pero la mayoría de éstos tienen serios problemas teóricos / observacionales O no parecen producir suficientes números para explicar la frecuencia observada de SNe Ia en nuestra galaxia.

Hoyle y Fowler (1960) describieron cómo una enana blanca, un punto final común en la evolución de las estrellas de baja y media masa, podría convertirse en una poderosa bomba de fusión si su temperatura interior aumentaba de aproximadamente 2 x 108 a 5 x 108 K , Anticipando que este tipo de explosión podría corresponder a la clase de objetos identificados por Minkowski (1941), llamados supernovas de tipo I y mucho más tarde renombrados de tipo Ia. Estas supernovas se caracterizan por sus firmas espectrales y son las explosiones estelares observables más brillantes.

Pero, ¿cómo pueden alcanzarse temperaturas tan altas (> 108 K) en los núcleos generalmente degenerados fríos de las enanas blancas? Una manera natural de calentar a las enanas blancas es por la acumulación de material de un compañero estelar. Si la enana blanca crece en masa tomando material de una estrella donante, su densidad central y aumento de temperatura, y puede alcanzar la condición crítica cerca de 1,4 masas solares, la masa llamada Chandrasekhar. El camino binario se encuentra para ser la manera física más fácil de dar lugar a las enanas blancas desnudas que explotan en números bastante grandes para explicar esas supernovas. Los modelos de una sola estrella fueron físicamente y estadísticamente fracasados. Recientemente, se ha dado un nuevo impulso al estudio de los posibles caminos evolutivos hacia la explosión. Se han establecido esfuerzos de observación con objetivos específicos para aclarar la cuestión, contrastando los modelos con evidencia empírica.

Habiendo establecido que no fue sino hasta 1955 que la comunidad científica llegó a aceptar que todas las supernovas de Tipo Ia tienen un origen de doble estrella, ahora volvemos nuestra atención a la historia de la clasificación de Nova de Tycho como Tipo Ia. En un artículo de 1945 W. Baade formuló el siguiente análisis, clasificando la Nova de Tycho como una supernova Tipo I:

La curva luminosa de la nova de 1572, derivada de las observaciones de Tycho, muestra que la estrella era una supernova de tipo I que alcanzaba al máximo la magnitud aparente de -4.0.

El hecho de que no se pueda detectar ninguna concha en expansión en el lugar donde se ha quemado la supernova indica que la excitación proporcionada por el resto estelar es insuficiente. Esto, a su vez, sugiere que la estrella está mucho más avanzada hacia el estado final enano blanco que los restos estelares de las supernovas de los años 1054 y 1604.

Se ha señalado en un artículo anterior (W.Baade, Mt. W. Conlr., No. 600, Ap. J., 88, 285, 1938) que B Cassiopeiae, la nova brillante de 1572, era indudablemente una supernova debido a su amplitud, que superó los 22 mag. El reconocimiento reciente de dos tipos de supernovas hace que sea deseable decidir si la estrella era una supernova de tipo I o tipo II. La curva de luz de la nova, derivada en el presente trabajo, indica claramente una supernova de tipo I. Debido a que arroja nueva luz sobre el estado final de una supernova, B Cas es de particular interés.

Es imposible en la actualidad presionar la búsqueda del resto estelar de B Cas a límites aún más débiles, ya que la nova, debido a su alta declinación, no puede alcanzarse con el telescopio de 100 pulgadas. Sin embargo, hay cada perspectiva que se encontrará cuando el telescopio de 200 pulgadas entra en funcionamiento.

La existencia de estrellas dobles se estableció antes de 1955. Determinar que la Nova de Tycho debía ser clasificada como Tipo I ocurrió antes de 1955 sobre la base de los datos observacionales proporcionados por Tycho Brahe. Sin embargo, la reubicación y la identificación de Nova de Tycho como de origen binario no ocurrieron hasta después de 1955.

El proceso de identificar primero la ubicación del resto de Nova de Tycho y luego colocarlo en la categoría de supernovas con un origen de estrella doble comenzó en 1952 mediante el uso de la detección de ondas de radio. La identificación a través del reconocimiento óptico no ocurrió hasta después de 1955. La cita de la revista Nature, presentada el 14 de julio por R. Hanbury Brown y C. Hazard para la edición de agosto de 1952, indica que las ondas de radio de Tycho's Nova aún no habían sido detectadas. La siguiente muestra que a finales de año se había realizado el descubrimiento de sus ondas de radio.

DESDE el descubrimiento de fuentes localizadas de radiación de radiofrecuencia extraterrestre en 1948, se han realizado estudios sobre todo el cielo y se conocen las posiciones e intensidades de alrededor de cien fuentes. Aunque algunas de estas fuentes han sido identificadas con nebulosas extra-galácticas, generalmente se considera que la mayoría debe estar dentro de la Galaxia con una distribución, y tal vez una densidad, similar a la de las estrellas visuales comunes. Sin embargo, todavía no ha sido posible asociar las fuentes de radio con ninguna clase de objetos visuales en la Galaxia, y en sólo un caso se ha hecho una identificación, a saber, la identificación de una fuente en Tauro con la nebulosa del Cangrejo. Como se cree que la nebulosa del Cangrejo es el remanente de la supernova de 1054, es de esperar que los restos de otras supernovas sean también fuentes de radiación de radio. Las otras supernovas conocidas por haber ocurrido en la Galaxia son las de 1572 y 1604, pero las encuestas publicadas no muestran ninguna fuente de radio en ninguna de estas posiciones.

Los . . . Remanente es el resultado de la explosión de la supernova en 1572 que fue estudiada por Tycho Brahe. . . Y desde entonces ha sido llamado Nova de Tycho, también conocido como Nova B Cassiopia. El remanente fue descubierto por primera vez en 1952 por Hanbury Brown y Hazard como una fuente de radio fuerte. Posteriormente, Minkowski encontró el remanente óptico asociado con la fuente de radio. La Nova de Tycho se conoce ahora también como una fuente fuerte de emisión de rayos X. Analizando los registros antiguos de esta nova, Baade concluyó que al máximo tenía una magnitud visual aparente de -4, su curva de luz correspondiente a la de una supernova de Tipo I.

Sol Company en su página web SolStation.com ofrece esta visión general:

El remanente de la supernova no fue encontrado hasta 1952, con la ayuda del radiotelescopio de Jodrell Bank (Brown y Hazard, 1953), catalogado como fuente de radio 3C 10. Poco después, se descubrieron débiles vellos ópticos en el mismo lugar usando un telescopio de 200 -pulgadas en el Monte Palomar durante los años 60, cuando una nebulosidad extremadamente débil se identificó en las placas de la foto. La cáscara de gas se está expandiendo ahora a 9.000 km / s, mucho más que la velocidad de expansión de la nebulosa del Cangrejo, de unos 600 kilómetros por segundo, y ha crecido a unos 3.7 minutos de arco. 24 años luz (ly) de ancho de acuerdo a una estimación. Sin embargo, no se ha detectado ninguna fuente de punto central en el resto de supernova de Tycho (SNR), lo cual es consistente con otra evidencia de que la SNR fue creada por una supernova de tipo Ia.

Historia adicional relacionada con Tycho's Nova se resume en Wikipedia:

SN 1572 o Nova de Tycho era una supernova en la constelación Cassiopeia, una de las ocho supernovas visibles a simple vista. Fue observado por primera vez el 11 de noviembre de 1572 por el científico danés Tycho Brahe, cuando era más brillante que Venus. En marzo de 1574 su brillo cayó por debajo de la visibilidad a simple vista.

Tycho Brahe no pudo haber sido el primero en notar la supernova; Fue probablemente Wolfgang Schuler, quien lo vio por primera vez el 6 de noviembre de 1572. El astrónomo italiano Francesco Maurolico también pudo haberlo visto antes de Tycho.

El resto de la supernova fue descubierto en la década de 1960 por los científicos en el telescopio Mount Palomar como una nebulosa muy débil. Posteriormente fue fotografiado por un telescopio en la nave espacial internacional ROSAT. La supernova fue probablemente del tipo Ia, en la que una estrella enana blanca ha acrecido la materia de un compañero hasta que alcanza el límite de Chandrasekhar y explota. Este tipo de supernova no suele crear la espectacular nebulosa más típica de las supernovas tipo II, como la SN 1054 que creó la Nebulosa del Cangrejo. Una cáscara de gas sigue expandiéndose desde su centro a unos 9.000 km / s.

En octubre de 2004, una carta en Nature informó el descubrimiento de una estrella G2, similar en tipo a nuestro propio Sol. Se cree que es la estrella compañera que contribuyó a la masa de la enana blanca que finalmente resultó en la supernova. Un estudio posterior, publicado en marzo de 2005, reveló más detalles sobre esta estrella: etiquetada como Tycho G, era probablemente una estrella de secuencia principal o subgigante antes de la explosión, pero tenía parte de su masa despojada y sus capas externas Los efectos de la supernova. La velocidad actual de Tycho G es quizás la evidencia más fuerte de que fue la estrella compañera de la enana blanca, ya que viaja a una velocidad de 136 km / s, que es más de cuarenta veces más rápida que la velocidad media de otras estrellas en su estelar barrio.

Imagen de rayos X del SN 1572, el resto de la Nova de Tycho

Los informes de investigación de 2004 y 2005 indican que los astrónomos creen que han encontrado al compañero. Estos recientes desarrollos, casi cincuenta años después de la afirmación del Libro de Urantia de que la Nova de Tycho se originó como una estrella doble, dan apoyo adicional a la creencia, anteriormente y ampliamente sostenida por los astrónomos, de que la Nova de Tycho tenía de hecho un origen de doble estrella.

Los investigadores del Grupo Isaac Newton explican los nuevos hallazgos de esta manera:

Una prueba particularmente concluyente sería la detección de una estrella compañera que ha sobrevivido a la explosión de la supernova en el remanente de la supernova. En la actualidad la detección de un compañero sobreviviente sólo sería factible en nuestra galaxia. La supernova del milenio, la supernova del Lupus (también designada SN 1006 después del año de su aparición) era una supernova de este tipo. La supernova descubierta por Tycho Brahe, SN 1572, era también de este tipo. Ambas son las únicas supernovas de tipo Ia sin ambigüedad observadas en nuestra Galaxia durante los últimos mil años.

Consecuencias observables en la estrella compañera

Las investigaciones de Canal, Méndez y Ruiz-Lapuente (2001) dependen del tipo de estrella en que se encuentren las predicciones de cómo la estrella compañera se ocuparía del impacto de la eyección de la supernova, si hay algún compañero. Entre otras características, la estrella compañera superviviente debe tener una velocidad peculiar con respecto al movimiento promedio de las otras estrellas en la misma localización en la Galaxia -principalmente debido a la interrupción del binario- detectable a través de mediciones de movimiento propio y velocidad radial y Quizás también signos del impacto de la eyección de la supernova. Este último puede ser doble. Primero, la masa debería haberse despojado del compañero y la energía térmica inyectada en ella, posiblemente llevando a la expansión de la envoltura estelar que haría que la estrella tuviera una gravedad superficial más baja. En segundo lugar, dependiendo de la interacción con el material eyectado, la superficie de la estrella podría estar contaminada por las eyecciones de movimiento más lento hechas de isótopos de Fe y Ni. Si la envoltura estelar del compañero es radiativa, tal contaminación podría ser detectable a través de mediciones de abundancia.

La búsqueda de la estrella compañera de SN 1572

La supernova de Tycho Brahe (SN 1572) es una de las dos únicas supernovas observadas en nuestra Galaxia que se cree fueron del tipo Ia, reveladas por la curva de luz (Ruiz-Lapuente, 2004), emisión de radio (Baldwin et al., 1957 ) Y espectros de rayos X (Hughes et al., 1995).

El campo que contenía la supernova de Tycho, relativamente desprovisto de estrellas de fondo, es favorable para buscar cualquier compañero sobreviviente. Con una latitud galáctica b = + 1,4 °, la supernova de Tycho se encuentra entre 59 y 78 pc por encima del plano galáctico. Las estrellas en esa dirección muestran un patrón consistente de velocidades radiales con un valor medio de -30 km / s a 3 kpc. La estrella más probable de haber sido el donante masivo de SN 1572 tiene que mostrar una coincidencia múltiple: estar a la distancia de SN 1572, mostrando un movimiento inusual en comparación con las estrellas en el mismo lugar, teniendo parámetros estelares consistentes con ser golpeado por La explosión de la supernova y situada cerca del centro remanente.

La distancia al SN 1572 deducida de la expansión de la concha de radio y por otros métodos se encuentra alrededor de 3 kpc. Tal distancia y la forma de curva de luz de SN 1572 son consistentes con que es una supernova de tipo Ia normal en luminosidad, como las que se encuentran comúnmente en búsquedas cosmológicas (Ruiz-Lapuente, 2004) 13.

Nuestra búsqueda del compañero binario de la supernova de Tycho ha excluido a las estrellas gigantes. También ha demostrado la ausencia de objetos azules o muy luminosos como estrellas de post-explosión compañero. Una de las estrellas, Tycho G de nuestra muestra, muestra una alta velocidad peculiar (tanto radiales como tangenciales), se encuentra dentro del rango de distancia para la explosión de SN 1572, y su tipo, G2IV, se ajusta a la post-explosión Perfil de un compañero de supernova Tipo Ia cuya posición en el diagrama Hertzsprung-Russell es atípica para un subgigante estándar.

Si Tycho G es la estrella compañera de SN1572, sus características generales implican que la explosión de la supernova afectó al compañero principalmente a través de la cinemática. Por lo tanto, una estrella muy similar a nuestro Sol, pero de un tipo ligeramente más evolucionado habría sido el donante masivo que desencadenó la explosión del Tipo Ia SN1572, conectando la explosión de la supernova a la familia de variables cataclísmicas.

Los resultados de esta investigación, dirigida por Pilar Ruiz-Lapuente de la Universidad de Barcelona, se publicaron en la edición del 28 de octubre de Nature. Los autores son Fernando Comerón (ESO), Javier Méndez (Universidad de Barcelona e ING), Ramón Canal (Universidad de Barcelona), Stephen Smartt (IoA, Cambridge), Alex Filippenko (Universidad de California, Berkeley), Robert Kurucz El Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian), Ryan Chornock y Ryan Foley (Universidad de California, Berkeley), Vallery Stanishev (Universidad de Estocolmo) y Rodrigo Ibata (Observatorio de Estrasburgo).

La afirmación del Libro de Urantia en 1955 con respecto al origen de doble estrella de SN 1572, Nova de Tycho, estaba casi veinte años por delante de la apreciación contemporánea por parte de la comunidad científica de que las supernovas de este tipo se originan como estrellas dobles. La investigación reportada en 2004 y 2005 establece además que la Nova de Tycho ha sido apropiadamente identificada como una supernova de Tipo Ia.

Fuentes:

http://en.wikipedia.org/wiki/Double_star
http://en.wikipedia.org/wiki/Binary_star
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Supernova+Classification
http://en.wikipedia.org/wiki/History_of_supernova_observation
http://www.ing.iac.es/PR/newsletter/news9/science7.htmlB Cassiopeiae as a Supernova of Type I (Contributions from the Mount Wilson Observatory, Carnegie Institution of Washington, No. 711.), W. Baade, Mount Wilson Observatory, Received June 13, 1945

http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?db_key=AST &bibcode=1945ApJ...102..309B&letter=.&classic=YES&defaultprint=YES &whole_paper=YES&page=309&epage=309&send=Send+PDF&filetype=.pdf
http://www.nature.com/nature/journal/v170/n4322/abs/170364a0.html
An Introduction to Astrophysics by Baidyanath Basu, p. 262
http://www.solstation.com/x-objects/tycho-s.htm
http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1572
http://www.ing.iac.es/PR/newsletter/news9/science7.html
http://www.ing.iac.es/PR/newsletter/news9/science7.html
http://www.ing.iac.es/PR/newsletter/news9/science7.html

Nova de Tycho Enlaces Adicionales

Citas del libro de Urantia:

Cuando una rueda matriz nebular arroja soles demasiado grandes, éstos pronto se deshacen o forman estrellas binarias. Todos los soles son en un principio auténticamente gaseosos, aunque más tarde puedan existir, transitoriamente, en estado semilíquido. Cuando vuestro sol alcanzó este estado casi líquido de la presión del supergás, no era lo suficientemente grande para partirse en forma ecuatorial, siendo éste un tipo de formación de estrellas binarias.

Cuando son menos de un décimo del tamaño de vuestro sol, estas esferas llameantes se contraen, se condensan y se enfrían rápidamente. Cuando son más de treinta veces su tamaño —más bien treinta veces el contenido bruto de materia real— los soles se dividen rápidamente en dos cuerpos separados, volviéndose centros de nuevos sistemas o bien permaneciendo cada uno dentro de la atracción de la gravedad del otro y girando alrededor de un centro común como un tipo de estrella doble.
La más reciente de las erupciones cósmicas principales en Orvonton fue la extraordinaria explosión estelar binaria, la luz de la cual llegó a Urantia en el año 1572. Esta conflagración fue tan intensa que la explosión fue claramente visible a la luz del día. LU (41: 3,3 - 5)