NeoFronteras

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.

Se ha hablado estos días (final de noviembre 2016) de que los habitantes de Hawai estaban en contra de que el gran telescopio TMT se instalara en Mauna Kea, por razones medioambientales y porque se trata de terreno sagrado para los lugareños. Uno de los planes alternativos es que se instale en la Isla de La Palma, en las Islas Canarias, si finalmente no se hace en Hawai.

El IAC ha conseguido el apoyo del Gobierno de España, que ha declarado este proyecto «de interés estratégico» y que se inicie ya todo el proceso para tener lista la candidatura para cuando se produzca la decisión final, posiblemente antes de que este artículo llegue a vuestras manos.

El telescopio TMT, de 30m de diámetro se instalaría una loma del municipio de Puntagorda, a 400 metros del GTC, que junto con los otros telescopios del Roque de los Muchachos están enclavados en el de Garafía.

Si finalmente se instalara en Puntagorda, se invertiría en infraestructura 1.300 millones de euros, 200 de obra civil; supondría grandes avances en ciencia y tecnología, mejoras para el entorno y unos 120 puestos de trabajo en la zona. Esperamos que sea así.

El 14 de septiembre de 2016 se hicieron públicos los “datos intermedios” de GAIA, que incluyen posiciones tridimensionales y movimientos bidimensionales de un subconjunto de dos millones de estrellas. De esta forma se confirma que las mediciones de Gaia obtienen la precisión esperada, lo que sentará las bases para crear el mapa completo de mil millones de estrellas, que se publicará hacia finales de 2017. Los investigadores de GAIA adelantan noticias como el descubrimiento de unos 400 millones de estrellas que, por su escaso brillo, no habían sido detectadas hasta ahora.

Se están produciendo anomalías climáticas de forma cada vez más frecuente. Esta imagen, que mereció el APOD de 15 de noviembre de 2016, corresponde a un calentamiento anómalo, 30º por encima de lo usual en la época, en Norteamérica, en la imagen zonas más oscuras de Canadá, gran parte de Estados Unidos y el Ártico a mediados de noviembre. Esta anomalía local (en Europa no se produjo nada parecido), se mantuvo bastante tiempo, y fue debida a un anticiclón que mantuvo alejado el frío ártico. Se cree que el anticiclón se formó a causa de las altas temperaturas de la superficie marina del Pacífico debidas a la corriente del Niño durante el invierno anterior. Imagen de Climate Reanalyzer, CCI, U. Maine.

Sobre el Clima Global, se celebró en noviembre la Cumbre de Marrakech, con resultados moderadamente positivos. La mayoría de los países han apostado por continuar con el Acuerdo de París, es decir, siguen comprometidos a reducir sus emisiones para evitar traspasar, a final de siglo, el umbral del 1,5 ºC en la subida de temperaturas. Además, 47 países en vías de desarrollo se han comprometido a tener un sistema energético totalmente basado en renovables. Y, lo mejor, ha quedado claro que es un problema que nos afecta a todas las personas y en el que tenemos que cooperar para evitarlo. Sin embargo, la posición de nuestro país ha dejado bastante que desear durante la Cumbre. No hubo intervención del Presidente del Gobierno y la Ministra de Medio Ambiente continuó asegurando que habrá una ley, pero que nunca parece llegar. También parece echar la culpa de las energías contaminantes a otro ministerio: el de Industria, cuyo responsable, a su vez, quiere dejar que decida el mercado el necesario final de la energía del carbón.




ExoMars estrellado contra Marte: Encontrado su cráter
La Agencia Espacial Europea (ESA) confirmó el desastre el 3 de noviembre pasado y publicó nuevas imágenes de la zona de Marte donde se estrelló el módulo de aterrizaje de la misión ExoMars. Las imágenes fueron tomadas por la sonda orbital de la NASA Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) el 1 de noviembre, que ya había captado los primeros signos del accidente la semana anterior.

Composición de imágenes tomadas en la zona donde se estrelló el módulo «Schiaparelli»‘ por NASA. Las nuevas instantáneas insertadas en la imagen general muestran la zona con más detalle, en concreto, el cráter y la mancha oscura dejada por la nave al estrellarse. A partir de las imágenes, la ESA calcula que la nave dejó un cráter de unos 2,4 metros de diámetro y 1,5 metros de profundidad en el Meridiani Planum, la llanura cercana al ecuador de Marte. Fuente NASA/MRO. Traducida y editada por el «Kiosco».

El módulo Schiaparelli tenía como objetivo realizar el primer aterrizaje en Marte de una sonda europea, el 19 de octubre. La sonda formaba parte de la misión ExoMars, con la que la ESA y la agencia espacial rusa, Roscosmos, intentan buscar vida en Marte.

Un minuto antes del aterrizaje se perdió la comunicación con la Schiaparelli. Los datos recabados por la ESA apuntan a que los paracaídas se soltaron demasiado pronto y los cohetes de frenado sólo funcionaron durante unos pocos segundos. Tras este fallo, la nave se precipitó en caída libre desde una altura de entre dos y cuatro kilómetros y se estrelló a unos 300 kilómetros por hora. El cráter que se observa en las imágenes es compatible con un impacto de este tipo, ha dicho hoy la ESA en un comunicado.

En la parte inferior de la imagen también se aprecia el paracaídas de 12 metros y la parte trasera del escudo térmico. Arriba a la derecha está la parte frontal del mismo. En la zona del desastre también aparecen otras marcas en el terreno y un arco de tierra oscura de más difícil interpretación. Según la ESA, una posibilidad es que se trate de material de la superficie que salió despedido en el impacto, aunque también puede que se deba a la explosión de los tanques de hidracina, el combustible que usaba la nave para sus cohetes.

Comparación de la imagen del 25 de octubre (izquierda) de la cámara HiRISE, del Mars Reconnaissance Orbiter con la tomada el 1 de noviembre (derecha). En la semana transcurrida entre las imágenes, la forma del paracaídas de Schiaparelli ha cambiado, lo que se interpreta como un movimiento debido al viento local. El paracaídas tiene un diámetro de 12m y está ligado al escudo térmico trasero de 2,5 m de diámetro. Fuente: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona.

Desde la primera imagen de la zona del paracaídas y escudo trasero, tomada el 25 de octubre, a la del 1 de noviembre, el contorno del paracaídas se ha modificado. La explicación lógica es un movimiento debido al viento marciano. Algo similar ocurrió con el paracaídas del “rover” CURIOSITY.

Los responsables de la misión aún están analizando todos los datos y la ESA dice que aún es pronto para determinar la causa del desastre, aunque acotan los problemas a los últimos 6 minutos de descenso. Uno de los responsables científicos de la misión señaló que el accidente posiblemente se debió a un fallo informático. La agencia espacial publicará un informe completo sobre el accidente.

Fuente:
Comunicado de ESA del 3 de noviembre 2016




Cómo se forman sistemas solares
Mediante SPHERE, un instrumento avanzado para la detección de exoplanetas instalado en el VLT (Very Large Telescope), en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile, tres equipos de astrónomos han hecho importantes descubrimientos sobre la enigmática evolución de incipientes sistemas planetarios. El auge en el número de exoplanetas conocidos en los últimos años ha convertido su estudio en uno de los campos más dinámicos de la astronomía moderna.

Hoy se sabe que los planetas se forman a partir de grandes discos de gas y polvo que rodean a las estrellas recién nacidas, conocidos como discos protoplanetarios. Pueden tener tamaños de cientos de millones de kilómetros. Con el tiempo, las partículas de estos discos protoplanetarios chocan, se combinan y, finalmente, acaban formando cuerpos de tamaño planetario. Sin embargo, los detalles más concretos de la evolución de estos discos de formación planetaria siguen siendo un misterio.

SPHERE es un instrumento recientemente añadido al conjunto de instrumentos del VLT. Su combinación de nuevas tecnologías proporciona un potente método para obtener imágenes directas de detalles de los discos protoplanetarios. La interacción entre estos discos y los planetas en formación puede dar diversas formas a los discos: grandes anillos, brazos espirales o huecos con sombras. Son de especial interés para encontrar una relación inequívoca entre estas estructuras y los planetas que les dan forma. Afortunadamente, las capacidades especializadas de SPHERE permiten que los equipos de investigación observen directamente las llamativas características de los discos protoplanetarios.

Por ejemplo, RXJ1615 es una joven estrella que se encuentra en la constelación de Escorpio, a 600 años-luz de la Tierra. Un equipo dirigido por Jos de Boer, del Observatorio de Leiden Holanda, encontró un complejo sistema de anillos concéntricos rodeando a la joven estrella. Anteriormente se habían obtenido muy pocas imágenes de este tipo anillos esculpidos en un disco protoplanetario, con una forma tan intrincada, pero lo que aún es más sorprendente, es que todo el sistema parece tener solo 1,8 millones de años. El disco muestra indicios de haber adquirido esta forma debido a planetas en pleno proceso de formación.

Estrella joven RXJ1615, en Escorpio, a 600 años-luz de la Tierra. Muestra anillos concéntricos, que sólo han sido vistos en unos pocos discos protoplanetarios. La parte central de la imagen está oscurecida porque SPHERE bloquea la luz de la estrella central para poder registrar los detalles que la rodean. Fuente: ESO, J. de Boer et al.

La edad del nuevo disco protoplanetario detectado hace de RXJ1615 un sistema excepcional, ya que la mayoría de los ejemplos de discos protoplanetarios detectados hasta ahora son relativamente viejos o evolucionados. El inesperado resultado de De Boer se amplió rápidamente gracias a los resultados de un equipo dirigido por Christian Ginski, también del Observatorio de Leiden. Observaron la joven estrella HD97048, situada en la constelación del Camaleón, a unos 500 años-luz de la Tierra. A través de un minucioso análisis, encontraron que el joven disco que hay alrededor de esta estrella se ha formado también en anillos concéntricos. La simetría de estos dos sistemas es un resultado sorprendente, dado que la mayoría de los sistemas protoplanetarios contiene una multitud de brazos espirales asimétricos, vacíos y vórtices. Estos descubrimientos aumentan significativamente el número de sistemas conocidos con múltiples anillos altamente simétricos.

Disco alrededor de la estrella HD 97048 en la constelación del Camaleón, a 500 años-luz de la Tierra. El joven disco está formado por discos concéntricos. La simetría contrasta con la mayoría de los discos que muestran brazos espirales, vacíos y remolinos. Imagen compuesta de dos tomas independientes de la parte interior y exterior. La parte central también ha sido oscurecida. Fuente: ESO, C. Ginski et al.

Otro equipo de astrónomos, dirigido por Tomas Stolker, del Instituto de Astronomía Anton Pannekoek Holanda, captó un ejemplo particularmente espectacular de un disco de tipo asimétrico, más común. Este disco rodea a la estrella HD135344B, situada a unos 450 años-luz de distancia. Aunque esta estrella ha sido bien estudiada con anterioridad, SPHERE ha permitido ver el disco protoplanetario con un nivel de detalle nunca antes alcanzado. Se cree que la gran cavidad central y las dos prominentes estructuras en forma de brazo espiral fueron creadas por uno o varios protoplanetas masivos, destinados a convertirse en mundos similares a Júpiter.

Disco que rodea la estrella HD 135344B, distante unos 450 años-luz, que muestra una marcada estructura de brazos espirales, que pueden deberse a la presencia de protoplanetas masivos, tipo Júpiter. Parte central igualmente atenuada por SPHERE. Fuente: ESO, T. Stolker et al.

Además, se observaron cuatro rayas oscuras, al parecer las sombras lanzadas por el movimiento del material dentro del disco de HD135344B. Una de las vetas cambió notablemente en los meses que pasaron entre los periodos de observación: un raro ejemplo de evolución planetaria en tiempo real, indicando cambios que ocurren en las regiones internas del disco y que no pueden detectarse directamente con SPHERE. Además de dar lugar a bellas imágenes, estas sombras parpadeantes proporcionan una manera única de sondear la dinámica de las regiones del interior del disco.

Al igual que los anillos concéntricos descubiertos por De Boer y Ginski, estas observaciones del equipo de Stolker demuestran que aún es posible hacer descubrimientos sorprendentes en el entorno complejo y cambiante de los discos alrededor de estrellas jóvenes. Elaborando un impresionante cuerpo de conocimiento sobre estos discos protoplanetarios, estos equipos están acercándose a las respuestas que nos ayudarán a entender cómo los planetas dan forma a los discos de los que nacen y, por tanto, entender cómo es la propia formación planetaria.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1640, 9 noviembre 2016




Nebulosa planetaria con brazos espirales

Los dos brazos espirales que se curvan hacia el centro de la imagen podrían hacernos creer erróneamente que estamos viendo una galaxia similar a nuestra Vía Láctea. En cambio, nos encontramos ante un objeto de otro tipo: PK 329-02.2 es una nebulosa planetaria en el interior de nuestra galaxia.

El nombre de “nebulosa planetaria” se debe a que, vistas a través de los telescopios del siglo XVIII, estas nebulosas parecían gigantescos planetas gaseosos, lo que indujo a llamarlas así en esa época. Pero lo que nos muestra esta imagen es el último aliento de una estrella moribunda.

Cuando estrellas como nuestro Sol se acercan al final de su vida, dejan escapar al espacio sus capas externas de gas. A medida que estas nubes de materia estelar se alejan de la estrella central, pueden dibujar complejas formas irregulares como las que forma el gas dispersado por el centro de esta imagen. Además, PK 329-02.2 presenta una bella simetría, ya que sus dos brillantes brazos espirales están perfectamente alineados con las dos estrellas situadas en el centro de la nebulosa.

Las estrellas del centro son compañeras, formando un sistema binario, aunque sólo la que vemos arriba y a la derecha dio lugar a la nebulosa. Mientras las estrellas continúan orbitándose mutuamente durante millones y millones de años, la nebulosa y sus brazos en espiral irán alejándose del centro hasta desvanecerse en pocos miles de años.

Esta nebulosa planetaria con brazos espirales también se conoce como Menzel 2, en honor al astrónomo estadounidense Donald Menzel, que la descubrió en los años veinte del siglo XX. Se encuentra en Norma, una constelación en el hemisferio sur celeste, donde también se encuentran Menzel 1 y Menzel 3, dos “nebulosas planetarias bipolares” (es decir, en forma de mariposa o reloj de arena).

La Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 del telescopio espacial Hubble capturó esta imagen, que se ha procesado con filtros verde, azul, rojo y de infrarrojos. El astrofotógrafo Serge Meunier participó con una versión de ella en el concurso de procesamiento de imágenes «Tesoros ocultos del Hubble» en 2012.

Fuente:
Noticia de ESA, 11 octubre 2016




Los Pilares de la Destrucción

La colorida nebulosa de Carina, devastada por brillantes estrellas cercanas. Fuente: ESO

Estas nuevas y espectaculares observaciones de las enormes estructuras en forma de pilares que hay en el interior de la nebulosa de Carina se han obtenido con el instrumento MUSE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO. Los diferentes pilares analizados por un equipo internacional parecen ser los “pilares de la destrucción”, en contraste con el apodo de los conocidos “Pilares de la Creación”, en la nebulosa del Águila, de naturaleza similar.

Las torres y pilares que pueden verse en las nuevas imágenes de la nebulosa de Carina son inmensas nubes de polvo y gas dentro de un centro de formación de estrellas que se encuentra, aproximadamente, a 7.500 años-luz de distancia. Los pilares de la nebulosa fueron observados por un equipo dirigido por Anna McLeod, estudiante de doctorado en ESO, utilizando el instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope de ESO.

La característica que hace de MUSE un instrumento tan potente es su capacidad para crear miles de imágenes de la nebulosa a la vez, cada una en una longitud de onda de la luz diferente. Esto permite a los astrónomos trazar las propiedades químicas y físicas del material en diferentes puntos de la nebulosa.

Las imágenes que aparecen aquí se combinaron con otras que muestran estructuras similares: los famosos Pilares de la Creación (también conocidos como Trompas de Elefante), en la nebulosa del Águila, y las estructuras en NGC 3603. En total, se han observado diez «pilares» y se ha podido detectar un vínculo claro entre la radiación emitida por estrellas masivas cercanas y las características de los propios pilares.

Una de las primeras consecuencias de la formación de una estrella masiva es que comienza a destruir la nube en la que nació. La idea de que las estrellas masivas tienen un efecto considerable en su entorno no es nueva: se sabe que estas estrellas lanzan cantidades enormes de potente radiación ionizante, una emisión con la suficiente energía como para arrancar electrones de los átomos. Sin embargo, es muy difícil obtener evidencia observacional de la interacción entre estas estrellas y su entorno.

El equipo analizó el efecto de esta radiación energética en los pilares: un proceso conocido como fotoevaporación, cuando el gas es ionizado y luego se dispersa, alejándose. Observando los resultados de la fotoevaporación, que incluyó la pérdida de masa de los pilares, fueron capaces de descubrir que había una clara correlación entre la cantidad de radiación ionizante emitida por las estrellas cercanas y la disipación de los pilares.

Esto podría parecer una calamidad cósmica, con estrellas masivas destruyendo a sus propios creadores. Sin embargo, aún no se comprende bien la complejidad de los mecanismos de retroalimentación entre las estrellas y los pilares. Estos pilares pueden parecer densos, pero las nubes de polvo y gas que componen las nebulosas son realmente muy difusas. También es posible que la radiación y los vientos estelares de las estrellas masivas en realidad ayuden a crear puntos más densos dentro de los pilares que luego puedan acabar formando estrellas.

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1639es, 2 de noviembre de 2016




La formación de nuevas estrellas en cúmulos globulares
Un estudio prueba que las estrellas más masivas y en la última etapa de su vida son las responsables de contaminar con nuevos elementos químicos el medio interestelar a partir del cual se originan sucesivas generaciones de estrellas en estos «fósiles astronómicos».

Los cúmulos globulares son enjambres de alrededor de un millón estrellas, unidas por efecto de la gravedad, distribuidas de forma aproximadamente esférica, y que se han formado a partir de la misma nube de polvo y gas. Con edades cercanas a la propia edad del Universo, se consideran verdaderos «fósiles astronómicos», pues guardan información sobre la composición química y evolución de las galaxias desde sus orígenes. En ellos se forman estrellas de distintos tamaños y, observando la mayor de las estrellas que aún sobrevive, se puede determinar la edad del cúmulo. Sin embargo, desde hace dos décadas se sabe que existen distintas generaciones de estrellas en un mismo cúmulo. Y el origen de estas sucesivas generaciones era incierto hasta ahora.

En un artículo en la revista especializada The Astrophysical Journal Letters se ha publicado un estudio de un equipo internacional, con participación del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), que resuelve esta incógnita sobre la formación y evolución de los cúmulos globulares en el universo temprano.

Según este trabajo, la clave está en las estrellas AGB (Asymptotic Giant Branch o estrellas en la rama asintótica de las gigantes) masivas y evolucionadas. Ésta es la primera evidencia de que estas estrellas tienen un papel fundamental en la contaminación del medio interestelar, a partir del cual se forman las sucesivas generaciones de estrellas.

Hasta ahora se habían propuesto varios tipos de estrellas como candidatas: estrellas supermasivas, estrellas masivas de rápida rotación, binarias masivas interactuantes y estrellas AGB masivas. Con esta investigación, se cierra el debate sobre qué estrellas causan este proceso y se resuelve uno de los grandes temas pendientes en la formación y evolución de cúmulos globulares.

El siguiente paso consistirá en analizar sistemáticamente todos los cúmulos globulares del hemisferio norte ya observados por el instrumento APOGEE, así como el gran número de estos sistemas estelares que empezarán a observarse en el hemisferio sur a partir de la próxima primavera con APOGEE-2.

El papel de las estrellas AGB es muy importante. Históricamente, los cúmulos globulares se habían utilizado como laboratorios para el estudio de la evolución estelar, ya que se pensaba que todas las estrellas se formaban a la vez y, por tanto, tenían la misma edad. Sin embargo, desde hace varias décadas se sabe que prácticamente todos los cúmulos globulares contienen varias poblaciones estelares.

En la primera, sus abundancias químicas, por ejemplo, elementos pesados como el aluminio y el magnesio, reflejan la composición original del medio interestelar o intra-cumular. En tan sólo 500 millones de años tiene lugar la contaminación del mismo, a partir del cual se forma la segunda población de estrellas. Los investigadores creen que algunos de los objetos más masivos de la primera generación producen y destruyen estos elementos más pesados en su interior (nucleosíntesis) y, mediante una intensa pérdida de masa, contaminan el medio interestelar, donde se forma la segunda generación estelar con diferentes abundancias químicas. Pero ¿qué estrellas son las responsables de generar este fenómeno?

Los investigadores sospechaban de las estrellas AGB más masivas, entre cuatro y ocho veces las masa del Sol, y ahora con este estudio han podido corroborarlo. Para ello, combinaron las abundancias de magnesio y aluminio observadas por el programa de colaboración internacional Sloan Digital Sky Survey (SDSS-III) y el instrumento APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) con modelos teóricos de nucleosíntesis de estrellas AGB. Así, pudieron reproducir por primera vez las anticorrelaciones (relación en la que una medida aumenta mientras que la otra disminuye) entre ambos elementos, en cinco cúmulos globulares con metalicidades muy diferentes.

La producción de aluminio y destrucción de magnesio en el interior de las estrellas es muy sensible a la temperatura y metalicidad y, por eso, ofrecen el mejor diagnóstico para desvelar la naturaleza de los objetos contaminantes. A mayor temperatura en la zona donde se producen estos elementos (base convectiva de la estrella) se produce más aluminio y se destruye más magnesio. Además, la temperatura de esta zona es mayor, cuanto menor es la cantidad de metales de la estrella. En estrellas AGB masivas, se esperan diferentes tipos de relaciones inversas: a muy baja metalicidad, se espera más aluminio y más destrucción de magnesio y, a una metalicidad mayor, justo lo contrario. Estos cambios en las anticorrelaciones son justamente los observados en cúmulos globulares, lo que coincide muy bien con las predicciones teóricas para las estrellas AGB masivas, pues producen esos elementos en su interior y luego los expulsan al medio interestelar por medio de una intensa pérdida de masa.

Fuentes:
IAC-Divulgación, 4 noviembre 2016
«Evidence of AGB pollution in Galactic globular clusters from the Mg-Al anticorrelations observed by the APOGEE survey», por Ventura et al. 2016, ApJL, 831, L17.




ALMA desvela los secretos de una mancha espacial gigante

Un equipo internacional de astrónomos que ha utilizado tanto ALMA, como el VLT (Very Large Telescope) de ESO y otros telescopios, ha descubierto la verdadera naturaleza de un extraño objeto del universo distante llamado “mancha Lyman-Alfa”.

Hasta ahora, los astrónomos no entendían qué mecanismo hacía que estas enormes nubes de gas brillaran tanto, pero ALMA ha detectado dos galaxias en el corazón de uno de estos objetos que están pasando por una frenética etapa de formación estelar que ilumina todo su entorno. Estas enormes galaxias están, a su vez, en el centro de un enjambre de galaxias más pequeñas en lo que parece ser una fase temprana en la formación de un cúmulo masivo de galaxias. Las dos fuentes de ALMA están destinadas a convertirse en una única galaxia elíptica gigante.

Este diagrama ilustra cómo brilla una mancha Lyman-alfa, uno de los objetos más grandes y más brillantes en el universo. 1: galaxias centrales con gran formación estelar detectadas por ALMA. 2: galaxias compañeras-satélites de baja masa. La mayoría demasiado débiles para ser detectadas directamente. 3: Las galaxias centrales emiten fotones Lyman-alfa originados en la formación estelar. 4: Los fotones dispersan las nubes de gas del medio circumgaláctico. La mayor parte del gas está alrededor de las galaxias satélites. 5: La emisión dispersada Lyman-alfa escapa de nuestra línea de visión, dando origen a la mancha extensa. En tonos rojizos, gas frío (HI) que rodea las galaxias. En azulados, gas más caliente en el halo de materia oscura. Fuente: ESO/J. Geach

Las manchas Lyman-alfa (LABs, de Lyman-alpha Blobs) son gigantescas nubes de gas de hidrógeno que pueden abarcar cientos de miles de años-luz y se encuentran a grandes distancias cósmicas. El nombre refleja la característica longitud de onda de la luz ultravioleta que emiten, conocida como radiación Lyman-alfa. Desde su descubrimiento, los procesos que dan lugar a los LABs han sido un rompecabezas astronómico. Ahora, nuevas observaciones llevadas a cabo con ALMA, han aclarado el misterio.

Una de las manchas Lyman-alfa más grande conocida, y la más ampliamente estudiada, es la mancha SSA22-Lyman-alfa 1 o LAB-1. Incrustado en el núcleo de un gran cúmulo de galaxias que se encuentra en las primeras etapas de formación, fue el primer objeto de su tipo en ser descubierto (en el año 2000) y se encuentra tan lejos, que su luz ha tardado unos 11.500 millones de años en llegar hasta nosotros.

Un equipo de astrónomos, liderado por Jim Geach, del Centro de Investigación en Astrofísica de la Universidad de Hertfordshire (Reino Unido), ha utilizado el conjunto ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array), con su inigualable capacidad para observar la luz de las nubes de polvo frías en galaxias lejanas, para estudiar LAB-1 en profundidad. Esto le permitió identificar y resolver varias fuentes de emisión submilimétricas.

Combinando las imágenes de ALMA con las observaciones del instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, que capta la luz Lyman-alfa, pudieron demostrar que las fuentes detectadas por ALMA se encuentran en el corazón de la mancha Lyman-alfa, donde están formando estrellas a un ritmo cien veces superior al de la Vía Láctea.

Además, la capacidad de hacer imagen profunda del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA y la espectroscopia proporcionada por el Observatorio W. M. Keck demostraron que esas fuentes de ALMA están rodeadas por numerosas galaxias compañeras débiles, que podrían estar bombardeando las fuentes centrales de ALMA, ayudando a impulsar sus altas tasas de formación estelar.

Llegados a este punto, el equipo llevó a cabo una sofisticada simulación de formación de galaxias, para demostrar que la gigante nube brillante de emisión Lyman-alfa puede explicarse si la luz ultravioleta, producida por la formación de estrellas en esas fuentes centrales, dispersa el gas de hidrógeno circundante. Esto daría lugar a la mancha Lyman-alfa que vemos.

Entender cómo se forman y evolucionan las galaxias es un desafío enorme. Los astrónomos piensan que las manchas Lyman-alfa son importantes porque parecen ser los lugares donde se forman las galaxias más masivas del universo. En particular, la luz Lyman-alfa extendida, proporciona información sobre lo que está sucediendo en la nube de gas primordial que rodea a las galaxias jóvenes, una región que es muy difícil de estudiar, pero cuya comprensión resulta fundamental.

Durante mucho tiempo, el origen de la extendida luz Lyman-alfa ha generado polémica. Pero, con la combinación de nuevas observaciones y simulaciones de vanguardia, se cree haber resuelto un misterio de hace 15 años: Lyman-alfa Blob-1 es el lugar de formación de una galaxia elíptica masiva que un día será el corazón de un cúmulo gigante. Estamos viendo una instantánea de la unión de estas galaxias hace 11.500 millones de años.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1632es, de 21 de Septiembre de 2016




Un cráter en Marte que pudo albergar vida
Una depresión de aspecto extraño en Marte podría ser un nuevo lugar en el que buscar señales de vida, según un estudio reciente. La depresión se formó probablemente debido a un volcán bajo un glaciar y podría haber sido un entorno cálido y rico en sustancias de utilidad biológica, muy apropiado para la vida microbiana.

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A la izquierda, un gráfico de profundidad de la depresión de Hellas según el corte AA’ y un mapa topográfico de la depresión. A la derecha, gráfico de profundidad BB’ y mapa de Galaxias Fossae. Fuente: Levy/NASA

La depresión se halla dentro de un cráter asentado en el borde de la cuenca de Hellas, y está rodeada por antiguos depósitos glaciales. Llamó la atención de Levy por primera vez en 2009, cuando se dio cuenta de ciertos rasgos con aspecto de grieta en imágenes de depresiones tomadas por la misión MRO (Mars Reconnaissance Orbiter), que se parecían a las “calderas de hielo” de la Tierra, formaciones presentes en Islandia y Groenlandia producidas por volcanes que entran en erupción bajo la capa de hielo.

Sin embargo, ha sido este año 2016 cuando un equipo de la Universidad de Austin (Texas, en EE.UU.) dirigido por Joseph Levy, y con financiación de NASA (dentro del programa Mars Data Analysis Program), ha podido analizar de forma más detallada las depresiones, para investigar si éstas fueron hechas por una actividad volcánica subterránea que derritió el hielo superficial, o por el impacto de un asteroide. Se utilizaron pares de imágenes de alta resolución para crear modelos de elevación digitales de las depresiones que permitieron un análisis en profundidad de su forma y estructura en 3D.

La gran contribución del estudio es que ha podido medir no sólo su forma y apariencia, sino también cuánto material se perdió para formar las depresiones. El análisis reveló que ambas depresiones compartían una forma inusual de embudo, con un amplio perímetro que se estrechaba gradualmente con la profundidad.

Tras la sorpresa inicial, se empezó a pensar si eso significaba que había un derretimiento concentrado en el centro que eliminaba el hielo, ampliando el tamaño aparente del cráter hacia los lados o, si se trataba de un cráter de impacto, que comenzó con un cráter mucho más pequeño en el pasado, y por sublimación de hielo se había ido ampliando el tamaño aparente del cráter.

Después de probar escenarios de formación para las dos depresiones, los investigadores encontraron que es probable que se formaran de diferentes maneras. La extensión de los escombros alrededor de la depresión de Galaxias Fossae sugiere que es el resultado de un impacto; pero la historia volcánica conocida del área todavía no descarta orígenes volcánicos. En contraste, la depresión de Hellas tiene muchos signos de origen volcánico. Carece de los restos circundantes de un impacto y tiene un patrón de fractura asociado con la eliminación concentrada de hielo por fusión o sublimación.

La interacción de la lava y el hielo para formar una depresión sería un hallazgo importante, porque podría crear un ambiente con agua líquida y nutrientes químicos, ambos ingredientes que facilitan la aparición de la vida. La depresión de Hellas y, en menor medida, la depresión de Galaxias Fossae, deben ser tenidas en cuenta al buscar posibles hábitats en Marte.

Fuente:
Noticia de la Universidad de Austin Texas, de 10 noviembre 2016




Inesperados halos gigantes alrededor de cuasares lejanos, según VLT

Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto brillantes nubes de gas alrededor de cuásares distantes. Ésta es la primera vez que todos los cuásares de un sondeo han mostrado estos halos, cuyas señales inconfundibles fueron recogidas por el instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope de ESO. Las propiedades de los halos de este sorprendente hallazgo están también en notable desacuerdo con las teorías actualmente aceptadas de la formación de las galaxias en el universo temprano.

Una colaboración internacional de astrónomos, liderada por un grupo del ETH (Instituto Federal Suizo de Tecnología) en Zúrich (Suiza), ha utilizado las capacidades únicas del instrumento MUSE, instalado en el telescopio VLT (Very Large Telescope), en el Observatorio Paranal de ESO, para estudiar el gas que se encuentra alrededor de distantes galaxias activas, menos de 2.000 millones de años después del Big Bang. Estas galaxias activas, llamadas cuásares, contienen agujeros negros supermasivos en sus centros, los cuales consumen estrellas, gas y otros materiales a una velocidad extremadamente alta. Esto, a su vez, provoca que el centro de la galaxia emita enormes cantidades de radiación, haciendo de los cuásares los objetos más luminosos y activos del universo.

Se estudiaron 19 cuásares, seleccionados entre los más brillantes que eran observables con MUSE. Estudios anteriores demostraron que alrededor del 10% de todos los cuásares estudiados estaban rodeados por halos compuestos de un gas conocido como «medio intergaláctico templado-caliente», WHIM (por sus siglas en inglés, Warm–Hot Intergalactic Medium). Estos halos se extienden hasta 300.000 años-luz de distancia de los centros de los cuásares.

La sorpresa es que este nuevo estudio ha detectado grandes halos alrededor de los 19 cuásares observados, muchos más que los dos halos que, por estadística, se esperaban observar. El equipo sospecha que esto se debe al enorme aumento en la capacidad de observación de MUSE con respecto a instrumentos similares anteriores, pero será necesario llevar a cabo más observaciones para determinar si éste es el caso.

Es decir, no se sabe todavía si esto se debe a la nueva técnica de observación o si los cuásares de la muestra son algo peculiares. El objetivo original del estudio era analizar los componentes gaseosos del universo a las escalas más grandes, una estructura denominada a veces como «red cósmica», en la que los cuásares forman brillantes nodos.

Esa red cósmica es la estructura del universo a gran escala. Está compuesta por delgados filamentos de material primordial (sobre todo de gas hidrógeno y helio) y de materia oscura que conecta las galaxias, y abarca los abismos entre ellas. El material de esta red puede alimentar a las galaxias a través de los filamentos y desencadenar su crecimiento y evolución. Normalmente, los componentes gaseosos de esta red son muy difíciles de detectar, por lo que los halos luminosos de gas que rodean a los cuásares proporcionan una oportunidad casi única para estudiar el gas que hay dentro de esta estructura cósmica a gran escala.

Los 19 halos recién detectados también revelaron otra sorpresa: están formados por gas intergaláctico no muy caliente, a aproximadamente 10.000 grados centígrados. Esta revelación entra en conflicto con los modelos actualmente aceptados sobre la estructura y la formación de las galaxias, que sugiere que el gas, estando tan cerca de las galaxias, debería tener temperaturas de más de un millón de grados.

MUSE es un espectrógrafo de campo integral y combina capacidades espectrográficas y de imagen. Puede observar grandes objetos astronómicos en su totalidad, de una sola vez, y medir, para cada píxel, la intensidad de la luz en función de su color o longitud de onda. El descubrimiento muestra el potencial de este instrumento para la observación de este tipo de objetos y para el estudio de la formación de la estructura cósmica y la evolución de las galaxias.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1638es de 26 de Octubre de 2016




El campo magnético de los océanos
Puede que no identifiquemos océanos con magnetismo, pero ellos también contribuyen en una pequeña parte al escudo magnético protector de nuestro planeta. Los satélites Swarm de la ESA no sólo han podido medir este campo extremadamente débil, sino que también han realizado nuevos descubrimientos sobre la naturaleza eléctrica del interior de la Tierra.

Imagen capturada de un video que ilustra la evolución de la señal magnética de los océanos. El video muestra un fotograma cada 12,42 horas, en un período de dos años de observación de los satélites SWARM de la ESA. Fuente: ESA/DTU/NASA/ETH Zurich

El campo magnético nos protege de la radiación cósmica y las partículas cargadas que bombardean la Tierra desde el Sol. Sin él, la atmósfera no existiría tal y como la conocemos, lo que haría que la vida fuera virtualmente imposible.

Los científicos necesitan saber más sobre este campo protector para entender muchos procesos naturales, desde los que se producen en lo profundo del planeta hasta la meteorología espacial provocada por la actividad solar. Además, esta información nos permitirá comprender mejor por qué se está debilitando el campo magnético de la Tierra.

Aunque sabemos que el campo magnético se origina en diversas partes del planeta y que cada fuente genera magnetismo de distinta intensidad, aún no sabemos exactamente cómo se genera y por qué varía.

Este es el motivo por el que la ESA lanzó en 2013 su trío de satélites Swarm. Si bien la misión ya está arrojando nueva luz sobre cómo cambia el campo magnético, su último resultado se centra en la fuente de magnetismo más huidiza: las mareas oceánicas.

Cuando el agua salada de los océanos atraviesa el campo magnético, se genera una corriente eléctrica que, a su vez, induce una respuesta magnética en la región profunda bajo la corteza terrestre: el manto.

Como esta respuesta constituye una parte ínfima del campo magnético, su medición desde el espacio siempre había sido un reto. Científicos de la Escuela Politécnica Federal de Zúrich (ETHZ) propusieron en 2015 que si fuera posible medirla desde el espacio, algo que no se había hecho hasta el momento, ofrecería información sobre el interior de la Tierra. Pero esto no era más que una teoría… hasta ahora.

Gracias a las mediciones precisas de Swarm, sumadas a las de Champ, misión que terminó en 2010 después de medir los campos gravitacional y magnético de la Tierra durante más de 10 años, los científicos no sólo han sido capaces de encontrar el campo magnético generado por las mareas oceánicas, sino que también han podido usar estos nuevos datos para dar cuenta de la naturaleza eléctrica del manto superior de la Tierra, 250 km por debajo del fondo del océano.

Las diferentes fuentes que contribuyen al campo magnético medidas por SWARM. Las corrientes de acoplamiento o corrientes alineadas con el campo fluyen a lo largo de las líneas de campo entre la magnetosfera y la ionosfera. Fuente: ESA/DTU Space. Traducida y editada por el «Kiosco»

Los satélites Swarm y Champ han permitido distinguir entre la sólida «litosfera» oceánica y la «astenosfera», más flexible, que se encuentra debajo. La litosfera es la parte exterior, más rígida, de la Tierra, formada por la corteza y el manto superior, mientras que la astenosfera, situada debajo, es más caliente y más plástica.

El «sondeo geoeléctrico desde el espacio» constituye una primicia para la exploración espacial. Estos nuevos resultados son importantes para comprender la tectónica de placas, teoría que sostiene que la litosfera terrestre se compone de placas rígidas que se deslizan sobre la astenosfera caliente y más fluida, que funciona a modo de lubricante permitiendo su movimiento.

Ahora, han bastado dos años de mediciones de los satélites para determinar el efecto magnético de las mareas oceánicas y para ver cómo la conductividad cambia en la litosfera y el manto superior.

Este trabajo nos muestra que a unos 350 km bajo la superficie terrestre, el grado en que la materia conduce la electricidad está vinculado a su composición. Además, su análisis muestra una dependencia clara de las condiciones tectónicas del lecho oceánico. Estos nuevos resultados también indican que, en el futuro, podríamos obtener una vista 3D completa de la conductividad bajo el océano.

Hay muy pocas formas de estudiar la estructura profunda de nuestro planeta, pero Swarm está contribuyendo enormemente a entender su interior, lo que ayudará a comprender mejor el funcionamiento de la Tierra en su conjunto.

Fuentes:
Noticia de ESA/SWARM, 4 de octubre de 2016
Artículo completo de investigación publicado en Science Advances el 30 de septiembre de 2016




Posible demostración de una propiedad cuántica: «Birrefringencia de vacío»

Esta ilustración muestra cómo la luz proveniente de la superficie de una estrella de neutrones muy magnética (izquierda) se convierte en polarizada linealmente a medida que viaja por el vacío del espacio cercano a la Estrella, en su camino hacia el observador situado en la Tierra (derecha). La polarización de la luz observada en el campo magnético extremadamente fuerte sugiere que el espacio vacío alrededor de la estrella de neutrones está sujeto a un efecto cuántico conocido como birrefringencia de vacío, una predicción de la electrodinámica cuántica. Este efecto fue predicho en la década de 1930, pero no se había observado antes. Las direcciones magnéticas y las del campo eléctrico se muestran con las líneas rojas y azules. Las simulaciones realizadas por Roberto Taverna (Universidad de Padua, Italia) y Denis González Caniulef (UCL/MSSL, Reino Unido) muestran cómo estas se alinean a lo largo de una dirección preferida a medida que la luz pasa a través de la región que rodea a la estrella de neutrones. Fuente: ESO/L. Calçada

Utilizando el VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo de astrónomos, que ha estudiado la luz emitida por una estrella de neutrones extraordinariamente densa y fuertemente magnetizada, puede haber encontrado los primeros indicios observacionales de un extraño efecto cuántico predicho por primera vez en la década de 1930. La polarización de la luz observada sugiere que el espacio vacío que hay alrededor de la estrella de neutrones está sujeta a un efecto cuántico conocido como «birrefringencia de vacío».

Un equipo dirigido por Roberto Mignani, de INAF Milán (Italia) y de la Universidad de Zielona Gora (Polonia), utilizó el VLT (Very Large Telescope) de ESO, instalado en el Observatorio Paranal (Chile), para observar la estrella de neutrones RX J1856.5-3754, a unos 400 años luz de la Tierra. Este objeto forma parte del grupo de estrellas de neutrones conocidas como «Las siete magníficas». Son estrellas de neutrones aisladas (INS, isolated neutron stars), que no tienen compañeras estelares, no emiten ondas de radio (como los púlsares) y tampoco están rodeados por material de la supernova progenitora. A pesar de estar entre las estrellas de neutrones más cercanas, su extrema oscuridad hizo que los astrónomos sólo pudieran observarla en luz visible utilizando el instrumento FORS2, instalado en el VLT, en los límites de la tecnología de telescopios actual.

Las estrellas de neutrones son los densos núcleos remanentes de estrellas masivas (al menos 10 veces más masivas que nuestro Sol) que han estallado como supernovas al final de sus vidas. También tienen campos magnéticos muy extremos, miles de millones de veces más fuertes que los del Sol, que impregnan su superficie exterior y sus alrededores.

Estos campos son tan fuertes que incluso afectan a las propiedades del espacio vacío que hay alrededor de la estrella. Se cree que, normalmente, el vacío está completamente vacío, y que la luz puede viajar a través de él sin sufrir ningún cambio. Pero en la electrodinámica cuántica (QED, por sus siglas en inglés), la teoría cuántica que describe la interacción entre fotones de luz y partículas cargadas, como electrones, el espacio está lleno de partículas virtuales que aparecen y desaparecen todo el tiempo. Los campos magnéticos muy fuertes pueden modificar este espacio, lo que afecta a la polarización de la luz que pasa a través de él. De acuerdo con la QED, un vacío altamente magnetizado se comporta como un prisma lo hace con la propagación de la luz, un efecto conocido como birrefringencia de vacío.

Sin embargo, hasta ahora, de entre las muchas predicciones de la QED, la birrefringencia de vacío carecía de una demostración experimental directa. Los intentos de detectarla en el laboratorio no han tenido éxito en los 80 años desde que se predijo en un artículo por Werner Heisenberg (conocido por formular el principio de incertidumbre) y Hans Heinrich Euler.

Tras un cuidadoso análisis de los datos del VLT, Mignani y su equipo detectaron polarización lineal (en un grado significativo de alrededor del 16%) debida probablemente, según los investigadores, al efecto impulsor de birrefringencia de vacío en el área de espacio vacío que rodea a RX J1856.5-3754. Hay otros procesos que pueden polarizar la luz de las estrellas mientras viaja a través del espacio. El equipo revisó cuidadosamente otras posibilidades, por ejemplo, la polarización por dispersión provocada por granos de polvo, pero parece poco probable que éstos produzcan la señal de polarización observada.

La alta polarización lineal que midió VLT no puede explicarse fácilmente con los modelos actuales, a menos que incluyamos los efectos de birrefringencia de vacío predichos por QED. Este estudio del VLT es el primer apoyo observacional para las predicciones de este tipo de efectos QED que emanan de un campo magnético extremadamente fuerte.

Esta medición, realizada por primera vez ahora en luz visible, también allana el camino para que puedan llevarse a cabo mediciones similares en longitudes de onda de rayos X.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1641es, 30 de noviembre de 2016




Cañones de metano en Titán

Cañones de metano en Titán. Fuente: NASA/JPL-Caltech/ASI

Titán, la luna más grande de Saturno, es muy similar a la Tierra. Aunque su diámetro apenas llega al 40% del de nuestro planeta, su atmósfera densa y rica en nitrógeno, así como la actividad geológica en su superficie, hacen que las comparaciones entre ambas sean inevitables.

Esta imagen, captada con el radar de la nave Cassini, muestra precisamente lo parecidas que son las formaciones en la superficie de Titán a los paisajes terrestres.

Titán es el único cuerpo celeste, además de la Tierra, en el que se han hallado pruebas de erosión activa a gran escala. Se trata de mares, lagos y ríos de hidrocarburos líquidos, principalmente metano y algo de etano, que horadan la superficie del satélite del mismo modo en que el agua erosiona la Tierra.

Un ejemplo espectacular lo constituye Vid Flumina, un sistema fluvial ramificado similar al Nilo, que puede apreciarse en el cuadrante superior izquierdo de la imagen. El río discurre por la región polar norte de Titán y desemboca en Ligeia Mare, un mar rico en metano que podemos ver como una mancha oscura en la parte derecha de la fotografía.

Investigadores en Italia y Estados Unidos llevan analizando las observaciones del radar de Cassini desde mayo de 2013 y han revelado recientemente que los estrechos canales que parten de Vid Flumina son profundos y empinados cañones por los que fluyen hidrocarburos.

Estos canales tienen menos de un kilómetro de ancho, hasta 570 m de profundidad, y sus pendientes superan los 40º de inclinación. Esto sugiere que han sido esculpidos por el metano líquido que fluye hacia Vid Flumina y que ha ido erosionando las paredes de los cañones: un proceso geológico que recuerda a la formación de las gargantas fluviales en nuestro planeta.

El equipo del radar de Cassini-Huygens espera volver a observar la región de Ligeia Mare y Vid Flumina en abril de 2017, durante el acercamiento final de la nave a Titán. Cassini-Huygens es una misión conjunta de la NASA, la ESA y la agencia espacial italiana ASI.

Fuente:
Noticia de ESA, de 19 septiembre 2016




Haciendo zoom en Eta Carinae y sus fuertes vientos

Vista ampliada de la zona central de Eta Carinae. Fuente: ESO-VLT

Un equipo internacional de astrónomos ha utilizado el interferómetro VLTI (Very Large Telescope Interferometer) para obtener la imagen con más detalle jamás lograda del sistema estelar Eta Carinae. El equipo encontró nuevas e inesperadas estructuras en el interior del sistema binario, formado por dos estrellas masivas que se orbitan mutuamente y es muy activo, produciendo rápidos vientos estelares de hasta 10 millones de kilómetros por hora. Esa zona tan turbulenta no había podido ser estudiada hasta ahora.

La gran potencia de la pareja binaria Eta Carinae crea fenómenos impresionantes. En la década de 1830, los astrónomos observaron una «gran erupción» en el sistema. Ahora sabemos que la causa fue la expulsión, por parte de la estrella de mayor tamaño, de grandes cantidades de gas y polvo en poco tiempo, lo cual generó los característicos lóbulos que apreciamos actualmente, y que son conocidos como la «nebulosa del Homúnculo». El efecto combinado de los dos vientos estelares que chocan el uno con el otro a velocidades extremas genera temperaturas de millones de grados e intensos diluvios de radiación de rayos X.

El área central de la zona donde chocan los vientos es tan pequeña (mil veces más pequeña que la nebulosa del Homúnculo) que ni los telescopios espaciales ni los basados en tierra han sido capaces, hasta ahora, de obtener imágenes detalladas. El equipo ha utilizado la extraordinaria capacidad de resolución del instrumento AMBER, instalado en el VLTI, para asomarse a este reino violento por primera vez. Esta combinación interferométrica, que utiliza tres de los cuatro Telescopios Auxiliares del VLT, logró aumentar en diez veces la capacidad de resolución (si la comparamos con la de una Unidad de Telescopio del VLT). El resultado fue la imagen con mayor resolución jamás obtenida del sistema, lo que proporcionó datos inesperados sobre su estructura interna.

La nueva imagen obtenida por el VLTI nos muestra claramente la estructura que existe entre las dos estrellas de Eta Carinae, en forma de abanico allí donde el salvaje viento de la estrella más pequeña y caliente choca con el viento más denso de la estrella más grande de su pareja.

Además de la imagen, las observaciones espectrales de la zona de colisión han hecho posible medir las velocidades de los intensos vientos estelares mediante el efecto Doppler. Usando estas velocidades, el equipo de astrónomos fue capaz de producir modelos de ordenador más precisos de la estructura interna de este fascinante sistema estelar, lo cual nos ayudará a comprender mejor cómo pierden masa y evolucionan este tipo de estrellas extremadamente masivas.

Los nuevos instrumentos del VLTI, GRAVITY y MATISSE, permitirán obtener imágenes interferométricas con precisión aún mayor y sobre una gama más amplia de longitudes de onda. Se necesita un amplio rango de longitudes de onda para obtener las propiedades físicas de muchos objetos astronómicos.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1637es, 19 de octubre de 2016




Un agujero negro hace variar rápidamente el brillo de su galaxia

Un equipo internacional de astrónomos ha resuelto el misterio relacionado con un extraño cambio en el comportamiento de un agujero negro supermasivo situado en el centro de una galaxia distante. Lo han logrado utilizando datos obtenidos con el VLT (Very Large Telescope) de ESO, el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA y el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA. Parece que el agujero negro está viviendo tiempos difíciles y no se alimenta con el suficiente combustible como para hacer brillar a la galaxia.

Al parecer, muchas galaxias cuentan con un núcleo extremadamente brillante alimentado por un agujero negro supermasivo. Estos núcleos generan «galaxias activas», unos de los objetos más brillantes del universo. Se cree que brillan con tanta intensidad porque el material caliente se «enciende» a medida que cae en el agujero negro, un proceso conocido como acreción. Esta luz brillante puede variar enormemente según las diferentes galaxias activas, por lo que los astrónomos las clasifican en varios tipos basándose en las propiedades de la luz que emiten.

Las más brillantes de las galaxias activas son los quásares, donde el núcleo brillante eclipsa al resto de la galaxia. Otra clase, menos extrema, se conoce como galaxias Seyfert. Originalmente se desarrolló un método que utiliza el brillo y el espectro de emisión para distinguir entre dos tipos de galaxias Seyfert, tipo 1 y tipo 2, pero desde entonces se han introducido clasificaciones adicionales como galaxias Seyfert de tipo 1,9.

Se ha observado que algunas de estas galaxias cambian drásticamente en el transcurso de tan solo 10 años: un abrir y cerrar de ojos en términos astronómicos. Sin embargo, la galaxia activa de este nuevo estudio, Markarian 1018, destaca por haber cambiado una segunda vez, volviendo a su clasificación inicial en los últimos cinco años. Ya antes se habían estudiado un puñado de galaxias que realizaban el cambio de ciclo completo, pero nunca se había podido estudiar con tanto detalle.

El descubrimiento de la naturaleza voluble de Markarian 1018 fue una consecuencia casual del sondeo CARS (Close AGN Reference Survey), un proyecto de colaboración entre ESO y otras organizaciones para reunir información sobre 40 galaxias cercanas con núcleos activos. Observaciones rutinarias de Markarian 1018 llevadas a cabo con el instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer), instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, revelaron el sorprendente cambio en la emisión de luz de la galaxia.

Poder observar la galaxia justo tras haber empezado a desvanecerse fue una oportunidad inesperada para averiguar lo que hace que estas galaxias se apaguen. Fue afortunado poder detectar este evento sólo 3 o 4 años después de que comenzara la decadencia en brillo, pudiendo poner en marcha campañas de seguimiento con el fin de estudiar detalles de la física de la acreción en galaxias activas que, de otra forma, no pueden estudiarse.

El equipo de investigación aprovechó al máximo esta oportunidad, haciendo que su prioridad fuera describir en detalle el proceso que hace que Markarian 1018 cambie su brillo de manera tan violenta. El origen podría estar en varios eventos astrofísicos, pero se podía descartar la opción de un agujero negro absorbiendo y consumiendo una sola estrella. Esto se produce cuando una estrella se acerca demasiado a un agujero negro supermasivo y es destruida por la fuerza de marea gravitacional extrema. El resultado es un fuerte aumento en el brillo de la región central que declina lentamente durante un período de varios años. Las variaciones de brillo observadas en Markarian 1018 no coinciden con el perfil de un evento de este tipo.

También se pudo poner en duda la posibilidad de un oscurecimiento debido a gas intermedio. El oscurecimiento por gas puede afectar a la clasificación de una galaxia activa al bloquear la línea de visión: al acumularse el gas frente al brillante núcleo de la galaxia (como niebla frente a las luces de un coche), oscurece la luz que pasa a su través. Esto también afecta al espectro de la galaxia, cambiando posiblemente su clasificación.

Pero, tras la primera ronda de observaciones, el verdadero mecanismo responsable de la sorprendente variación de Markarian 1018 seguía siendo un misterio.

El equipo obtuvo datos adicionales mediante nuevas observaciones con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA y el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA. Con los nuevos datos de este conjunto de instrumentos fueron capaces de resolver el misterio: el agujero negro se desvanecía lentamente porque estaba siendo privado de material para su acreción.

Es posible que esta inanición se deba a que se interrumpe el flujo de combustible. Una posibilidad intrigante es que esto podría deberse a las interacciones con un segundo agujero negro supermasivo. Esta opción (que se trate de un agujero negro binario) es bastante plausible para Markarian 1018, ya que la galaxia es el producto de una importante fusión de dos galaxias que, probablemente, contenían, cada una, un agujero negro supermasivo en su centro.

El equipo tuvo que trabajar muy rápido para determinar qué estaba causando que Markarian 1018 volviera a la oscuridad. Se están llevando a cabo campañas de monitorización con telescopios ESO y otras instalaciones que nos permitirá explorar con más detalle el emocionante mundo de los agujeros negros hambrientos y de las galaxias activas cambiantes.

La investigación continúa estudiando los mecanismos que entran en acción en galaxias activas que, como Markarian 1018, cambian su apariencia.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1631es, 15 de Septiembre de 2016




Midiendo la curvatura del espejo primario del telescopio espacial James Webb

Ingenieros llevan a cabo una inspección de luz blanca en el telescopio James Webb Space de la NASA en la sala limpia del Goddard Space Flight Center de la NASA, Greenbelt, Maryland. Fuente: NASA/Chris Gunn

Ingenieros y técnicos que trabajan en el futuro Telescopio espacial James Webb terminaron con éxito la primera medición óptica importante del espejo primario completamente montado del James Webb, llamada «prueba del centro de curvatura».

Antes de ser lanzado al espacio, la medición óptica del espejo desplegado del telescopio es crucial, antes de que el telescopio sea sometido a varias etapas de pruebas mecánicas rigurosas. Estas pruebas simulan los ambientes de sonido y vibración violenta que el telescopio experimentará dentro de su cohete en su salida al espacio. Este ambiente es uno de los más estresantes estructuralmente y puede alterar la forma y la alineación del espejo primario de Webb, que podría degradar o, en el peor de los casos, dañar su rendimiento.

Webb ha sido diseñado y construido para soportar su lanzamiento, pero debe probarse, para verificar que sobrevivirá y no cambiará de alguna forma inesperada. Hacer las mediciones ópticas justo antes y después de lanzamiento en ambiente similar y comparar los resultados es fundamental para el desarrollo de Webb y asegurar que va a trabajar bien en el espacio.

Para realizar la prueba, ingenieros ópticos configuran un interferómetro, el principal dispositivo utilizado para medir la forma del espejo de Webb. La longitud de onda de la luz visible es menor una milésima de un milímetro y es preciso que la forma y alineado de la óptica del Webb sean precisas para que funcione correctamente. Realizar medidas de la forma del espejo y posición mediante luz láser evita el contacto físico y daños (arañazos en el espejo). Mediante la medición de luz reflejada por la óptica usando un interferómetro, son capaces de medir muy pequeños cambios en la forma o posición. Un interferómetro recibe su nombre porque graba y mide los patrones de ondulación que se producen en la suma de diferentes haces de luz, mientras sus ondas se combinan o «interfieren».

Durante la prueba realizada por un equipo de la NASA Goddard, Ball Aerospace de Boulder, Colorado y el Space Telescope Science Institute en Baltimore Maryland, las condiciones de temperatura y humedad en la «sala limpia» se mantuvieron increíblemente estables para minimizar la deriva en las mediciones ópticas. Aun así, pequeñas vibraciones están siempre presentes, por lo que el interferómetro funciona a «alta velocidad», tomando 5.000 imágenes cada segundo, que es un ritmo más rápido que las vibraciones de fondo, eliminando su efecto.

Las medidas de prueba del centro de curvatura y la forma del espejo principal de Webb se hacen comparando la luz reflejada en él con la luz de un holograma, generado por ordenador, que representa lo que Webb idealmente debería ver. Haciendo interferir el haz de luz de Webb con el haz de luz de referencia del holograma, el interferómetro compara los dos con increíble precisión. La prueba es tan sensible que puede medir las vibraciones de los espejos debido a personas hablando en la habitación.

El telescopio espacial más potente jamás construido, el telescopio Webb, proporcionará imágenes de las primeras galaxias formadas y permitirá explorar planetas alrededor de estrellas distantes. Es un proyecto conjunto de NASA, la Agencia Espacial Europea (ESA) y la Agencia Espacial Canadiense.

Fuente:
Noticia de NASA’s Goddard Space Flight Center, 2 noviembre 2016



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.