Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo
Una vez más Juan Antonio Bernedo nos envía un artículo con la actualidad astronómica de los últimos tres meses. Muchas de ellas no han sido cubiertas por NeoFronteras en el pasado.
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Al cerrar la edición y hacer un repaso de las noticias más importantes ocurridas durante el trimestre, nos encontramos siempre con el dilema de la selección de artículos. Ha habido demasiadas cosas interesantes; algunas las recogemos más ampliamente, pero de otras sólo vamos a resumirlas en un titular y os dejamos los enlaces por si os interesan.
SOHO CUMPLE 20 AÑOS
Se han cumplido ya 20 años de observación del Sol por la nave SOHO; gracias a él sabemos mucho más de nuestra estrella.
Más información sobre SOHO: 20 años
CAMBIO CLIMÁTICO Y NIVEL DEL MAR
Siguen confirmándose los efectos del calentamiento global, con consecuencias preocupantes. NOAA, la agencia estadounidense del mar y de la atmósfera, ha declarado oficialmente 2015 como el año más caluroso desde que se tienen registros, en parte influenciado por una corriente del Niño especialmente fuerte. Para estudiar este efecto y sobre todo, la subida del nivel del mar y cómo va a influir en las poblaciones costeras la NOAA, en colaboración con agencias europeas, ha lanzado otra misión, Jasón-3, que seguirá la órbita de su homóloga Jasón-2 en formación tándem, mejorando los datos.
Ver más información sobre: 2015 el año más caluroso
Ver más información sobre: Jason 3
EXOMARS LISTA
La sonda de la ESA ExoMars, que orbitará alrededor de Marte (Trace Gas Orbiter) ya está lista para su lanzamiento el 14 de marzo si todo sale bien como hasta ahora. Incluirá una sonda de demostración de descenso sobre Marte (llamada Schiaparelli), todo como anticipo y para preparar la misión ExoMars de 2018 que incluirá un vehículo de superficie.
Ver más información de EsoMars
ONDAS GRAVITACIONALES Y LISA PATHFINDER
En cuanto a la noticia estrella del trimestre, la posible detección de ondas gravitacionales, el rumor corrió como la pólvora unos días antes de hacerse público el 11 de febrero en rueda de prensa que LIGO las había detectado. Ahora, LISA PATHFINDER ya ha llegado a su órbita de observación y está en condiciones de observarlas, pero en la fecha del evento detectado (14 de Septiembre de 2015) no estaba todavía operativa. En ese sentido, LISA ya ha liberado sus “cubos de caída libre” (ver “Kiosco” de enero-febrero-marzo 2016) y está preparada para medir perturbaciones gravitacionales.
Ver más información sobre LISA PATHFINDER
Recogemos la noticia de LIGO como primer resumen. Posiblemente merezca un futuro premio Nobel.
Ondas gravitacionales detectadas por primera vez
Empezó con un rumor que se fue extendiendo por las redes, pero parecía demasiado aventurado para creérselo. Sin embargo, como el rumor procedía de un artículo que la revista Nature iba a publicar, podía ser cierto. Por fin, el día 11 de febrero, Nature anunció una rueda de prensa y se confirmó. LIGO había detectado una perturbación gravitacional.
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El 14 de septiembre de 2015, el observatorio LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory) detectó, por primera vez, en sus dos estaciones de Hanford (Washington) y Livingston (Luisiana) (EE.UU) separadas por 3.000 km, las tan elusivas ondas gravitacionales predichas por Albert Einstein hace cien años. Esas ondulaciones en el tejido espacio-temporal, que viajan a la velocidad de la luz, habían sido emitidas por la fusión de dos agujeros negros 29 y 36 veces la masa del Sol. Pero justo una fracción de segundo después de la señal de LIGO, el telescopio espacial Fermi detectó un misterioso estallido de rayos gamma. Ahora, una nueva investigación sugiere que los dos agujeros negros podrían haberse formado a partir de una sola estrella masiva, cuya muerte generó el estallido.
Normalmente, cuando una estrella masiva llega al final de su vida, su núcleo se colapsa en un solo agujero negro. Pero si la estrella gira muy rápidamente, su núcleo puede estirarse en forma bilobular y fragmentarse en dos nódulos, dando origen cada uno a su propio agujero negro.
La estrella masiva necesaria podría haber nacido de la fusión de otras dos estrellas más pequeñas. Y puesto que cada estrella ha ido girando alrededor de la otra, cada vez más rápido a medida que se acercaban, la estrella resultante debe de girar muy rápidamente.
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Una vez formados los dos agujeros negros, el exterior de la estrella se precipita hacia dentro y hacia ellos. Para generar tanto las ondas gravitacionales como el estallido de rayos gamma, los agujeros negros deben haber nacido muy juntos, con una separación inicial del orden del diámetro de la Tierra, y fusionarse en cuestión de minutos.
El gran agujero negro recién formado se alimenta entonces de la materia que cae, consumiendo una cantidad equivalente al Sol cada segundo y generando chorros de materia que se expulsan hacia el exterior.
El telescopio espacial Fermi descubrió la explosión sólo 0,4 segundos después de que LIGO detectara las ondas gravitacionales, proveniente de la misma zona del cielo. Sin embargo, el satélite europeo Integral de rayos gamma no confirmó la señal. Incluso si la detección de Fermi fuera una falsa alarma, en los futuras detecciones de LIGO la luz acompañante también debe ser monitorizada en rayos gamma, con independencia de si se originan a partir de las fusiones de agujeros negros.
En efecto, los investigadores creen que si se detectan más explosiones de rayos gamma junto con las ondas gravitacionales, ofrecerá un nuevo método prometedor para medir distancias cósmicas y la expansión del Universo. Al detectar el resplandor de un estallido de rayos gamma y midiendo su desplazamiento hacia el rojo, debido a la expansión del Universo, la longitud de la onda de la luz emitida sufre un desplazamiento hacia el rojo en su camino a la Tierra, un efecto que proporciona una medida directa de la distancia. A continuación, comparándolo con las mediciones de distancia independientes de LIGO, los astrónomos pueden deducir con precisión los parámetros cosmológicos.
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De los datos, después de meses de cálculo y tratamiento, deducen que las ondas se generaron al acabar de fundirse dos agujeros negros de 26 y 36 masas solares en uno solo de 62. Las tres masas solares que faltan se convirtieron en una fracción de segundo, principalmente, en ondas gravitacionales. La señal parece provenir de un punto a 1.300 millones años-luz de nosotros y se recibió en el detector de Livingston 7 milisegundos antes que en el detector de Hanford. Su origen parece estar en el hemisferio sur.
El resultado de la detección tiene una probabilidad de error de 0,000057% (mucho mejor que 5 sigma), por lo que es bastante fiable.
LIGO, o más bien la versión mejorada de LIGO (Advanced LIGO), puesto que la primera versión no observó ondas en 10 años de funcionamiento, es un detector compuesto por dos largos tubos (4km), perpendiculares, al vacío, que contienen dos espejos suspendidos y aislados de forma muy estable y que hacen rebotar un haz de luz una y otra vez hasta una distancia total de 1.800 km. Cuando llega una onda gravitatoria deforma los tubos y se mide la pequeña variación de la distancia. Midiendo la diferencia de fase de la luz en los dos tubos, el instrumento es capaz de detectar una variación equivalente a la diezmilésima parte del diámetro del protón. La construcción de este experimento fue propuesta por primera vez en 1980 por Kip Thorne y Ronald Drever, de Caltech, y Rainer Weiss, profesor de física en el MIT. Es muy probable que este descubrimiento les suponga un premio Nobel próximamente. La versión avanzada del proyecto LIGO fue diseñada y liderada por los institutos tecnológicos de California y Massachusetts, Caltech y MIT, y tiene la colaboración de unos 1.000 científicos de 15 países.
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A partir de ahora habrá que confirmar esta primera detección de LIGO y captar señales de eventos diferentes. En ello están muchos equipos científicos alrededor del mundo. Aparte de LIGO, este año comenzará a funcionar una versión mejorada de otro gran observatorio de ondas gravitatorias en Europa, VIRGO. Además, acaba de empezar a observar LISA Pathfinder, una misión de demostración para un futuro observatorio espacial de este tipo de fenómenos.
Fuentes:
Rueda de prensa de NATURE y noticia de prensa de Caltech del 11 de febrero de 2016
noticia de Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) de 23 de febrero de 2016
¿Indicios de un lejano 9º planeta?
Según un estudio, aún en entredicho y puesto en duda por otros astrónomos, podría existir un 9º planeta en nuestro sistema solar. Las órbitas de algunos de los últimos planetas enanos descubiertos parecen extrañamente próximas y esto podría indicar que debe haber un cuerpo perturbador bastante importante que explique sus trayectorias.
Astrónomos del Instituto de Tecnología de California han encontrado una posible pista de la existencia de un planeta helado gigante transneptuniano. En una investigación publicada en “Astronomical Journal”, los científicos estiman que el planeta puede tener entre 5 y 10 veces la masa de la Tierra y un diámetro de 2 a 4 veces el de nuestro planeta.
Los autores de la investigación, los astrónomos Michael Brown (co-descubridor de Sedna en 2003 y descubridor de ERIS en 2005) y Konstantin Batygin, no han observado el planeta de forma directa. Han deducido su existencia a partir del movimiento de 6 de los planetas enanos últimamente descubiertos y otros pequeños objetos ubicados en el sistema solar exterior.
La forma en que sus 6 órbitas están agrupadas tiene una probabilidad muy baja (0,007%). Por eso, una posible explicación es que esos cuerpos más pequeños tengan órbitas que hayan sido influidas por la gravedad de un planeta oculto: un “perturbador masivo” que actúa agrupando las órbitas.
El planeta propuesto tendría una órbita de perihelio a unas 7 veces la distancia a Neptuno, unas 200 U.A., perihelio y entre 600 y 1200 U.A. en su afelio, más allá del cinturón de Kuiper, por lo que resultaría difícil de detectar. Su período orbital sería de 15.000 años.
Los astrónomos sugieren que ese planeta podría haber sido lanzado a la zona exterior del Sistema Solar, como otros muchos cuerpos, hace unos 4.500 millones de años por la fuerza gravitacional de Júpiter o de Saturno, cuando el Sistema solar estaba todavía en formación.
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La existencia de este planeta se trata todavía de una hipótesis, que puede salir reforzada si se encuentran más cuerpos con órbitas acusadamente elípticas y de perihelios muy cercanos, tipo Sedna, y sería confirmada si se descubre el planeta finalmente en las posiciones predichas, mediante observación con telescopios. Rastreos de cielo completo como el de WISE no muestran nada, aunque pudiera aparecer en los datos de WISE de frecuencias más largas (objetos más fríos) que cubren un 20% del cielo.
Los grandes telescopios como el Telescopio Espacial Hubble o los Keck de Hawai de 10 metros, tienen un campo de observación muy pequeño y no podrían utilizarse para esta búsqueda. Sí puede utilizarse el telescopio japonés de gran campo Subaru, de 8m en Hawai, y de hecho Brown y Batygin ya están rastreando las posibles zonas en que pueda estar el planeta. La búsqueda, a la que se ha unido otro equipo de investigadores en ese mismo campo, puede llevar 5 años.
El problema es que esta probabilidad de agrupamiento de órbitas es del 0,007%, equivalente a sigma 3,8 y, aunque a partir de sigma 3 un experimento ya puede ser considerado seriamente, está muy por debajo de sigma 5 que se supone ya un índice de confianza suficiente.
Fuente:
Science Magazine, 20 enero 2016
No hay grandes cavernas en el cometa 67P
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La misión Rosetta de la ESA ha logrado demostrar que el núcleo del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko no es cavernoso, resolviendo así un antiguo misterio.
Los cometas son «escombros» congelados, los restos del proceso que formó los planetas hace 4.600 millones de años. Distintas misiones espaciales han visitado un total de ocho cometas, haciendo posible determinar las propiedades básicas de estas cápsulas del tiempo. No obstante, aunque ya se han resuelto muchas incógnitas, se han planteado otras nuevas.
Se sabe que los cometas están compuestos de una mezcla de polvo y hielo, lo que implica que si fuesen completamente compactos, serían más densos que el agua congelada. Sin embargo, los resultados de anteriores misiones demostraron que muchos de ellos tienen una densidad extremadamente baja, lo que sugiere que son cuerpos con una gran porosidad.
La cuestión es: ¿esta porosidad se debe a la presencia de grandes cavidades en su núcleo, o es más bien una estructura homogénea de baja densidad?
En un nuevo estudio, “A homogeneous nucleus for Comet 67P/ Churyumov–Gerasimenko from its gravity field”, publicado a principios de febrero en la revista Nature, un equipo de investigadores dirigido por Martin Pätzold, del Instituto Renano para la Investigación Ambiental de la Universidad de Colonia, Alemania, ha demostrado que el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko también se trata de un objeto de baja densidad, pero se ha podido descartar que tenga un núcleo cavernoso.
Este hallazgo es coherente con los resultados obtenidos a través del experimento radar CONSERT de Rosetta, que logró demostrar que la «cabeza» del cometa bilobulado es bastante homogénea a escalas de unas pocas decenas de metros.
La explicación más razonable es que la porosidad del cometa se deba a una propiedad intrínseca de las partículas de polvo que están mezcladas con el hielo que compone su núcleo. De hecho, estudios anteriores habían demostrado que las partículas de polvo de un cometa típico no eran sólidas, sino más bien unos conglomerados «esponjosos» de alta porosidad y baja densidad. Los instrumentos COSIMA y GIADA de Rosetta han demostrado que el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko también presenta este mismo tipo de granos de polvo.
El equipo de Pätzold llegó a esta conclusión tras analizar los resultados del experimento RSI, que mide las alteraciones en la órbita de Rosetta provocadas por el campo gravitatorio del cometa, que a su vez depende de la distribución de masa del mismo.
Las perturbaciones orbitales que sufre Rosetta se pueden determinar a partir de los cambios en la frecuencia de las señales que el satélite envía a Tierra, por efecto Doppler. Este efecto se produce cuando existe un movimiento relativo entre el emisor y el receptor de una onda.
En el caso de Rosetta, la mayor o menor atracción gravitatoria del cometa provoca un ligero desplazamiento que se traduce en cambios en la frecuencia de su enlace de radio. Durante sus operaciones rutinarias, Rosetta se comunica con tierra a través de la antena de 35 metros de diámetro de la estación de seguimiento de la ESA en Nueva Norcia, Australia. Las señales recibidas por esta antena fueron analizadas para reconstruir el campo gravitatorio del cometa. Si tuviese cavidades de gran tamaño, se habrían manifestado como una menor atracción gravitatoria de carácter localizado.
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La misión Rosetta de la ESA es la primera en realizar este complejo tipo de medidas en el entorno de un cometa. En ellas se trata de filtrar la información recibida para eliminar la influencia del Sol, de todos los planetas (desde los gigantes a los enanos) y de los objetos más grandes del cinturón principal de asteroides, para poder estudiar los efectos debidos únicamente a la atracción del cometa. Afortunadamente se conocen bien estas influencias, y hoy en día es una práctica habitual de las operaciones espaciales.
A continuación, se tienen que aislar los efectos de la presión de la radiación solar y de los gases que forman la cola del cometa, ya que estos dos fenómenos también apartan al satélite de su trayectoria nominal. En este caso, el instrumento ROSINA de Rosetta resultó ser de gran utilidad, ya que mide el flujo de gases en el entorno del satélite, permitiendo a los astrónomos eliminar las perturbaciones que provoca.
Llegados a este punto, cualquier movimiento residual se debe únicamente a la masa del cometa. En el caso del 67P/Churyumov-Gerasimenko, los resultados indican que presenta una masa de algo menos de 10.000 toneladas. Las imágenes tomadas por la cámara OSIRIS de Rosetta permitieron desarrollar un modelo tridimensional del cometa, a partir del que se derivó que tiene un volumen de 18.7 km3. Estas dos figuras indican que su densidad es de apenas 533 kg/m3.
El estudio de su estructura interna sólo fue posible gracias a un golpe cósmico de suerte. Como no se conocía de antemano la intensidad de la actividad del cometa, para garantizar la seguridad del satélite se diseñó una trayectoria de aproximación cautelar que mantendría a Rosetta a una distancia mínima de 10 kilómetros de su núcleo.
Antes del acercamiento al cometa, en 2014 el equipo de RSI había indicado que necesitarían acercarse a menos de 10 kilómetros del cometa para poder estudiar su estructura interna. Estos cálculos estaban basados en las observaciones realizadas desde tierra, que parecían indicar que el cometa tendría forma esférica. A más de 10 kilómetros sólo se podría determinar su masa total.
Sin embargo, cuando Rosetta empezó a acercarse al cometa, su extraña forma se hizo evidente. Afortunadamente para el equipo de RSI, su estructura bilobulada provoca que las variaciones de su campo gravitatorio sean mucho más pronunciadas, y por lo tanto más fáciles de medir a distancia, de tal forma que ya a unos 30 km se empezaron a notar variaciones gravitatorias.
Cuando Rosetta alcanzó su órbita a 10 kilómetros, RSI fue capaz de realizar medidas de alta precisión. Esto ha permitido que el equipo de científicos confíe en la veracidad de su hallazgo. Pero quizás tengan una oportunidad aún mejor para completar su estudio.
El próximo mes de septiembre Rosetta comenzará a descender para terminar su misión impactando de forma controlada contra la superficie del cometa. Esta maniobra es un auténtico reto para los especialistas en dinámica de vuelo del Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Darmstadt, Alemania, ya que cuanto más se aproxime el satélite al cometa, su compleja forma hará más difícil la navegación. No obstante, las medidas de RSI ganarán precisión, lo que podría ofrecer la oportunidad de buscar cavernas de unos pocos cientos de metros de diámetro.
Fuente:
Noticia de ESA, 5 febrero 2016
Primera flor cultivada en la Estación Espacial Internacional
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Los experimentos de cría de flores y otros vegetales en la Estación Espacial Internacional están produciendo ejemplares como éste de «Zinnia». Estos experimentos comenzaron en noviembre de 2015 y dependen fundamentalmente del buen criterio de los astronautas, puesto que no hay mucha experiencia acumulada del cultivo de vegetales en microgravedad. Su aspecto no es el mejor, según los expertos, pero los astronautas confían en mejorarlo a base de experiencia y desarrollar nuevas técnicas de cultivo necesarias para un posible viaje a Marte, en el que serán necesarias las plantas comestibles cultivadas a bordo.
Fuente:
Noticia de NASA-ISS, de 19 de enero 2016
Grandes vientos de rayos X ultrarrápidos en galaxia similar a la nuestra
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En una galaxia espiral brillante de tamaño similar al de la Vía Láctea, IRAS17020+4544, situada a 800 millones de años-luz de nosotros, el satélite XMM-Newton de la ESA, ha encontrado un viento de gas a alta velocidad que fluye de su centro y que podría estar reduciendo su capacidad de producir nuevas estrellas.
No es raro encontrar vientos cálidos procedentes de los discos turbulentos de material situados alrededor de los agujeros negros supermasivos en el centro de galaxias activas.
Si son lo suficientemente fuertes, estos vientos pueden afectar a su entorno de varias maneras: su efecto principal es arrasar las reservas de gas que, en caso de no ser eliminadas, formarían estrellas; pero también es posible que puedan provocar el colapso de algunas nubes y ayuden a que se formen estrellas. Se estima que ambos procesos representan un papel fundamental en las galaxias y los agujeros negros en el transcurso de los 13.800 millones de años del universo.
Sin embargo, solo afectan a los objetos de mayor volumen, como las galaxias elípticas formadas mediante la brusca colisión y fusión de dos o más galaxias, un proceso que a veces provoca unos vientos lo suficientemente fuertes para determinar la formación de estrellas.
Ahora, por primera vez, se han detectado estos vientos en un tipo de galaxia activa tipo Seyfert, que, presumiblemente, no ha experimentado ningún tipo de fusión.
Cuando se observan en luz visible, casi todas esas galaxias tienen una forma espiral similar a nuestra Vía Láctea. Sin embargo, al contrario que la Vía Láctea, las galaxias Seyfert poseen núcleos muy brillantes que emiten luz en todo su espectro electromagnético, una señal de que los agujeros negros supermasivos en su centro no están inactivos, sino que devoran sus alrededores.
El agujero negro supermasivo, situado en el corazón de esta galaxia Seyfert concreta, tiene una masa de cerca seis millones de soles y atrae todo el gas de su alrededor, haciéndolo brillar moderadamente.
XMM-Newton ha descubierto que los vientos que se producen alrededor del agujero negro tienen velocidades de entre 23.000 y 33.000 km/s (en torno al 10% de la velocidad de la luz).
Un descubrimiento importante es que el viento del centro es lo suficientemente energético para calentar el gas de la galaxia y reprimir la formación de estrellas. Es el primer caso sólido en el que se observa un flujo de rayos X ultrarrápidos en una galaxia Seyfert «normal» según el artículo que describe los resultados en Astrophysical Journal Letters.
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La galaxia tiene otra sorpresa: la emisión de rayos X procedentes de los vientos rápidos de núcleos galácticos suele estar dominada por átomos de hierro que han cedido muchos de sus electrones. En cambio, los vientos hallados en la galaxia citada resultan ser bastante inusuales, pues contaban con elementos más ligeros, como el oxígeno, y en ellos no se detectó hierro. Nunca se ha detectado una galaxia así.
Puesto que la galaxia es bastante similar a la nuestra, este hecho plantea incógnitas sobre la historia de la Vía Láctea y el papel que puede haber desempeñado nuestro agujero negro central.
Gracias a los resultados obtenidos por XMM-Newton recientemente, también sabemos que el agujero negro de cuatro millones de masas solares de nuestra galaxia ha experimentado fases de actividad más intensas, incluso en épocas tan recientes como hace solo cientos de años.
Aún no se puede estar seguro, pero este descubrimiento sugiere que flujos rápidos similares al encontrado en IRAS17020+4544 pudieron haber afectado a nuestra galaxia durante una de esas fases de actividad en el pasado. Esta posibilidad no se había contemplado hasta ahora, porque la existencia de vientos de rayos X solo se había detectado en galaxias muy diferentes a la Vía Láctea.
XMM-Newton continúa haciendo nuevos hallazgos que pueden llegar a cuestionar nuestra manera de entender cómo coevolucionan a lo largo de la historia del universo las estrellas de una galaxia y el agujero negro supermasivo ubicado en su núcleo.
El artículo completo ha sido publicado en The Astrophysical Journal Letters, con el título: «X-ray high-resolution spectroscopy reveals feedback in a Seyfert Galaxy from an ultra fast wind with complex ionization and velocity structure,» A.L Longinotti et al.
Fuente:
Noticia de ESA, de 15 enero 2016
El violento nacimiento de un cuásar visto por ALMA
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En esta nueva imagen compuesta, se muestran los rayos x de Chandra (en azul) que se han combinado con los datos en luz visible (en amarillo) del grupo Isaac Newton de telescopios en las Islas Canarias, España.
La cola se encuentra en el cúmulo de galaxias Zwicky 8338, que está a casi 700 millones de años-luz de la Tierra. Contiene gas a temperaturas de unos 10 millones de grados, unos 20 millones de grados más fría que el gas intergaláctico, pero todavía lo suficientemente caliente para brillar intensamente en rayos X, que Chandra que puede detectar.
Los investigadores creen que la cola pertenecía originalmente a la galaxia conocida como CGCG254-021, o tal vez un grupo de galaxias dominadas por esa gran galaxia, lanzada a través del gas caliente existente en Zwicky 8338. La presión ejercida por este gas de rápido movimiento ha acabado separándola de su galaxia.
En otras imágenes del Chandra y del gran conjunto de antenas de la NSF Karl Jansky (VLA) , la galaxia CGCG254-021 parece moverse hacia la parte inferior de la imagen con la cola siguiéndola por detrás. La separación significativa entre la galaxia y la cola de rayos X, la más grande jamás vista, puede ser evidencia de que el gas ha sido arrancado completamente de la galaxia.
Los astrónomos también fueron capaces de averiguar más acerca de las interacciones del sistema, examinando cuidadosamente las propiedades de la galaxia y su cola. La cola tiene una mancha más brillante, que se conoce como su «cabeza». Detrás de esta cabeza está la cola de emisión difusa de rayos x. El gas de la cabeza puede ser más frío y rico en elementos más pesados que el helio, que el resto de la cola. Delante de la cabeza existen indicios de un frente de choque, similar a la onda de choque formada por un avión supersónico, y justo delante de ella está la galaxia CGCG254-021.
Otra investigación independiente con observaciones en ondas infrarrojas indica que CGCG254-021 tiene la masa más alta de todas las galaxias Zwicky 8338. Las observaciones infrarrojas, junto con modelos de cómo evolucionan las galaxias, también implican que entre las galaxias del cúmulo, CGCG254-021 destacaba por tener la tasa más alta de formación de estrellas en el pasado reciente. Sin embargo, no hay evidencia de formación de estrellas nuevas, posiblemente porque el gas se ha agotado en la formación de la cola.
El documento que describe estos resultados fue publicado en la edición de noviembre de 2015 de Astronomy and Astrophysics.
Fuente:
Noticia de NASA-Chandra de 21 de diciembre de 2015
«Primera luz de GRAVITY, instrumento para estudiar agujeros negros
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La obtención de imágenes cercanas de agujeros negros es la misión principal de GRAVITY, el instrumento recientemente instalado en el Very Large Telescope de ESO en Chile. Durante sus primeras observaciones, GRAVITY logró combinar con éxito la luz estelar empleando los cuatro Telescopios Auxiliares de 1,8m. El gran equipo de astrónomos e ingenieros europeos, liderado por el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre en Garching, que diseñó y construyó GRAVITY, está muy complacido con el rendimiento del instrumento. Durante estas pruebas iniciales, se ha obtenido una serie de extraordinarias primicias. Este es el instrumento de mayor potencia instalado hasta la fecha en el Interferómetro del VLT.
El instrumento GRAVITY combina la luz de varios telescopios para formar un único telescopio virtual de hasta 200 metros de ancho, utilizando la técnica de interferometría. Esto permite a los astrónomos detectar detalles mucho más precisos en las imágenes de objetos astronómicos de lo que es posible con un solo telescopio.
Desde el verano de 2015, un equipo internacional de astrónomos e ingenieros encabezado por Frank Eisenhauer (MPE, Garching, Alemania) ha llevado a cabo la instalación del instrumento en túneles de interferometría especialmente adaptados, ubicados bajo el Very Large Telescope en el Observatorio Paranal de ESO en el norte de Chile. Esta es la primera etapa de la puesta en marcha de GRAVITY dentro del Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI). Ahora se ha alcanzado un hito extremadamente importante: por primera vez, el instrumento logró combinar con éxito la luz estelar proveniente de los cuatro Telescopios Auxiliares del VLT durante exposiciones de varios minutos, cosa nunca antes conseguida en interferometría. Eso va a permitir observar objetos mucho más débiles y realizar observaciones de alta resolución angular.
Como parte de las primeras observaciones, el equipo examinó de cerca a las jóvenes y brillantes estrellas conocidas como el Cúmulo del Trapecio, ubicado en el corazón de la región de formación estelar de Orión. A partir de estos primeros datos obtenidos en la etapa inicial, GRAVITY ya ha realizado un pequeño descubrimiento: uno de los componentes del cúmulo es una estrella doble (Theta1 Orionis F).
La clave de este éxito fue la estabilización del telescopio virtual durante el tiempo suficiente, utilizando la luz de una estrella de referencia (Theta1 Orionis C), haciendo posible una exposición prolongada de un segundo objeto con una emisión de luz mucho menor. Por otra parte, los astrónomos también fueron capaces de estabilizar con éxito la luz proveniente de los cuatro telescopios de manera simultánea, un logro nunca antes alcanzado.
GRAVITY puede medir la posición de los objetos astronómicos con gran exactitud (diez microsegundos de arco), además de realizar espectroscopía y generar imágenes interferométricas con resolución de cuatro milisegundos de arco. Por ejemplo, podría descubrir objetos del tamaño de un edificio en la Luna, y situarlos con exactitud de centímetros. Estas imágenes de muy alta resolución tienen diversas aplicaciones, pero el foco principal a futuro será el estudio de los entornos que rodean a los agujeros negros.
En particular, GRAVITY tendrá la misión de investigar lo que ocurre en el extremadamente fuerte campo gravitacional cercano al horizonte de sucesos del agujero negro supermasivo ubicado en el centro de la Vía Láctea (lo que explica la elección del nombre del instrumento). Además, descubrirá los detalles de los procesos de acreción de masa y los chorros que se producen en torno a estrellas de reciente formación y en las regiones que rodean a los agujeros negros supermasivos en los centros de otras galaxias. También realizará una labor notable en la exploración de los movimientos de estrellas binarias, exoplanetas y discos estelares jóvenes, y en la obtención de imágenes de las superficies de las estrellas.
Hasta el momento, GRAVITY ha sido puesto a prueba con los cuatro Telescopios Auxiliares de 1,8 metros. Las primeras observaciones de GRAVITY con las cuatro Unidades de Telescopio del VLT de 8 metros han sido planificadas para más adelante durante este año.
Fuente:
Comunicado Científico de ESO, eso1601 de 13 de enero de 2016.
La supernova más luminosa de la historia
En Cerro Tololo (Chile), el 14 de junio de 2015, dos telescopios detectaron una potente fuente de luz en el cielo nocturno. Estos instrumentos pertenecen al Censo Automatizado de Supernovas de Cielo Completo (ASAS-SN), un proyecto liderado por EE.UU. que cartografía toda la bóveda celeste cada pocos días en busca de nuevos fenómenos astronómicos. Desde aquella noche, multitud de telescopios terrestres y espaciales se han lanzado a la carrera por observar ese mismo destello, pues, según los primeros análisis, y para sorpresa de los astrónomos, se trata de la explosión estelar más potente jamás registrada.
El equipo internacional de ASAS-SN explica hoy en un estudio publicado por Science todo lo que ha podido averiguar sobre esta enigmática supernova, bautizada como ASASSN15lh. Lo primero que les ha sorprendido es que no se parece a ninguna de las más de 200 supernovas que han descubierto desde 2014. Es dos veces más brillante que cualquier otra explosión estelar registrada y 20 veces más luminosa que todas las estrellas de nuestra galaxia juntas. De hecho, este monstruo es tan raro, tan inclasificable, que sus descubridores aún no pueden explicar cómo puede liberar tanta energía sin violar leyes fundamentales de la física.
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Tras las primeras observaciones, se pensó en la posibilidad de que fuera una supernova superluminosa, una clase de objetos muy poco frecuentes. Estas supernovas se descubrieron hace apenas dos décadas y aún no está claro qué tipo de estrellas las producen cuando implosionan al final de sus vidas.
El equipo utilizó sus propios instrumentos y otros telescopios para averiguar la composición química y la lejanía de la estrella. Los resultados han confirmado la luminosidad e indican que está a 3.800 millones de años-luz, es decir, el destello captado el 14 de junio de 2015 tuvo lugar cuando todos los terrícolas eran simples microbios.
Hasta ahora, los astrónomos creían que estas supernovas las producen estrellas que, al explotar, forman en su núcleo una estrella de neutrones que gira sobre sí misma tan rápido que crea un potente campo magnético. Se las conoce como magnetares. Tras el derrumbe de sus capas más externas, estas caen hacia el núcleo y salen despedidas formando una supernova. Si a eso se le suma la energía del campo magnético en el núcleo, el resultado es uno de los mayores estallidos de energía que puedan observarse en el universo.
Pero la supernova recién descubierta es más potente incluso que el mayor magnetar que pueda concebirse. La energía que ha radiado hasta ahora es tan grande que quiebra este modelo, el magnetar tendría que rotar demasiado rápido y no se sostendría, se rompería.
El brillo de la supernova es unas 570.000 veces el del Sol, y unas 20 veces el brillo de toda la Vía Láctea. El diámetro del núcleo tendría unos 16 km y aunque no se puede saber aún, podría ser una estrella de neutrones girando a más de 1000rpm.
El autor principal del artículo Subo Dong, del Instituto Kavli de Astronomía y Astrofísica en la Universidad de Peking, reconoce que aún no se sabe de dónde viene la energía de ASASSN15lh, ni hasta cuándo será observable. Sus descubridores planean usar ahora el telescopio espacial Hubble para observarla. Debido a su distancia, la supernova no es visible a simple vista.
Fuentes:
Science, Vol 351, Issue 6270 de 15 enero 2016
también accesible en pdf
Estructuras cambiantes en el anillo F de Saturno
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Saturno tiene el mayor sistema de anillos del Sistema Solar, que se extiende desde 7.000 a 80.000 kilómetros sobre el ecuador del planeta. Estos anillos están formados en su mayor parte por partículas de hielo mezcladas con restos rocosos, cuyos tamaños oscilan desde el de una partícula de polvo al de una montaña terrestre.
Este sistema no está formado por varios anillos independientes y concéntricos, sino que es más bien un gran disco en el que se intercalan regiones densas y brillantes con otras más dispersas y, por lo tanto, más oscuras. No presenta claras interrupciones, salvo dos grandes divisiones (las de Cassini y Roche) y varias franjas más estrechas, despejadas por la acción de sus múltiples lunas. En algunos casos las lunas de Saturno han ido limpiando sus órbitas, atrapando las partículas de polvo, mientras que en otros las discontinuidades son el resultado de las resonancias gravitatorias de este complejo sistema.
Los anillos principales han sido bautizados como D, C, B, A, F, G y E, según se alejan del planeta. El resto recibe su nombre de una combinación de letras, o de las lunas con las que están asociados.
En esta imagen tomada por la sonda Cassini se puede ver una sección del anillo F, que sólo tiene varios cientos de kilómetros de ancho. Este anillo es el más activo del sistema, y sus estructuras cambian de forma en cuestión de horas. El anillo F se encuentra confinado entre las órbitas de sus dos satélites “pastores”, conocidos como Prometeo y Pandora, que delimitan sus bordes interior y exterior, respectivamente. Este anillo también oculta en su interior un gran número de lunas de menor tamaño.
Estas pequeñas lunas se pueden detectar a través de las perturbaciones que provocan en el anillo, como las que se pueden apreciar en esta imagen de Cassini. Los científicos piensan que esta enigmática estructura fue formada por los choches de estas pequeñas lunas con el anillo. A la izquierda del centro de la imagen se pueden ver algunos de estos objetos emergiendo por debajo del plano principal. De hecho, se piensa que la morfología y el comportamiento del anillo F es el resultado de los efectos gravitatorios y de las colisiones de sus pequeñas lunas, y de las perturbaciones provocadas por Prometeo.
Esta imagen, publicada en febrero de 2016, fue tomada el 25 de septiembre de 2006 en la banda de la luz visible con la cámara de campo estrecho de Cassini, cuando la sonda se encontraba a unos 255.000 kilómetros de Saturno. La escala del original era de 1 kilómetro por píxel, pero se ha ampliado al doble y se ha retocado el contraste.
Fuente:
Fotonoticia de ESA de 9 febrero 2016
Sondeo XXL, de distancias a cúmulos de galaxias, de ESO, en busca de materia y energía oscuras
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Los telescopios de ESO han aportado la tercera dimensión a un equipo internacional de astrónomos en un enorme rastreo de las mayores estructuras ligadas gravitacionalmente en el Universo, los cúmulos de galaxias. Las observaciones realizadas con el VLT y el NTT complementan a las realizadas desde otros observatorios en tierra y en el espacio, como parte del sondeo XXL, una de las mayores búsquedas de cúmulos de este tipo.
Los cúmulos de galaxias son conjuntos masivos de galaxias que albergan inmensos depósitos de gas caliente cuyas temperaturas son tan altas que emiten rayos X. Estas estructuras resultan útiles para los astrónomos, pues se cree que su formación está influenciada por los componentes más extraños del Universo: la materia oscura y la energía oscura. Por medio del estudio de sus propiedades en diferentes etapas de la historia del Universo, los cúmulos de galaxias podrían arrojar luz sobre el poco conocido lado oscuro del Universo.
El equipo, formado por más de 100 astrónomos de todo el mundo, comenzó la búsqueda de estos monstruos cósmicos en el año 2011. Si bien la radiación de alta energía de los rayos X que revela su ubicación es absorbida por la atmósfera de la Tierra, puede ser detectada por los observatorios de rayos X en el espacio. Por lo tanto, combinaron el sondeo XMM-Newton de ESA, con el mayor tiempo de observación jamás adjudicado a este telescopio en órbita, junto con observaciones provenientes de ESO y otros observatorios. El resultado es una enorme y creciente recopilación de datos de todo el espectro electromagnético, que se ha denominado colectivamente el sondeo XXL. El sondeo XXL combina datos de archivo con nuevas observaciones de cúmulos de galaxias que cubren las longitudes de onda de 1×10-4 µm (rayos X, observados con XMM) hasta 492 µm, rango submilimétrico, observado con el Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT).
El principal objetivo del sondeo XXL es proporcionar un muestreo bien definido de unos 500 cúmulos de galaxias, que se encuentran en corrimientos al rojo entre z = 0.05 y z = 1.05, lo que corresponde a un periodo en que la edad del Universo era de 13 a 5.700 millones de años, respectivamente.
Asimismo se usaron observaciones realizadas con el instrumento EFOSC2, instalado en el New Technology Telescope (NTT), junto con el instrumento FORS acoplado al Very Large Telescope de ESO (VLT), para analizar cuidadosamente la luz proveniente de galaxias dentro de estos cúmulos de galaxias. Fundamentalmente, esto permitió al equipo medir las distancias exactas hasta los cúmulos de galaxias, proporcionando una vista tridimensional del cosmos, requerida para realizar mediciones precisas de la materia oscura y energía oscura. Si bien las distancias aproximadas (mediante fotometría) se pueden medir analizando sus colores a diversas longitudes de onda, se requieren desplazamientos hacia el rojo espectroscópicos más precisos. También se utilizaron corrimientos al rojo espectroscópicos de archivo, como parte del «VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey» (Sondeo Público del Corrimiento al Rojo VIMOS) (VIPERS), el VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS) y el sondeo GAMA.
Se espera que el sondeo XXL genere resultados interesantes e imprevistos, pero aún con la quinta parte de los datos finales, ya han surgido importantes y sorprendentes hallazgos. Uno de los artículos científicos publicados informa del descubrimiento de cinco nuevos supercúmulos (cúmulos de cúmulos de galaxias) que se agregan a los ya conocidos, como nuestro propio supercúmulo, denominado Laniakea (ver «Kiosco del Astrónomo» de enero-marzo 2015).
Otro informe se refiere a las observaciones de seguimiento a un cúmulo de galaxias en particular (informalmente conocido como XLSSC-116), ubicado a una distancia de seis mil millones de años-luz (corrimiento hacia el rojo de z = 0.543). Utilizando el instrumento MUSE del VLT, se observó en dicho cúmulo una fuente de luz inusualmente brillante y difusa. Es la primera vez que se ha logrado analizar en detalle la luz difusa en un cúmulo de galaxias distante.
El equipo también usó los datos para confirmar la teoría de que los cúmulos de galaxias fueron, en el pasado, versiones a escala reducida de aquellos que observamos actualmente, un descubrimiento importante para la comprensión teórica de la evolución de los cúmulos a lo largo de la historia del Universo.
El simple acto de contar los cúmulos de galaxias en los datos XXL ha confirmado, también, un peculiar resultado previo: existen menos cúmulos distantes que los esperables basados en predicciones con parámetros cosmológicos calculados por el telescopio Planck de ESA. Se desconoce el motivo de esta discrepancia, aunque el equipo espera llegar a comprender esta curiosidad cosmológica con el muestreo completo de cúmulos, en el año 2017 y otros importantes descubrimientos con este enorme sondeo de algunos de los objetos más masivos del Universo.
Fuente:
Comunicado Científico de ESO: eso1548es, de 15 de diciembre de 2015
Escenario de colisión de galaxias: NGC5291 y La Concha Marina
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Estas nuevas imágenes del Very Large Telescope de ESO, instalado en el observatorio Paranal, revelan los espectaculares restos de una colisión cósmica con 360 millones de años de antigüedad. Entre los escombros se encuentra una misteriosa y singular joven galaxia enana. Esta galaxia proporciona a los astrónomos una oportunidad excelente para aprender más acerca de estas galaxias que se creen comunes en el universo temprano, pero que normalmente son demasiado débiles y lejanas para poder observarlas con los telescopios actuales.
NGC 5291, el dorado óvalo brumoso que domina el centro de esta imagen, es una galaxia elíptica situada a casi 200 millones de años-luz de distancia de nosotros, en la constelación del Centauro. Hace 360 millones años, NGC 5291 estuvo implicada en una dramática y violenta colisión con otra galaxia que se dirigió a gran velocidad hacia su núcleo. El accidente cósmico expulsó enormes chorros de gas hacia el espacio cercano que, más adelante, se condensó formando un anillo alrededor de NGC 5291.
Con el tiempo, el material del anillo se fue fusionando y colapsó en decenas de regiones de formación estelar y varias galaxias enanas, zonas que podemos ver en esta imagen como regiones blancas y de tonos azul pálido dispersas alrededor de NGC 5291. El cúmulo de material más masivo y luminoso, situado a la derecha de NGC 5291, es una de estas galaxias enanas y es conocida como NGC 5291N.
Esas deducciones se basan en la teoría de que las grandes galaxias se formaron en los primeros tiempos del universo por la acumulación de galaxias enanas más pequeñas. Normalmente, si estas pequeñas galaxias han sobrevivido por su cuenta hasta el día de hoy, deberían contener muchas estrellas muy viejas.
Sin embargo, NGC 5291N no parece contener estrellas viejas. Observaciones detalladas, llevadas a cabo con el espectrógrafo MUSE, también han dado a conocer que las partes exteriores de la galaxia tenían características típicamente asociadas con la formación de nuevas estrellas, pero lo que se observó no concordaba con lo esperado en los modelos teóricos actuales. Por eso, los astrónomos sospechan que estos fenómenos inusuales pueden ser el resultado de colisiones masivas de gas en la región.
NGC 5291N no parece ser una típica galaxia enana, pero en cambio comparte un sorprendente número de similitudes con las grumosas estructuras que hay dentro de muchas de las galaxias con formación estelar en el universo distante. Es un sistema único en nuestro universo local y un importante laboratorio para el estudio de galaxias tempranas ricas en gas, que normalmente están demasiado lejos para ser observadas en detalle por los telescopios actuales.
Este inusual sistema ha sido observado previamente por una amplia gama de instalaciones basadas en tierra, incluyendo el Telescopio de 3,6 metros de ESO, en el Observatorio La Silla. Sin embargo, las capacidades de MUSE, FORS y el Very Large Telescope (VLT) han permitido esclarecer ahora parte de la historia y de las propiedades de NGC 5291N.
NGC 5291N fue observada usando espectrografía de campo integral durante la primera verificación científica de MUSE. La espectrografía de campo integral recoge un espectro en cada punto en el cielo, proporcionando una visión tridimensional de gran precisión del objeto observado. Las observaciones de MUSE revelaron la inesperada presencia de líneas de emisión de oxígeno e hidrógeno en las afueras de NGC 5291N.
En resumen, estas observaciones revelaron grandes cantidades de material en el espacio intergaláctico que rodeaba a la galaxia, y ahora sabemos que se trata de varias galaxias enanas y de regiones de formación estelar creadas a partir del colapso del anillo gaseoso de la galaxia.
Las futuras observaciones, incluyendo las que lleve a cabo el E-ELT (European Extremely Large Telescope) de ESO, podrían permitir a los astrónomos desentrañar los misterios que guardan los restos de esta galaxia enana.
Fuente:
Comunicado científico de ESO, eso1547 de 9 de diciembre de 2015
El agujero de Lockman en rayos X
Cerca de El Carro, situado en la constelación boreal de la Osa Mayor, es posible apreciar un fragmento especial de cielo, que recibe el nombre de «El agujero de Lockman». Parece no contener ni estrellas ni prácticamente nubes de gas de la galaxia de la Vía Láctea. Se trata de una ventana única al universo lejano que fue descubierta en 1986 por el astrónomo Felix J. Lockman.
Desde su descubrimiento, los astrónomos han topografiado el agujero de Lockman para estudiar la evolución de las galaxias a lo largo de la historia cósmica. Poco después del lanzamiento del observatorio de rayos X de XMM-Newton de la ESA el 10 de diciembre de 1999, varios equipos comenzaron a observar este fragmento del cielo con el nuevo telescopio. En 2003 ya habían acumulado más de 200 horas de datos.
Basándose en dichas observaciones, esta imagen muestra una parte de agujero de Lockman donde se pueden apreciar cientos de galaxias diferentes cuya luz ha viajado durante miles de millones de años hasta llegar a la Tierra.
En el núcleo de cada una de estas galaxias hay un agujero negro supermasivo, una enorme concentración de materia entre millones y miles millones de veces más masiva que el Sol y cuya intensa gravedad atrae grandes cantidades de material de sus alrededores. La mayor parte de los agujeros negros representados en esta imagen atraen materia cercana a un ritmo muy alto, lo que provoca la emisión de luz a través del espectro electromagnético, incluidos rayos X.
En la imagen también se muestran varios cúmulos de galaxias, agrupaciones gigantescas de galaxias embebidas en de gas caliente que brilla con gran intensidad en los rayos X. El objeto rojo de lóbulo doble situado hacia la parte superior izquierda de la imagen es uno de los cúmulos de galaxias mencionados: su luz ha tardado más de ocho mil millones de años en alcanzarnos.
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La imagen agrupa los datos de rayos X recopilados a energías entre 0,5–2 keV (mostrados en rojo en el original), 2–4,5 keV (verde) y entre 4,5–10 keV (azul). En vertical, la imagen cubre medio grado; el norte queda arriba y el este a la izquierda. La imagen de fondo fue publicada por primera vez en 2001 en un artículo de G. Hasinger y sus compañeros.
Fuente:
Fotonoticia de ESA-XMM Newton de 14 diciembre 2015
Un agujero negro desproporcionado para su galaxia
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Un recién descubierto agujero negro gigante de unas 7 mil millones de masas solares, parece decenas de veces más grande de lo que los astrónomos calculan para el tamaño de su galaxia anfitriona. Este hallazgo puede cuestionar los modelos más actuales de la formación de galaxias.
Los astrónomos investigan el agujero negro supermasivo conocido como CID-947 utilizando el WM Observatorio Keck en Hawai, el Observatorio de Rayos X Chandra de la NASA y la nave espacial XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea. Este agujero negro es uno de los más grandes jamás visto y se formó en los inicios del universo hace unos 11.700 millones años (2.000 millones años después del Big Bang). El rápido movimiento de gas cerca del agujero negro sugiere que tiene una masa equivalente a cerca de 7.000 millones de soles.
El descubrimiento fue inesperado, porque el proyecto de la Universidad de Yale fue diseñado para observar los objetos promedio, no los exóticos, e iba dirigido específicamente agujeros negros moderados que habitan galaxias típicas hoy. Fue una sorpresa encontrar un agujero negro tan descomunal.
Sin embargo, fue la masa de la galaxia que rodea a este agujero negro lo que más sorprendió al equipo de investigación. Las mediciones corresponden a la masa de una galaxia típica, según el autor principal del estudio Benny Trakhtenbrot, astrofísico en el Instituto Federal Suizo de Tecnología en Zurich. Es decir, hay un gigantesco agujero negro en una galaxia de tamaño normal.
La mayoría de las galaxias, incluida la Vía Láctea, poseen en sus corazones un agujero negro supermasivo con una masa que oscila desde millones a miles de millones de veces la masa del sol. Los agujeros negros supermasivos vistos hasta ahora por lo general constituyen sólo del 0,2 al 0,5 por ciento de la masa de sus galaxias, mucho menos que en el caso de CID-947.
Este agujero negro tiene aproximadamente una décima parte de la masa del anfitrión: es enorme en comparación con la galaxia huésped normal. El resultado obtenido fue tan sorprendente que los astrónomos han pedido a expertos externos que verifiquen sus resultados de forma independiente.
Los modelos actuales de formación de galaxias sugieren que las galaxias y sus agujeros negros supermasivos se desarrollan en sincronía, creciendo a la misma velocidad. Sin embargo, CID-947 desafía esta regla, creciendo precozmente, mucho más rápido que los investigadores predicen.
Además, los científicos descubrieron que, aunque el agujero negro había llegado al final de su crecimiento, se seguían formando estrellas en su galaxia. Investigaciones previas sugieren que la radiación y el gas que fluye alrededor del agujero negro podrían impedir el nacimiento de nuevas estrellas.
Parece como si el agujero negro no hubiera afectado al crecimiento de la galaxia, como si el agujero negro hubiera ya hecho la mayor parte de su crecimiento y se estuviera cerrando, mientras que la galaxia sigue creciendo.
Este hallazgo apoyaría una investigación anterior que sugiere que los agujeros negros pueden haber crecido increíblemente rápido en el universo temprano. Esta teoría dice que siendo en sus inicios el universo mucho más pequeño y más denso de lo que es hoy en día, los agujeros negros formados entonces podían disponer de un flujo casi continuo de gas y crecer rápidamente.
El agujero negro fue descubierto usando el telescopio espacial Hubble, y detectado en el Sloan Digital Sky Survey, por el XMM-Newton de la ESA y el Chandra X-ray Observatory de la NASA. Benny Trakhtenbrot, del Instituto para la astronomía ETH de Zurich, y un equipo internacional de astrofísicos, realizaron un seguimiento observacional de CID-947 usando el telescopio de 10 metros Keck de Hawai.
Fuente:
Nota de prensa de NASA-CHANDRA, de 27 de noviembre de 2015.
Estrella supergigante pierde peso
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Utilizando el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo de astrónomos ha captado las imágenes más detalladas de la estrella hipergigante VY Canis Majoris. Estas observaciones muestran cómo el tamaño inesperadamente grande de las partículas de polvo que rodean a la estrella le permiten perder una enorme cantidad de masa a medida que comienza el proceso de su muerte. Este proceso, entendido ahora por primera vez, es necesario para preparar a estas estrellas gigantescas frente a su explosivo final como supernovas.
VY Canis Majoris es un Goliat estelar, una hipergigante roja, una de las estrellas más grandes conocidas de la Vía Láctea. Tiene entre 30 y 40 veces la masa del Sol y es 300.000 veces más luminosa. En su estado actual, la estrella abarcaría la órbita de Júpiter, tras expandirse enormemente al entrar en las fases finales de su vida.
Para obtener estas nuevas observaciones de la estrella se utilizó el instrumento SPHERE, instalado en el VLT. El sistema de óptica adaptativa extrema de este instrumento corrige imágenes mejor que los sistemas anteriores que utilizan esta misma técnica, permitiendo ver con gran nivel de detalle las características de objetos o fenómenos muy cercanos a fuentes luminosas de luz. SPHERE reveló claramente cómo la brillante luz de VY Canis Majoris iluminaba las nubes de material de su entorno.
Y usando el modo ZIMPOL de SPHERE, el equipo pudo, no sólo mirar con mayor profundidad en el corazón de esta nube de gas y polvo que rodea a la estrella, sino que también pudo ver cómo la luz de las estrellas fue dispersada y polarizada por el material circundante. Estas mediciones fueron clave para descubrir las esquivas propiedades del polvo.
Un cuidadoso análisis de los resultados de polarización reveló que estos granos de polvo eran partículas relativamente grandes, de 0,5 micrómetros de tamaño, lo cual puede parecer pequeño, pero los granos de ese tamaño son unas 50 veces más grandes que el polvo que se encuentra normalmente en el espacio interestelar.
A medida que se expanden, las estrellas masivas arrojan grandes cantidades de material: cada año, VY Canis Majoris expulsa de su superficie 30 veces la masa de la Tierra en forma de polvo y gas. Esta nube de material sale hacia el exterior antes de que la estrella explote, momento en el que parte del polvo es destruido y el resto es expulsado hacia el espacio interestelar. Posteriormente, este material será utilizado, junto con los elementos más pesados creados durante la explosión de la supernova, por la próxima generación de estrellas, e incluso podrá acabar formando parte del material a partir del cual nacerán planetas.
Hasta ahora, no se sabía cuál era el proceso por el cual el material de las partes altas de las atmósferas de estas estrellas gigantes era lanzado al espacio antes de que la estrella explotara. Siempre se había estimado que el desencadenante más probable es la presión de radiación, la fuerza que ejerce la luz estelar. Como esta presión es muy débil, el proceso dependería de la presencia de grandes granos de polvo para asegurar a un área de superficie lo suficientemente grande como para tener un efecto apreciable.
Las estrellas masivas viven una vida corta. Cuando se acercan sus últimos días, pierden una gran cantidad de masa. En el pasado sólo había teorías sobre cómo sucedía, pero ahora, con los nuevos datos de SPHERE, se han encontrado grandes granos de polvo alrededor de esta hipergigante. Son lo suficientemente grandes como para ser lanzados lejos por la intensa presión de radiación de la estrella, lo cual explica su rápida pérdida de masa.
Los grandes granos de polvo observados tan cerca de la estrella nos dicen que la nube puede dispersar con eficacia luz visible de la estrella y ser empujada por la presión de radiación de la misma. El tamaño de los granos de polvo también implica que es muy probable que la mayor parte sobreviva a la radiación producida por la inevitable y dramática desaparición de VY Canis Majoris como una supernova en un futuro próximo. Este polvo alimentará entonces el medio interestelar circundante, destinado a formar las futuras generaciones de estrellas y planetas.
Fuente:
Comunicado Científico de ESO: eso1546es de 25 de noviembre de 2015
ALMA observa la formación de discos planetarios y planetas
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Astrónomos, haciendo uso del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), han descubierto los indicios más claros encontrados hasta ahora de la reciente formación de planetas con masas varias veces superiores a la de Júpiter en los discos de gas y polvo que rodean a cuatro estrellas jóvenes. Mediciones del gas presente alrededor de las estrellas también proporcionan pistas adicionales acerca de las propiedades de estos planetas.
Prácticamente todas las estrellas se encuentran rodeadas de planetas, pero los astrónomos aún no comprenden totalmente cómo, y en qué condiciones, se forman. Para responder a estas interrogantes, ellos estudian los discos giratorios de gas y polvo que se encuentran alrededor de estrellas jóvenes a partir de los cuales se forman estos cuerpos celestes. Pero estos discos son pequeños y están muy lejos de la Tierra, por lo que se necesita de la potencia y resolución de ALMA para desvelar sus secretos.
Un tipo especial de discos, denominados discos de transición, presenta una sorprendente ausencia de polvo en su centro, en la región que rodea a la estrella. Se han propuesto dos ideas principales para explicar estos misteriosos vacíos. En primera instancia, los fuertes vientos estelares y la intensa radiación podrían haber arrastrado o destruido el material circundante (fotoevaporación). Por otra parte, los masivos planetas jóvenes en proceso de formación podrían haber eliminado el material a medida que orbitan la estrella.
La incomparable sensibilidad y nitidez de imagen que obtiene ALMA ya han permitido al equipo de astrónomos mapear la distribución de gas y polvo en cuatro de estos discos de transición como nunca antes se había logrado. Como consecuencia, esto permitió por primera vez elegir una de las dos alternativas como la causa de los vacíos.
El gas presente en los discos de transición está compuesto principalmente por hidrógeno, y se puede rastrear a través de observaciones de la molécula de monóxido de carbono (CO). Las nuevas imágenes muestran que existen cantidades significativas de gas dentro de los vacíos de polvo. Sin embargo, para sorpresa del equipo, había también un vacío en el gas, hasta tres veces más pequeño que el del polvo. Esto sólo podría explicarse en un escenario en el que planetas masivos de reciente formación despejaron el gas a medida que se movían a lo largo de sus órbitas, pero atraparon las partículas de polvo en regiones más lejanas (ver eso1325).
Observaciones anteriores ya habían aportado indicios de la presencia de gas en el interior de los vacíos de polvo, pero con la gran resolución de ALMA se pudo descartar el escenario alternativo. El gran vacío señala claramente la presencia de planetas con varias veces la masa de Júpiter, creando estas cavernas a medida que se mueven rápidamente a través del disco.
De manera sorprendente, estas observaciones se llevaron a cabo utilizando sólo una décima parte del poder de resolución actual de ALMA, ya que se realizaron mientras la mitad del conjunto de antenas aún se encontraba en construcción en el llano de Chajnantor, en el norte de Chile.
Ahora otros estudios determinarán si otros discos de transición también apuntan hacia este mismo escenario, aunque las observaciones de ALMA ya han proporcionado a los astrónomos una nueva y valiosa información acerca del complejo proceso de la formación planetaria.
Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1549 de 16 de diciembre de 2015
Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.
5 Comentarios
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lunes 7 marzo, 2016 @ 8:40 pm
¡Caramba con el afelio del posible 9º planeta! Se pone a mitad de camino del comienzo de la nube de Oort. Parece muy, pero que muy asombroso. ¡La de cosas que nos esperan con el mejoramiento de los métodos de detección!
martes 8 marzo, 2016 @ 8:42 am
Con 10.000 toneladas y 533 kg/m^3 de densidad, resulta de muy pequeño volumen como para tener cavernas de unos cientos de metros de diámetro. Pienso que no cabría ni una sola, pues, aun siendo tan irregular, si fuese una esfera, le daría unos 3500 m^2, o sea como un cuadrado de menos de 60 m de lado o un círculo de unos 66 m de diámetro.
En resumen, ya veremos.
miércoles 9 marzo, 2016 @ 12:11 am
Hay un error en la noticia de las ondas gravitacionales (un poco por debajo de la gráfica de las ondas): dice 26 y 36 masas solares y debe decir 29 y 36.
miércoles 9 marzo, 2016 @ 7:19 am
Ya lo había notado, querido amigo, pero en esto del 6 y el 9 ya sabes que hay mucha enjundia y nunca se sabe… Error tipográfico, error tipográfico… ¡Vaya usted a saber qué espaciales posiciones esconden esos agujeros negros! Sé que me entiendes.
Un fuerte abrazo.
miércoles 9 marzo, 2016 @ 7:45 am
Respecto al cultivo de plantas en microgravedad, mi propuesta es que se lleven un agricultor experimentado (nada de ingenieros agrónomos, sino uno de manos callosas y cintura en cifosis) aunque si lo someten a esas bárbaras aceleraciones y dificilísimas pruebas para astronautas, acabará tan mareado que no sabrá por qué extremo se coge la azada.