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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Noticias del trimestre
Nuevas alertas sobre el cambio climático advierten que ya se está llegando a un punto peligroso, sin retorno. Se basan en cuatro datos contrastados; 1: La circulación meridional de retorno del Atlántico (AMOC), se está ralentizando y puede colapsar debido a la entrada de agua dulce en el Atlántico Norte. La alerta temprana de la vigilancia sobre esta corriente indica que está llegando a su punto de inflexión pre-colapso. Más info: https://www.science.org/doi/full/10.1126/sciadv.adk1189
2: La tendencia en la subida de temperaturas y aumento de emisiones, llevaría a un incremento de 3ºC a fin de siglo (el doble del objetivo).
3: El derretimiento del hielo polar está ralentizando la rotación de la Tierra en sentido opuesto a la aceleración que está experimentando el núcleo externo del planeta. El resultado total es de ralentización, que habrá que contabilizar añadiendo segundos a la duración del día, práctica que ya se había abandonado. Más info: .https://www.scientificamerican.com/article/global-warming-is-slowing-the-earths-rotation/
4: Ahora, debido al calentamiento del mar y la atmósfera, se están dando tormentas de tal violencia que es necesario añadir otra categoría, la 6ª, a la clasificación de huracanes. Hasta ahora la clasificación iba de 1ª (vientos mayores de 120 km/h) a 5ª (>250 km/h). Recientemente se ha registrado un tifón con vientos de hasta 346 km/h, por lo que se propone la categoría 6ª para tormentas de más de 308 km/h. Más info: https://www.pnas.org/doi/10.1073/pnas.2308901121.
Otra alerta, esta vez de la IAU sobre el problema que están generado las constelaciones de decenas de miles de satélites Starlink de SpaceX, OneWeb y Amazon y que están enmascarando cada día más la detección de asteroides cercanos a la Tierra (NEOs). En un informe pide, con apoyo de la ONU, limitarlos o exigir que su brillo sea menor de magnitud 7 para órbitas de 550 km de altitud, o menor para los de órbitas superiores, aún así, interferirán en la detección de asteroides peligrosos. Más info: https://cps.iau.org/news/cps-urges-action-in-first-recommendations-paper/
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En cuanto a aventuras espaciales, la Agencia Espacial Europea, ESA ha aprobado la misión LISA una constelación de tres naves espaciales que usan tecnología láser para captar ondas gravitacionales de longitud de onda más larga (producidas por colisiones de objetos menos masivos) que las que se pueden captar desde tierra; El cosmonauta ruso Oleg Kononenko acaba de marcar un nuevo récord de estancia (no continuada) en el espacio exterior al superar los 878 días, que ostentaba su antecesor, el también ruso Guennadi Padalka; La NASA tiene ya en pruebas un prototipo de avión espacial para transportar carga conocido como Dream Chaser; China lanzó el 3 de mayo la nave Chang’e 6, en una misión de 53 días con el objetivo de extraer y traer de vuelta 2 kilogramos de suelo lunar para junio. El lugar de aterrizaje objetivo es la Cuenca Apolo en la cara oculta de la Luna. Y en este «Kiosco» resumimos un artículo sobre la llegada de la nave Nova-C Odysseus a un cráter cercano al polo sur de la Luna.
También en este número resumimos varios artículos sobre el cálculo de la constante de Hubble, tema de debate intenso actualmente, por la incertidumbre que supone (tensión de Hubble). Uno de los artículos postula que esa constante, podría no ser tan constante a lo largo de la vida del universo.
Fuertes campos magnéticos en el agujero negro Sagitario A*
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Una nueva imagen de la colaboración EHT (Event Horizon Telescope, Telescopio del Horizonte de Sucesos) ha descubierto la presencia de campos magnéticos potentes que giran en espiral desde el borde del agujero negro supermasivo Sagitario A* (Sgr A*). Vista en luz polarizada por primera vez, esta nueva imagen del monstruo que acecha en el corazón de la Vía Láctea ha revelado la existencia de una estructura de campo magnético sorprendentemente similar a la del agujero negro que hay en el centro de la galaxia M87, lo que sugiere que los fuertes campos magnéticos pueden ser comunes a todos los agujeros negros. Esta similitud también apunta a un chorro oculto en Sgr A*. Los resultados se han publicado en marzo 2024, en The Astrophysical Journal Letters.
Aunque el agujero negro supermasivo de la Vía Láctea, que está a unos 27.000 años-luz de distancia de la Tierra, es más de mil veces más pequeño y menos masivo que el de M87 (el primer agujero negro fotografiado), las observaciones revelaron que los dos son bastante similares. Esto hizo que la comunidad científica se preguntara si, al margen de su apariencia, ambos compartían rasgos comunes. Para averiguarlo, el equipo decidió estudiar Sgr A* en luz polarizada. Estudios previos de la luz que hay alrededor del agujero negro M87* revelaron que los campos magnéticos de su entorno permitieron que el agujero negro lanzara potentes chorros de material que volvían al entorno circundante. Sobre la base de este trabajo, las nuevas imágenes han revelado que lo mismo puede estar ocurriendo en Sgr A*.
La luz es una onda electromagnética oscilante en movimiento que nos permite ver objetos. A veces, la luz oscila en una orientación preferida, denominada «polarizada». Aunque la luz polarizada nos rodea, para los ojos humanos es indistinguible de la luz «normal». En el plasma que rodea estos agujeros negros, las partículas que giran alrededor de las líneas del campo magnético confieren un patrón de polarización perpendicular al campo. Esto permite a la comunidad astronómica ver lo que sucede en las regiones de los agujeros negros y mapear sus líneas de campo magnético.
Pero obtener imágenes de agujeros negros con luz polarizada no es tan fácil, y esto es particularmente cierto en el caso de Sgr A*, que cambia tan rápido que no se queda quieto para las fotos. La obtención de imágenes del agujero negro supermasivo requiere herramientas sofisticadas que van más allá de las que se utilizaban anteriormente para captar a M87*, un objetivo mucho más estable. Debido a ese movimiento mientras se obtienen las imágenes, fue difícil construir incluso la imagen no polarizada, y hubo que hacer un promedio de múltiples imágenes.
Con una muestra de dos agujeros negros, con masas muy diferentes y galaxias anfitrionas muy diferentes, es importante determinar en qué se parecen y en qué se diferencian. En ambos casos los datos indican que cuentan con campos magnéticos fuertes, lo cual sugiere que esta puede ser una característica universal y quizás fundamental de este tipo de sistemas. Una de las similitudes entre estos dos agujeros negros podría ser un chorro, pero aunque se ha fotografiado uno muy obvio en M87*, aún no lo se ha encontrado en Sgr A*.
Para observar Sgr A*, la colaboración unió ocho telescopios de todo el mundo con el fin de crear un telescopio virtual del tamaño de la Tierra, el EHT. El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), del que ESO es socio, y el Atacama Pathfinder Experiment (APEX), ambos en el norte de Chile, fueron parte de la red que realizó las observaciones, llevadas a cabo en 2017.
Al ser ALMA el telescopio más grande y potente de los telescopios del EHT, desempeñó un papel clave para hacer posible esta imagen. Ahora ALMA está planificando un «cambio de imagen extremo», la Actualización de la Sensibilidad de Banda Ancha, que hará que ALMA sea aún más sensible y siga siendo un telescopio fundamental en las futuras observaciones de Sgr A* y de otros agujeros negros que lleve a cabo la colaboración EHT.
La colaboración EHT ha realizado varias observaciones desde 2017 y está previsto que vuelva a observar Sgr A* en abril de 2024. Cada año, las imágenes mejoran a medida que el EHT incorpora nuevos telescopios, mayor ancho de banda y nuevas frecuencias de observación. Las ampliaciones y mejoras planificadas para la próxima década permitirán filmar películas de alta fidelidad de Sgr A* que podrían revelar un chorro oculto y permitir a la comunidad astronómica observar características de polarización similares en otros agujeros negros. En un futuro, si se añadiera un radiotelescopio espacial al EHT proporcionaría las imágenes más nítidas de los agujeros negros jamás obtenidas.
Fuente: Nota de prensa de ESO, eso2406, de 27 de marzo de 2024.
El telescopio WEBB reajusta y confirma la «tensión de Hubble»
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Durante la última década, una discrepancia en la medición de la tasa de expansión actual del universo, llamada constante de Hubble, ha desconcertado a los cosmólogos. Ahora, en un nuevo estudio, un equipo de astrónomos argumenta que los datos de alta resolución del Telescopio Espacial James Webb (JWST) les han permitido descartar una posible razón para la discrepancia.
Al calcular la constante de Hubble, las mediciones de objetos astronómicos relativamente cercanos dan una tasa de expansión de 73 kilómetros por segundo por megaparsec, mientras que las mediciones del universo primitivo dan una tasa más lenta (67,5 km/s/Mpc). Este desajuste se conoce como tensión de Hubble. Implica que o hay un malentendido en el modelo estándar de cosmología, o hay un error en la interpretación de las observaciones en que se basan.
En la revista Astrophysical Journal Letters, Adam Riess (Universidad Johns Hopkins y el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial) y otros astrónomos de la colaboración SH0ES (abreviatura de Supernovae y H0 por la Ecuación de Estado de la Energía Oscura) han publicado un estudio que descarta uno de esos errores.
La colaboración ha estado midiendo la tasa de expansión utilizando estrellas variables Cefeidas durante casi 20 años, primero con el Telescopio Espacial Hubble y ahora con JWST. Las cefeidas pulsan de una manera que revela su brillo intrínseco, lo que significa que los astrónomos pueden medir su brillo aparente para calcular su distancia. Sin embargo, Riess dice que uno de los mayores desafíos con esta técnica ha sido evitar todas las demás estrellas en primer plano y detrás de las Cefeidas, que dificultan la medición de las pulsaciones.
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Los investigadores, anteriormente, lo estudiaron estadísticamente agregando lo que se llama «estrellas artificiales», utilizando imágenes falsas de estrellas en las imágenes reales, para averiguar cuál era el efecto, para poder corregirlo. Pero persistía la preocupación de que la técnica de la estrella falsa pudiera ser defectuosa de alguna manera.
El JWST es un telescopio tan increíble que ya evita tener que hacer eso. La colaboración SH0ES utilizó el JWST para obtener imágenes de más de 1.000 cefeidas que abarcan el rango de distancia de las utilizadas anteriormente para medir la tasa de expansión actual con el Hubble. Las nuevas imágenes fueron capaces de resolver mejor las estrellas variables, y el equipo no descubrió diferencias significativas en las mediciones de distancia de las estrellas respecto a cálculos anteriores.
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La comunidad científica, por regla general, tiende a ser cautelosa hasta que los resultados hayan sido verificados de forma independiente. Wendy Freedman (Universidad de Chicago) codirigió el Proyecto Clave del Telescopio Espacial Hubble, que realizó la primera medición precisa de la constante de Hubble en 2001, y actualmente dirige el Programa Hubble Carnegie-Chicago, que también ha estado trabajando para restringir la tasa de expansión actual utilizando otros métodos, como las observaciones de estrellas gigantes rojas.
Usando esas mediciones, Freedman ha encontrado una constante de Hubble más baja, más en línea con las mediciones del universo primitivo. Aún así, cree que se necesita más información de muchas fuentes diferentes antes de que podamos decir con certeza si la tensión del Hubble se debe a problemas de medición y, de ser así, si ciertas técnicas podrían estar implicadas o descartadas.
Las nuevas tecnologías, como el JWST, permiten hacer un progreso real. Se están utilizando no solo las Cefeidas, sino también las estrellas gigantes rojas que se midieron con el Hubble, y también un nuevo tipo de medición utilizando estrellas de carbono, y los tres tipos se miden en las mismas galaxias.
Sin embargo, Riess sostiene que si los errores de medición son los culpables, es extraño que las mediciones de objetos en el universo cercano estén todas «equivocadas» en la misma dirección. Por lo tanto, se mantiene firme en sugerir que la comunidad científica podría considerar dar una mirada más profunda a los supuestos teóricos del modelo cosmológico estándar.
Por supuesto, no es fácil saber cómo arreglar el modelo estándar para que coincida mejor con los datos, pero según Riess, parece como si el modelo cosmológico fuera el problema.
Fuente: Sky&Telescope, 20 de marzo de 2024.
La explosión de T Corona Borealis, a punto de ocurrir
Una estrella muerta pronto provocará un espectáculo único en la vida en los cielos de la Tierra: Una nova llamada T Coronae Borealis, que entra en erupción espectacularmente cada 80 años, está a punto de ocurrir.
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En octubre de 1217, el abad de la abadía de Ursberg, en el actual sur de Alemania, miró hacia el firmamento y, en la constelación en forma de arco de la Corona Borealis, vio algo maravilloso: originalmente era una estrella débil que durante un tiempo brilló con gran luz y luego volvió a su debilidad original, escribió en latín en ese momento. No fue el primero en verlo, ni tampoco el último. Esta aparición estelar emerge y luego desaparece, cada 80 años más o menos, y eso se debe a que en realidad no es una estrella en absoluto. Ese abad fue testigo de una explosión termonuclear a 3.000 años-luz de distancia. Procedía de una enana blanca, un zombi estelar que está devorando materia de una estrella gigante roja cercana. Cada 80 años, se satura, y cuando lo hace, entra en erupción, desatando un fuego infernal de una semana.
Se trata de T Coronae Borealis, a menudo abreviada como T CrB, y es lo que los astrónomos llaman nova, una palabra que deriva de la descripción latina de estos eventos como «nuevas estrellas», que muchos observadores supusieron que eran. T CrB entró en erupción por última vez en 1946, y su comportamiento sugiere que su próximo paroxismo se producirá en cualquier momento entre abril y septiembre. Cuando esto ocurre, T CrB se hará visible a simple vista como una joya transitoria en la corona estelar de su constelación. Y lejos de tratarlo como un mero espectáculo, los astrónomos van a utilizar este último estallido como una oportunidad para aprender más sobre las novas, que a menudo se pasan por alto como impulsores del caos cósmico.
Para entender por qué T CrB ha entusiasmado tanto a los astrónomos, es útil tener una introducción a su nova promedio. Cada uno de sus estallidos implica una peligrosa interacción entre una enana blanca, el pequeño cadáver que queda al final de la vida de ciertas estrellas, y una estrella compañera «normal», en el caso de T CrB, una gigante roja hinchada. La enana blanca es tan densa que es capaz de robar gravitacionalmente hidrógeno de su compañera, que cae sobre la superficie de la enana. Esta materia se calienta y finalmente se enciende, provocando una reacción en cadena imparable que culmina en una explosión nuclear.
Es como una gigantesca bomba de hidrógeno que hace estallar toda la atmósfera de esta enana blanca del tamaño de la Tierra. Estas explosiones no son supernovas, sus primos más cataclísmicos que acaban con la aniquilación de una estrella. Pero eso no los hace mucho menos impresionantes o importantes.
Las novas entran en erupción de forma repetida y catastrófica, de alguna manera sin destruir a sus progenitores estelares, al tiempo que enriquecen su entorno celeste con una potente mezcla de material recién formado. Las novas son productoras de elementos necesarios para la vida, como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, y podrían ser uno de los principales productores de litio.
Eso sugiere que no se puede entender completamente cómo la astrofísica da lugar a la biología sin decodificar las novas. Y cuando los astrónomos tienen suerte, encuentran novas recurrentes, aquellas que entran en erupción al menos una vez por siglo, como faros predecibles para sus estudios. Sin embargo, incluyendo T CrB, solo han logrado encontrar alrededor de 10 en la Vía Láctea. Y a pesar de la aparente fiabilidad de T CrB, los astrónomos de antaño han demostrado ser más volubles; Las erupciones del sistema solo se han documentado para los años 1217, 1787, 1866 y 1946. Con base en los detalles sutiles observados durante sus dos estallidos registrados anteriormente, la predicción oficial es que estallará alrededor de abril o mayo, con una incertidumbre de tres meses, y debería ser visible durante varios días.
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Algunos de los observatorios más importantes del mundo ya están programados para dirigir su atención de manera oportunista a T CrB, cuando llegue el momento, y registrar su explosión en longitudes de onda de luz óptica, radio, rayos X y otras. Los astrónomos aficionados también están preparados.
Tal vigilancia de espectro completo podría encontrar en T CrB la respuesta a los acertijos aplicables a todas las novas, como la rapidez de la explosión que la astronomía de rayos X puede desvelar. A medida que se expande la bola de fuego generada, la capa expulsada de la enana blanca se enfría y, posteriormente, emite radiación óptica. La diferencia de tiempo entre los rayos X y los destellos ópticos puede medir la rapidez con la que se mueve el material desechado.
Los cataclismos cósmicos de todo tipo también producen neutrinos, partículas casi sin masa que pueden revelar detalles internos de los formidables procesos que los desencadenaron. Pero son bastante difíciles de detectar y, hasta la fecha, no se ha registrado ningún neutrino de ninguna nova. Pero saber cuándo y dónde estallará una nova productora de neutrinos ciertamente ayuda. Existe una posibilidad real de que los detectores de neutrinos de la generación actual puedan detectar los de T CrB. Si este resulta ser el caso, los científicos podrían obtener una nueva visión de la física explosiva de todas las novas.
Sin embargo, no es cómo explotan las novas, sino en qué pueden convertirse, lo que más anima a muchos astrónomos. El aspecto más interesante es el potencial de las novas como progenitoras de las supernovas de tipo 1a. Al igual que las novas estándar, este tipo de supernovas implica el intercambio de masa entre un par de estrellas, al menos una de las cuales es una enana blanca devoradora de gas. Sin embargo, su detonación termonuclear resultante es tan inmensa que la enana blanca que acumula materia vuela en pedazos.
Uno de los modelos predominantes para una supernova de tipo 1a involucra a una enana blanca que se ha atiborrado de tanta materia estelar que su masa aumenta a 1,4 veces la del Sol, algo conocido como el límite de Chandrasekhar. Más allá de este umbral, la enana blanca se vuelve demasiado voluminosa para soportar su propio peso, lo que desencadena una cascada termonuclear que hace que se autodestruya explosivamente. La pregunta clave, entonces, es: ¿Cómo acumulan estas enanas blancas suficiente material para superar el límite de Chandrasekhar?
Y debido a que las supernovas de tipo 1a, en principio, explotan de la misma manera, independientemente de sus coordenadas cósmicas, sus detonaciones sirven como importantes patrones de los astrónomos para medir vastas distancias intergalácticas; Desentrañar cualquier peculiaridad en las explosiones similares pero más pequeñas de las novas regulares, no tan supernovas, podría conducir a ajustes sutiles en las (malas) mediciones del universo basadas en las supernovas tipo 1A.
Los investigadores también están ansiosos por estudiar la mecánica recurrente de las novas comunes y corrientes, que pueden cambiar con el tiempo si la materia acumulada de una enana blanca no se consume o expulsa por completo durante cada una de sus explosiones. ¿Cuánto de esa materia se queda en la enana blanca? ¿Cuánto se expulsa en una nova?
Este balance apocalíptico se puede comprobar durante el próximo estallido de T CrB: la enana blanca está hecha principalmente de carbono y oxígeno, mientras que la gigante roja está expulsando hidrógeno, proporcionando una lista de ingredientes a partir de la cual se pueden determinar las proporciones relativas dentro de la eyección de una nova.
Los astrónomos también tienen como objetivo utilizar la inminente erupción de T CrB para comprender las tres idiosincrasias desconcertantes de esta nova específica. Ninguna otra nova que conozcamos exhibe tales comportamientos.
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En efecto, la mayoría de las novas permanecen tenues, brillando dramáticamente solo durante una erupción, pero no T CrB. Su primera rareza es que durante aproximadamente una década, tanto antes como después de una explosión, existe en un «estado alto» de brillo modesto, emitiendo «una luz caliente, azul y violenta». No sabemos por qué se apaga ese estado, o por qué se enciende.
La segunda característica extraña es su caída de brillo previa a la erupción, que ocurre aproximadamente un año antes de la erupción. Algunos han sugerido que a medida que la materia acumulada de la enana blanca se acerca a su fase final, adquiere una especie de «carbonización», un velo de polvo que oscurece la hoguera abrasadora que se encuentra debajo. Tal vez T CrB está expulsando gas y polvo antes de su erupción, que bloquean la luz del sistema central, causando la caída de brillo previa a la erupción.
En tercer lugar, un par de meses después de la explosión de T CrB, parece producir una erupción secundaria, brillante pero sin alcanzar el brillo del estallido inicial, que puede durar varias semanas o meses. El máximo secundario ha sido un misterio de larga duración. Pero podría tratarse de una ilusión, no otra erupción. Durante su fase de acreción y su estallido, la enana blanca está abrasando el hemisferio visible de la gigante roja. Después de la erupción, la enana blanca puede estar enfriándose, pero el lado de la gigante roja que mira hacia su compañera todavía está chisporroteando, y cuando ese hemisferio caliente mira hacia la Tierra, los astrónomos vislumbran ese brillo y perciben erróneamente que es una segunda erupción.
En conjunto, esta erupción es realmente una experiencia única en la vida, una oportunidad para que los astrónomos encuentren respuestas a preguntas centenarias. Es una buena oportunidad de mostrar al público que la astronomía del espacio profundo no es una elucubración, sino algo tangible. La explosión será visible para cualquiera. Será emocionante.
NOTA DE ULTIMA HORA DEL «KIOSCO»:
La AAVSO ha emitido una alerta para su observación, ya que está aumentando de brillo por días.
Fuente: Scientific American, 25 marzo 2024
Descubierto un volcán gigante en Marte
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No todos los días se descubre un volcán gigante escondido a plena vista. Al revisar las imágenes de satélite de muchas misiones, los científicos han detectado los restos de un volcán colosal en Marte. El volcán, llamado provisionalmente «Noctis Mons», había sido fotografiado repetidamente desde principios de la década de 1970, pero la extensa erosión lo había ocultado de la vista. Los investigadores también han detectado indicios de un glaciar adyacente enterrado debajo de las laderas volcánicas.
Noctis Mons se encuentra cerca del ecuador marciano, en la parte oriental de la provincia volcánica de Tharsis, entre los vastos cañones de Valles Marineris y el terreno laberíntico fracturado de Noctis Labyrinthus, al lado del volcán.
El volcán recién descubierto tiene 450 kilómetros de ancho y, aunque esté erosionado, alcanza elevaciones de más de 9 kilómetros. Marte tiende a tener volcanes grandes, como el Monte Olimpo que alcanza una altura de más de 22 kilómetros.
Si bien ha sido fotografiado repetidamente desde el Mariner 9, que orbitó el Planeta Rojo en 1971, la forma muy deteriorada del volcán impidió su detección. Está profundamente erosionado y no presenta la forma de escudo cónica. Una combinación de fracturación, erosión térmica y erosión glacial ha producido un paisaje desordenado, con unas pocas mesetas elevadas (con capas de lava, piroclásticos y hielo de agua) atravesadas por una red de valles y áreas colapsadas.
Los científicos reunieron varias pistas para revelar el origen volcánico de las formaciones. Las mesetas elevadas forman una cresta curva que se inclina suavemente hacia afuera desde una cumbre central. Un resto de una caldera, un cráter volcánico colapsado que alguna vez estuvo lleno de lava, también es visible cerca del centro de la estructura. Además, los flujos de lava, los depósitos de ceniza volcánica y piedra pómez, y las acumulaciones de minerales hidratados se encuentran dispersos por toda la estructura. Pero la clave definitiva fue la altitud de algunos puntos, que alcanzaban los 9.000 metros
Es posible que otros mecanismos pudieran haber formado el nuevo domo erosionado, como el levantamiento causado por el aumento del magma debajo de la región, Sin embargo, teniendo en cuenta toda la evidencia, el escenario del volcán gigante es muy prometedor.
El estudio también reveló una vasta región de depósitos volcánicos que rodean Noctis Mons. Esta zona está dominada por numerosos montículos bajos y redondeados que se asemejan a ampollas, denominados conos desarraigados. Se cree que se formaron donde el material volcánico caliente se posó sobre un suelo rico en hielo o agua, lo que provocó explosiones de vapor que perforaron la superficie.
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Este hallazgo está relacionado con el descubrimiento anterior del equipo de un depósito cercano de sal de sulfato, que tiene formas y características que se asemejan a las de un glaciar. Se cree que esta característica similar a un glaciar se formó cuando una capa de ceniza volcánica aterrizó en la parte superior de un glaciar. La ceniza reaccionó con el agua ácida y se convirtió en un mineral salado llamado jarosita, formando depósitos que imitaban las formas del glaciar debajo de ella, como yeso en un molde. Más tarde, algún tipo de proceso erosivo eliminó las capas superiores de ceniza, revelando las capas de sal similares a las de los glaciares.
Del mismo modo, los investigadores piensan que el volcán gigante Noctis Mons se construyó como una torta en capas, alternando depósitos de hielo y material volcánico. Las laderas de las mesetas muestran evidencia de ello, ya que allí se alternan depósitos de sal con capas de material volcánico y flujos de lava ahora sólidos.
En conjunto, el volcán erosionado y el resto del glaciar sugieren que el manto volcánico en esta gran región puede estar ocultando una vasta capa de hielo glaciar debajo de su superficie.
Quedan muchas preguntas abiertas sobre Noctis Mons. La evidencia disponible sugiere que se activó temprano en la historia de Marte, pero el marco de tiempo exacto y si está activo actualmente siguen siendo un misterio. La probable presencia de calor volcánico y agua subterránea, tal vez de forma continua durante miles de millones de años, hace que el lugar sea un candidato principal en la búsqueda de vida marciana. Desde un punto de vista puramente geológico, también proporciona una vista transversal del interior de un volcán marciano gigante.
La posible presencia de hielo poco profundo, casi ecuatorial, también es potencialmente útil, ya que podría proporcionar una fuente de agua fácilmente accesible para la exploración humana. La proximidad a Valles Marineris y Noctis Labyrinthus también es atractiva para futuras exploraciones tripuladas, ya que son excelentes lugares para buscar signos de vida marciana.
Fuente: Sky&Telescope, 19 marzo 2024
«DESI» cartografía el cosmos para medir la expansión del universo
En solo un año de observaciones, el programa DESI (por sus siglas en inglés: Dark Energy Spectroscopic Instrument, Instrumento Espectroscópico de la Energía Oscura) que está creando el mapa 3D más grande del universo hasta la fecha, ha olfateado indicios de que la energía oscura puede ser más extraña de lo que los científicos suponían.
La energía oscura podría ser aún más complicada de lo que los científicos han esperado, potencialmente «evolucionando» con el tiempo en lugar de permanecer implacablemente constante en su aceleración de expansión cósmica. Los hallazgos insinúan que las galaxias no están dispersas por todo el universo como debería ser si los efectos de la energía oscura no cambiaran.
Incluso la posibilidad de este sorprendente giro tiene entusiasmados a los físicos. Si se confirma que realmente están detectando una evolución de la energía oscura, sería un descubrimiento muy importante, puesto que tiene grandes implicaciones para el universo, ya que determina si terminará y cómo terminará.
Esas evidencias de la evolución de la energía oscura no son aún suficientemente convincentes como para que los científicos comiencen a reescribir su comprensión del universo. Pero es una pista, y es muy interesante, por lo que deben obtener más datos para ver a dónde conduce.
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Desde su posición en un telescopio en la cima de Kitt Peak en Arizona, DESI busca revolucionar el estudio de la energía oscura, que constituye aproximadamente el 70 por ciento del universo. En este proyecto participan más de 900 científicos de 70 instituciones de todo el mundo, algunas españolas. El instrumento con el que observa se opera con financiación de la Oficina de Ciencia del Departamento de Energía estadounidense y está instalado en el telescopio Nicholas U. Mayall del Observatorio Nacional Kitt Peak, un programa, a su vez, del NOIRLab de la National Science Foundation (NSF) de Estados Unidos.
Los investigadores no saben realmente qué es la energía oscura, sobre todo porque no pueden estudiarla directamente. Los físicos solo pueden medir la energía oscura observando sus efectos, como su influencia en la separación de grandes grupos de galaxias.
Por eso DESI, es esencialmente solo una misión para mapear la distribución de la materia a través de una inmensa franja del universo observable. Para ello, el instrumento utiliza una técnica llamada espectroscopia, que recoge la luz de una galaxia, una estrella o alguna otra fuente cósmica, que luego se clasifica por longitud de onda para crear un código de barras similar a un arco iris llamado espectro. Dentro de ese espectro, los científicos pueden discernir la firma de la expansión del universo, que estira toda la luz que viaja a través del espacio. Este estiramiento hace que la luz parezca más roja, con longitudes de onda más largas, lo que los astrónomos llaman corrimiento al rojo. Pueden usar el fenómeno para medir la distancia relativa, con una luz más fuertemente desplazada al rojo proveniente de más lejos en el espacio y, por lo tanto, más atrás en el tiempo.
Esta técnica es enormemente poderosa para estudiar objetos individuales, pero DESI puede realizar múltiples tareas simultáneas de forma masiva, gracias a sus 5.000 pequeños posicionadores robóticos, entregando espectros para 5.000 objetivos a la vez. Un análisis del primer año de sus operaciones, que comenzó en 2021, incluye datos sobre unos seis millones de objetos, entre galaxias, estrellas y cuásares (los núcleos extremadamente luminosos de las galaxias activas). Básicamente, lo que hace que DESI es medir sus corrimientos al rojo.
A partir de todos esos espectros, el equipo de DESI ha construido lo que ya es el mapa 3D más grande del universo hasta la fecha, y medir su velocidad de expansión desde hace entre 8.000 y 11.000 millones de años con una precisión mejor que el 1%, un recurso valioso incluso para aquellos astrónomos que no están interesados en la energía oscura. Por ejemplo, los datos de DESI pueden ampliar nuestra comprensión de las diminutas partículas llamadas neutrinos, así como de los cúmulos de galaxias y los grandes vacíos que se encuentran entre ellos.
Pero para los investigadores centrados en la energía oscura, el mapa ultradetallado de DESI revela un patrón sutil y revelador incrustado en el universo durante sus primeros días, cuando ondas sonoras gigantes (ahora llamadas oscilaciones acústicas bariónicas) reverberaban a través del plasma primordial que luego impregnaría el cosmos.
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Fluctuaciones diminutas en este plasma inicial provocaron ondas de presión, haciendo que los bariones se moviesen con un patrón de oscilaciones que es similar a lo que se vería al arrojar un puñado de gravilla en un estanque. Según el universo se fue expandiendo y enfriando, se formaron los átomos y las ondas de presión se detuvieron, congelando estas ondulaciones en tres dimensiones en forma de burbujas.
Estas ondas en forma de burbujas algo más densas fueron la semilla sobre la que posteriormente se fusionaron las galaxias. La medición de los patrones galácticos en forma de anillo resultantes, que siempre tienen un tamaño característico, permite a los cosmólogos calibrar mejor las distancias cósmicas, anclando la avalancha de mediciones de corrimiento al rojo de DESI y mejorando su indicador de la actividad de la energía oscura a lo largo de la historia del universo.
De momento parece que los primeros resultados de DESI están de acuerdo con las predicciones del modelo actual pero hay algunos indicios que apuntan a pequeñas variaciones temporales en la densidad de energía oscura, pero se necesitarán más datos para confirmarlo.
Lambda CDM, el modelo teórico de referencia para el universo incluye tanto un tipo de materia que interacciona muy poco (la materia oscura fría o CDM por sus siglas en inglés, Cold Dark Matter) como energía oscura (Lambda).
La materia y la energía oscura condicionan la expansión del universo, pero de maneras opuestas. Tanto la materia normal como la oscura ralentizan la expansión mientras que la energía oscura la acelera. Por tanto, la cantidad que haya de cada una de ellas determina la evolución del universo.
Este modelo teórico es una buena explicación de los resultados obtenidos por experimentos anteriores y de la evolución temporal del cosmos. Sin embargo, cuando los datos del primer año de DESI se combinan con otros estudios, hay algunas sutiles diferencias con respecto a las predicciones de Lambda CDM.
Según DESI vaya acumulando más información durante los próximos años, estos primeros resultados se harán todavía más precisos, aclarando si los datos apuntan a que es necesario cambiar el modelo teórico o hay otras explicaciones para las mediciones obtenidas.
Más datos implican también una mejora de otros resultados iniciales de DESI, que se refieren a la constante de Hubble (una medida de la velocidad a la que se expande el universo hoy en día) y a la masa de las partículas elementales llamadas neutrinos.
La precisión general de DESI en la medida de la velocidad de expansión a lo largo de 11.000 millones de años es de un 0,5% y en la época más distante, que cubre entre 8.000 y 11.000 millones de años, es de un 0,82%.
Esta medida del universo joven es muy difícil de llevar a cabo. Y tan solo en un año, DESI se ha mostrado dos veces más preciso en la medida de la velocidad de expansión que su predecesor (BOSS/eBOSS del Sloan Digital Sky Survey), que tomó datos durante más de una década.
Mirando al mapa de DESI es fácil apreciar la estructura subyacente del universo: galaxias acumuladas en filamentos, separados por vacíos con menos objetos. El universo temprano era, sin embargo, muy diferente: una sopa densa y caliente de partículas subatómicas moviéndose tan rápido que todavía no se podía formar materia estable como los átomos que hoy conocemos. Entre esas partículas había núcleos de hidrógeno y de helio, colectivamente denominados bariones.
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Miles de millones de años después, todavía podemos observar una señal muy débil de estas burbujas como una separación característica entre galaxias, una propiedad denominada oscilaciones acústicas de los bariones (BAO, por Baryon Acoustic Oscillations).
Los investigadores utilizan las medidas de la escala BAO como una regla cósmica. Midiendo el tamaño aparente de las burbujas, son capaces de determinar la distancia a la materia responsable de este debilísimo patrón en el cielo.
Cartografiando las burbujas BAO, las más cercanas y más lejanas, los investigadores pueden dividir los datos en capas, midiendo la velocidad de expansión en cada momento del pasado y modelando el efecto de la energía oscura en la expansión.
Utilizar las galaxias para medir la velocidad de expansión es una de las técnicas para entender mejor la energía oscura, pero tiene un alcance limitado. A partir de cierta distancia, la luz de las galaxias habituales se hace demasiado débil, y los científicos empiezan a estudiar cuásares, núcleos galácticos extremadamente brillantes que albergan agujeros negros en sus centros.
La luz de los cuásares se absorbe cuando pasa a través de las nubes de gas intergalácticas, permitiendo a los científicos cartografiar las acumulaciones densas de materia y utilizarlas de la misma manera que se utilizan las galaxias, una técnica conocida como “el bosque Lyman-alfa”.
Se utilizan los cuásares como fuentes de luz lejanas para ver la «sombra» de la materia que hay entre ellos y nosotros. Esto permite observar a distancias inalcanzables con otros métodos, cuando el universo era muy joven.
Los científicos han utilizado 450.000 cuásares, el conjunto más grande jamás recopilado para medir el bosque Lyman-alfa, extendiendo las medidas de la escala BAO hasta los 11.000 millones de años en el pasado. El objetivo de DESI es haber cartografiado 3 millones de cuásares y 37 millones de galaxias cuando el proyecto finalice.
Hay siete medidas de la escala de BAO a diferentes desplazamientos hacia el rojo (los distintos momentos en la historia del universo) que nos permiten estudiar el cambio en la expansión de manera más precisa.
Pero DESI no mide de manera directa la expansión justo ahora mismo, conocida como la constante de Hubble (H0) y con valor cercano a 70 (km/s)/Megaparsecs. Lo que se hace es combinar nuestros datos con otros anteriores para poner límites a H0 dentro del marco teórico Lambda CDM, y esto da una medida de unos 68 (km/s)/Mpc.
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DESI es el primer experimento espectroscópico que ha realizado un “análisis ciego” completo, que oculta el resultado verdadero a los científicos para evitar cualquier sesgo de confirmación subjetivo. Los investigadores trabajan con datos enmascarados, y desarrollan todo el proceso de análisis sin conocer la información verdadera. Los análisis ciegos ya son una práctica estándar en campos como la física experimental de partículas o los estudios clínicos.
Solo hace unos meses, cuando se levantó ese enmascaramiento, se dieron cuenta de que los resultados iniciales del experimento contenían lo que parecía ser una sorpresa sobre la energía oscura en sí misma, en lugar de una simple confirmación de que el proyecto estaba funcionando según lo planeado.
En efecto, al entrar en el análisis, los científicos esperaban que sus resultados se alinearan con la forma en que se comportaría el universo si la energía oscura fuera un fenómeno constante y estático que es de hecho lo que indicaron los primeros resultados de DESI por sí solos. Pero cuando los cosmólogos combinaron esos resultados con datos de otros proyectos clave que investigan la energía oscura, encontraron un indicio de que esos resultados colectivos coincidían mejor con lo que esperarían ver si la energía oscura cambiara o evolucionara con el tiempo. Las galaxias más cercanas a nosotros en el espacio y el tiempo parecen, de hecho, demasiado cercanas, como si la fuerza repulsiva de la energía oscura hubiera comenzado a desvanecerse de alguna manera en épocas cósmicas recientes.
Averiguar si esta pista es real en lugar de simplemente un error de cómo se combinaron los datos de diferentes proyectos requerirá mucha más información de DESI. Afortunadamente, los científicos ya tienen otros dos años de datos del experimento con los que trabajar, y está previsto que el instrumento siga observando hasta 2026.
Los datos de este instrumento se usarán además como complemento de futuros cartografiados del cielo como los del Observatorio Vera C. Rubin (donde se va a instalar la cámara más grande en la historia de la astronomía) y el telescopio espacial Nancy Roman, y para preparar una mejora potencial de DESI (DESI-II) que ha sido recomendada en un informe reciente por el Particle Physics Project Prioritization Panel de los EE UU.
Fuentes:
IFAE/CSIC, 4 abril 2024
Scientific American, 12 abril 2014
Otras medidas diferentes de la constante de HUBBLE mediante el telescopio James Webb
Los estudios del telescopio podrían ayudar a poner fin al desacuerdo sobre la tasa de expansión cósmica, aunque los científicos dicen que se necesitan más mediciones.
Durante más de una década, dos tipos de medición han estado en desacuerdo. Las observaciones del universo actual suelen encontrar que la tasa de expansión, llamada constante de Hubble, es aproximadamente un 9% más rápida que las predicciones basadas en datos del universo primitivo.
Los investigadores esperaban que el telescopio espacial James Webb (JWST), que se lanzó a finales de 2021, ayudara a resolver la cuestión de una vez por todas. Pero hasta ahora no se ha conseguido. En cambio, dos equipos de cosmólogos han calculado diferentes valores para la constante de Hubble, a pesar de que ambos observaron el universo reciente usando JWST.
Wendy Freedman, astrónoma de la Universidad de Chicago en Illinois, y sus colaboradores presentaron en abril los resultados preliminares de sus observaciones del JWST en una conferencia en la Royal Society de Londres. Obtuvieron una constante de Hubble en 69,1 kilómetros por segundo por megaparsec, lo que significa que las galaxias separadas por un millón de parsecs (alrededor de 3 millones de años-luz) se están alejando unas de otras a una velocidad de 69,1 km/s.
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Esto es solo un poco mayor que los 67 km/s /Mpc predicho utilizando datos del universo temprano del satélite europeo Planck. Pero está en desacuerdo con el trabajo publicado este año por Adam Riess, astrofísico de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, Maryland, y sus colaboradores, quienes calcularon una constante de Hubble sustancialmente más alta, de alrededor de 73 km/s /Mpc.
El equipo de Freedman analizó tres tipos de estrellas que se utilizan como indicadores de distancia, o «candelas estándar», en galaxias cercanas. Comprender el brillo promedio de las velas estándar ayuda a los astrónomos a estimar la distancia a los mismos tipos de estrellas en galaxias más distantes, que aparecen como estaban hace miles de millones de años. Junto con las observaciones de explosiones de supernovas en las mismas galaxias, se pueden usar candelas estándar para medir la tasa actual de expansión del universo.
Riess, cuyas observaciones se basaron en los mismos tres tipos de estrellas que las de Freedman, advierte que es demasiado pronto para sacar conclusiones de cualquiera de los datos del JWST. El Telescopio Espacial Hubble ha recopilado una montaña de datos durante varias décadas, incluidas cuatro calibraciones separadas y directas de la constante del Hubble. Su proyecto y el de Freedman son pequeños en comparación.
Freedman dice que varias técnicas tendrán que estar de acuerdo antes de que se resuelva la disparidad. Según ella, se necesita más de un método; y más de tres si se quiere poner fin a este problema.
El cosmólogo George Efstathiou, uno de los principales miembros de la colaboración Planck con sede en la Universidad de Cambridge, Reino Unido, cree que los últimos resultados del JWST son notablemente similares a los de Planck (67,4) y una diferencia de 4 km/s entre uno y otro, que no es mucho.
Hiranya Peiris, cosmóloga también de la Universidad de Cambridge, dice que no le sorprendería que las observaciones del universo reciente terminaran convergiendo con los resultados del universo primitivo de Planck. Pero está de acuerdo en que será crucial añadir una técnica completamente nueva a la mezcla. Las observaciones de las ondas gravitacionales podrían ofrecer un enfoque «limpio» que no sufra los factores de confusión que siempre están presentes cuando se observan las estrellas.
Si la discrepancia está aquí para quedarse, podría significar que el modelo teórico actual de la expansión del universo, que se basa en la teoría general de la relatividad de Albert Einstein, necesita ser modificado. Los teóricos han estado ocupados tratando de encontrar explicaciones para la discrepancia entre la constante de Hubble, pero ninguna de ellas es compatible con todos los conjuntos de observaciones, dice Eleonora Di Valentino, cosmóloga de la Universidad de Sheffield, Reino Unido. Se han propuesto al menos 500 modelos, y ninguno de ellos es satisfactorio.
Fuente:
Scientific American, 19 abril 2024
Mimas tiene un joven océano bajo la capa de hielo
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Se ha confirmado que Mimas, una de las pequeñas lunas de Saturno, contiene un océano global de agua líquida bajo su superficie helada. Este descubrimiento se publicó en la revista Nature el 8 de febrero de 2024. Podría convertir a Mimas en el nuevo objetivo en el que centrar el estudio de las condiciones para la aparición de la vida en el Sistema Solar.
Mimas es un objeto en el Sistema Solar en el que no se esperaba encontrar agua en estado líquido. A diferencia de su gran hermano Encélado, la superficie de Mimas está extremadamente llena de cráteres y no hay signos de actividad bajo su superficie. Además, Mimas es una luna de tamaño modesto (de unos 400 km de diámetro), tamaño que no le permite conservar su calor interno.
Mediante el estudio del movimiento de la órbita de Mimas, gracias a los datos de la sonda Cassini de NASA, los investigadores pudieron confirmar la presencia de un océano bajo la superficie helada del satélite.
Mimas se une así al muy exclusivo club de lunas que tienen un océano global de agua (Europa y Ganímedes para Júpiter, y Encélado y Titán para Saturno). De hecho, es el más pequeño de ellos. A diferencia de otras lunas en las que ya se ha detectado un océano, esta es de un océano naciente, que ofrece condiciones únicas para el estudio, hoy en día, de procesos de interacción agua-roca, como los que pueden haber existido en muchos cuerpos en una edad temprana del Sistema Solar.
Fuente: IMCEE- Observatorio de París, 7 febrero 2024
El cuásar más brillante, con el agujero negro de crecimiento más rápido
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Utilizando el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral (ESO), un equipo de astrónomos y astrónomas ha caracterizado un cuásar brillante, detectando que no solo es el más brillante de su tipo, sino también el objeto más luminoso jamás observado. Los cuásares son los núcleos brillantes de galaxias distantes y obtienen su energía de agujeros negros supermasivos. El agujero negro de este cuásar, que ha batido récords, aumenta su masa el equivalente a un Sol por día, lo que lo convierte en el agujero negro de más rápido crecimiento descubierto hasta la fecha.
Los agujeros negros que alimentan a los cuásares recogen materia de su entorno en un proceso tan energético que emite grandes cantidades de luz. Tanto es así que los cuásares son algunos de los objetos más brillantes de nuestro cielo, lo que significa que incluso los más distantes son visibles desde la Tierra. Como regla general, los cuásares más luminosos indican la presencia de los agujeros negros supermasivos de más rápido crecimiento.
Y éste es el agujero negro de más rápido crecimiento conocido hasta la fecha. Tiene una masa de 17.000 millones de soles y absorbe algo más de una masa solar cada día. Esto lo convierte en el objeto más luminoso del universo conocido. El cuásar, llamado J0529-4351, está a más de 12.000 millones de años-luz.
La materia atraída hacia este agujero negro, en forma de disco, emite tanta energía que J0529-4351 es más de 500 billones de veces más luminoso que el Sol. Toda esta luz proviene de un disco de acreción caliente que mide siete años-luz de diámetro, posiblemente el más grande del universo.
Y, sorprendentemente, este cuásar que ha batido récords se escondía a plena vista. Es sorprendente que no haya sido detectado hasta hoy, cuando ya conocemos alrededor de un millón de cuásares menos impresionantes. Este objeto había sido observado anteriormente y, por ejemplo, apareció en imágenes del Schmidt Southern Sky Survey de ESO que data de 1980, pero no fue reconocido como un cuásar hasta décadas después.
La búsqueda de cuásares requiere datos observacionales precisos de grandes áreas del cielo. Los conjuntos de datos resultantes son tan grandes que los investigadores a menudo utilizan modelos de aprendizaje automático (machine-learning) para analizarlos y diferenciar los cuásares de otros objetos celestes. Sin embargo, estos modelos se «entrenan» con datos existentes, lo que limita los potenciales candidatos a objetos similares a los ya conocidos. Si un nuevo cuásar es más luminoso que cualquier otro observado anteriormente, el programa podría rechazarlo y clasificarlo como una estrella no muy distante de la Tierra.
Un análisis automatizado de los datos del satélite Gaia, de la Agencia Espacial Europea, dejó pasar a J0529-4351 por ser demasiado brillante para ser un cuásar, sugiriendo que se trataba de una estrella. Los investigadores lo identificaron como un cuásar distante el año pasado, utilizando observaciones del telescopio ANU de 2,3 metros, ubicado en el Observatorio Siding Spring, en Australia. Sin embargo, descubrir que era el cuásar más luminoso jamás observado requirió un telescopio más grande y mediciones de un instrumento más preciso. El espectrógrafo X-shooter, instalado en el VLT de ESO, en el desierto chileno de Atacama, proporcionó los datos que resultarían cruciales.
El agujero negro de más rápido crecimiento jamás observado también será un objetivo perfecto para la actualización del instrumento GRAVITY+, instalado en el Interferómetro VLT (VLTI) de ESO, que está diseñado para medir con precisión la masa de los agujeros negros, incluidos los que están lejos de la Tierra. Además, el Extremely Large Telescope (ELT) de ESO, un telescopio de 39 metros que se está construyendo en el desierto chileno de Atacama, hará aún más factible la identificación y caracterización de estos elusivos objetos.
Detectar y estudiar distantes agujeros negros supermasivos podría arrojar luz sobre algunos de los misterios del universo primitivo, incluida la forma en que se formaron y evolucionaron tanto ellos como sus galaxias anfitrionas.
Fuente:
Nota de prensa de ESO, eso2402, 19 febrero 2024
El módulo Odysseus aterriza en la Luna
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Después de un viaje de una semana, el módulo de aterrizaje Nova-C Odysseus de Intuitive Machines ha llegado a un suave descenso en el cráter Malapert A, en la región del polo sur lunar. Este aterrizaje marca el primer aterrizaje suave de la NASA en la Luna desde el Apolo 17 en 1972, así como el primer aterrizaje exitoso del programa de Servicios de Carga Útil Lunar Comercial (CLPS, por sus siglas en inglés). El aterrizaje ocurrió el 22 de febrero de 2024, después de un retraso de una órbita debido a problemas con los telémetros láser del módulo de aterrizaje, lo que obligó a los ingenieros a cargar un parche de software para utilizar los sistemas NDL (Navigation Doppler LIDAR) de la NASA para la navegación primaria.
Esta misión también marca la primera para SpaceX, que finalmente ha enviado un módulo de aterrizaje suave a otro mundo. Odysseus se lanzó desde el Centro Espacial Kennedy a bordo de un cohete Falcon 9 el 15 de febrero. La compañía que construyó Odysseus, Intuitive Machines, también es ahora la primera en llevar con éxito un módulo de aterrizaje desarrollado comercialmente a la Luna. La misión es parte de la iniciativa Artemis de la NASA para devolver a los humanos a la Luna.
El cráter lleva el nombre del astrónomo belga del siglo XVII Charles Malapert. Ubicado en la latitud 85 grados sur, representa el aterrizaje más cercano a un polo lunar hasta la fecha, superando el récord de Chandrayaan 3 establecido el año pasado.
El viaje de la Tierra a la Luna fue por etapas. El módulo se separó de la etapa superior del Falcon 9:48 minutos después del lanzamiento. Las cámaras del módulo de aterrizaje, diseñado por Canadensys Aerospace, mostraron la separación de la etapa superior del Falcon, el retroceso de la Tierra y la aproximación a la Luna.
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Una prueba crucial de los nuevos motores impresos en 3D de la nave espacial ocurrió unas 18 horas después del lanzamiento el 16 de febrero, con una combustión de puesta en marcha de 21 segundos a pleno empuje. Esta primera prueba de los motores en el espacio se realizó sin problemas. Una primera maniobra de corrección de trayectoria, que puso la misión en ruta a la Luna, ocurrió el 18 de febrero, seguida de una segunda el 20 de febrero. El segundo encendido fue lo suficientemente preciso como para que no se necesitara una tercera ignición opcional.
A continuación, el 21 de febrero se produjo una ignición de 408 segundos, que colocó a Odiseo en una órbita de 92 kilómetros de altura alrededor de la Luna. La larga combustión para la aproximación final comenzó unos 13 minutos antes del aterrizaje. En lugar de utilizar la Red de Espacio Profundo de la NASA, Intuitive Machines rastreó a Odysseus a lo largo de su aterrizaje utilizando la propia Red de Datos Lunares de la compañía.
Odysseus lleva una docena de cargas útiles, que consisten en experimentos, una instalación de arte, un monumento conmemorativo y seis experimentos científicos de la NASA.
Las seis cargas útiles de la NASA incluyen comunicaciones y navegación, así como experimentos de radiofrecuencia para estudiar electrones justo por encima de la superficie lunar (lanzados allí por la luz solar y la química). También a bordo hay un retrorreflector láser, que el Lunar Reconnaissance Orbiter de la NASA podrá utilizar desde la órbita lunar baja. Un experimento (el Medidor de Masa de Radiofrecuencia), que se incorpora en el propio módulo de aterrizaje, buscará probar una nueva tecnología para medir la cantidad de metano líquido y oxígeno que queda en los tanques de combustible, una demostración de tecnología que será importante para futuras misiones.
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Odysseus también lleva el observatorio ILO-X, construido por la Asociación Internacional de Observatorios Lunares (ILOA), que está montado en la parte superior del módulo de aterrizaje. Este telescopio es un precursor del observatorio a escala real que la OIT quiere enviar al cercano macizo de Malapert en una futura misión. Como demostrador de tecnología, OIT-X debería proporcionar vistas inolvidables de la Vía Láctea, así como de la Tierra encaramada sobre el horizonte lunar.
El módulo de aterrizaje Odysseus, alimentado por energía solar, tuvo dos semanas de actividad en la superficie lunar, antes de quedarse en silencio al caer la noche lunar, alrededor del final de la primera semana de marzo.
Tras el éxito de la misión, Intuitive Machines enviará otro módulo de aterrizaje Nova-C a la Luna no antes de junio de 2024. A bordo estará el Experimento de Minería de Hielo de Recursos Polares (PRIME-1) de la NASA, así como el Simulacro de Regolito y Hielo para Explorar Nuevo Terreno (TRIDENT), que cuenta con un taladro de 1 metro de largo.
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Fuente: Sky&Telescope, 22 febrero 2024
El agujero negro estelar más masivo de nuestra galaxia
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Un equipo de astrónomos y astrónomas ha identificado el agujero negro estelar más masivo descubierto hasta ahora en la Vía Láctea. Este agujero negro fue detectado en los datos de la misión Gaia de la Agencia Espacial Europea porque impone un extraño movimiento de «bamboleo» a la estrella compañera que lo orbita. Los datos del Very Large Telescope (VLT de ESO) del Observatorio Europeo Austral (ESO) y otros observatorios terrestres se utilizaron para verificar la masa del agujero negro, que lo sitúa en unas impresionantes 33 veces la masa del nuestro Sol.
Los agujeros negros estelares se forman a partir del colapso de estrellas masivas y los que se han identificado hasta ahora en la Vía Láctea son, en promedio, unas 10 veces más masivos que el Sol. Incluso el siguiente agujero negro estelar más masivo conocido en nuestra galaxia, Cygnus X-1, solo alcanza 21 masas solares, lo que hace que esta nueva observación de un objeto con 33 masas solares sea excepcional. Hay que aclarar que el agujero negro más masivo de nuestra galaxia es Sagitario A*, el agujero negro supermasivo que hay en el centro de la Vía Láctea y que tiene aproximadamente cuatro millones de veces la masa del Sol, pero Gaia BH3 es el agujero negro estelar (que se formó a partir del colapso de una estrella) más masivo conocido en la Vía Láctea .
Sorprendentemente, este agujero negro también está muy cerca de nosotros: a solo 2.000 años-luz de distancia, en la constelación de Aquila, y es el segundo agujero negro conocido más cercano a la Tierra. Apodado Gaia BH3 o BH3 para abreviar, se encontró cuando el equipo revisaba las observaciones de Gaia mientras preparaba una nueva publicación de datos. Nadie esperaba encontrar un agujero negro de gran masa acechando cerca y que no hubiera sido detectado hasta ahora.
Para confirmar su descubrimiento, la colaboración Gaia utilizó datos de observatorios terrestres, incluido el instrumento UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph, espectrógrafo Echelle en el ultravioleta y el visible) del VLT de ESO, ubicado en el desierto de Atacama, en Chile. El estudio también se basó en datos del espectrógrafo HERMES, instalado en el Telescopio Mercator y operado en La Palma (España) por la Universidad de Lovaina (Bélgica), en colaboración con el Observatorio de la Universidad de Ginebra (Suiza); y el espectrógrafo de alta precisión SOPHIE, en el Observatorio de Alta Provenza – OSU Instituto Piteas. Estas observaciones revelaron propiedades clave de la estrella compañera, lo que, junto con los datos de Gaia, permitió al equipo medir con precisión la masa de BH3.
La comunidad astronómica ha detectado con anterioridad agujeros negros igualmente masivos fuera de nuestra galaxia (utilizando un método de detección diferente), y han teorizado que pueden formarse a partir del colapso de estrellas cuya composición química cuente con muy pocos elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Se cree que estas estrellas pobres en metales pierden menos masa a lo largo de su vida y, por lo tanto, les queda más material para producir agujeros negros de gran masa tras su muerte. Pero hasta ahora no había pruebas que vincularan directamente las estrellas pobres en metales con los agujeros negros de gran masa.
Las parejas de estrellas tienden a tener composiciones similares, lo que significa que la compañera de BH3 da pistas importantes sobre la estrella que colapsó para formar este agujero negro excepcional. Los datos de UVES mostraron que la compañera era una estrella muy pobre en metales, lo que indica que la estrella que colapsó para formar BH3 también era pobre en metales, tal como se esperaba.
Nuevas observaciones de este sistema podrían revelar más sobre su historia y sobre el propio agujero negro. El instrumento GRAVITY, instalado en el Interferómetro VLT de ESO, por ejemplo, podría ayudar a descubrir si este agujero negro está atrayendo materia de su entorno y a comprender mejor este interesante objeto.
Fuente: Nota de prensa de ESO, eso2408, 16 de abril de 2024
Detectada una estrella de neutrones en la supernova 1987A
La explosión estelar o supernova 1987A se observó hace más de 35 años, y desde entonces se dudaba qué objeto compacto habría generado. Ahora, gracias al telescopio espacial James Webb, se han identificado átomos de argón y azufre muy ionizados que solo se explican por la presencia de una estrella de neutrones, y no de un agujero negro como también se llegó a pensar.
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Con la ayuda del telescopio espacial James Webb (JWST), un equipo internacional de astrónomos y astrónomas ha encontrado pruebas concluyentes de la existencia de una estrella de neutrones en el remanente de la supernova 1987A, la más estudiada de la historia y la única que, antes de desvanecerse, se llegó a ver a simple vista en los últimos 400 años.
Explotó el 23 de febrero de 1987 (de ahí su nombre) en la Gran Nube de Magallanes, en el cielo austral, a una distancia de 160.000 años-luz, y fue la supernova más cercana observada después de la que vio Johannes Kepler en 1604.
Aunque el resto de la supernova SN 1987A se viene estudiando desde hace más de tres décadas, los científicos todavía no habían visto el objeto compacto que previsiblemente se produjo durante la explosión, por lo que se desconocía si se trataba de una estrella de neutrones o un agujero negro.
Algunas pruebas indirectas, como la detección de neutrinos un día antes de que se viera el estallido, habían sugerido que probablemente fuera una estrella de neutrones, pero no se descartó que luego hubiera colapsado y quedara un agujero negro. Ahora el estudio en Science, confirma la primera opción.
En general, las supernovas son el espectacular resultado final del colapso de estrellas con más de 8 veces la masa del Sol. Son las principales fuentes de elementos químicos (como carbono, oxígeno, silicio, hierro o magnesio) que hacen posible la vida. El núcleo colapsado de estas estrellas puede dar lugar a estrellas de neutrones mucho más pequeñas, compuestas por la materia más densa del universo conocido, o bien producir un agujero negro.
En el caso de 1987A, el escenario quedó oscurecido por el denso gas y polvo que se formó tras la explosión. Esto impedía ver directamente el objeto compacto y descubrir si era una estrella de neutrones o un agujero negro, pero la gran resolución y sensibilidad en el infrarrojo del telescopio James Webb, (JWST) ha permitido adentrarse en el denso gas y polvo que quedó tras la explosión estelar.
Los autores del estudio observaron el remanente de supernova en longitudes de onda infrarrojas con el JWST utilizando espectroscopia, lo que permitió determinar la composición química y los movimientos del gas. Así, encontraron indicios o líneas de emisión de átomos de argón y azufre altamente ionizado (despojados de sus electrones exteriores) cerca de donde explotó la estrella. Según los autores, la composición y la ionización de estos elementos gaseosos solo puede explicarse si existe una fuente brillante de radiación ultravioleta y de rayos X procedente de una estrella de neutrones. Un agujero negro no produciría las líneas observadas.
El hecho de que solo se detecte emisión de argón y azufre muestra que el material surge muy cerca del centro del objeto compacto ionizante, ya que estos elementos pesados se forman en la explosión cerca del objeto compacto. Sin embargo, la mayor parte de la masa de la estrella que estalló se expande ahora a una velocidad de hasta 10.000 km/s y se distribuye por un gran volumen circundante.
La radiación podría ser emitida por la superficie de millones de grados de la estrella de neutrones caliente, o bien por una nebulosa de viento de pulsar (vientos de partículas relativistas acelerados por este objeto en rotación e interaccionando con el material circundante de la supernova), que podría haberse creado si la estrella de neutrones gira rápidamente y arrastra partículas cargadas a su alrededor.
En esta investigación, además de universidades de Suecia y Reino Unido, han colaborado otras instituciones de Europa y Estados Unidos, incluido el Centro de Astrobiología (CAB, INTA-CSIC) español, que participa en los instrumentos MIRI y NIRSpec del Webb con los que se han obtenido los datos de este estudio.
Fuentes: revista Science, 22 febrero 2024
Miden la masa de la Vía Láctea mediante su velocidad de escape
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¿Cómo se puede determinar la masa de la Vía Láctea? Un método consiste en estimar el número de estrellas en la galaxia y sus masas, luego estimar la masa de todo el gas y polvo interestelar, y luego calcular la cantidad de materia oscura… pero resulta bastante complicado.
Una mejor manera es observar cómo la velocidad orbital de las estrellas varía con la distancia al centro galáctico. Esto se conoce como curva de rotación y da un límite de masa superior en la Vía Láctea, que parece estar entre 600 mil millones y un billón de masas solares. La gran incertidumbre da una idea de lo difícil que es medir la masa de nuestra galaxia. Pero un nuevo estudio introduce un nuevo método y podría ayudar a los astrónomos a precisar las cosas.
El método analiza la velocidad de escape de las estrellas en nuestra galaxia. Si una estrella se mueve lo suficientemente rápido, puede superar la atracción gravitacional de la Vía Láctea y escapar al espacio intergaláctico. La velocidad mínima necesaria para escapar depende de la masa de nuestra galaxia, por lo que medir una da como resultado la otra. Lamentablemente, sólo se sabe que un puñado de estrellas están escapando, lo cual no es suficiente para tener una buena idea de la masa galáctica. Por eso, el equipo examinó la distribución estadística de las velocidades estelares medidas por la nave espacial Gaia.
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El método es similar a pesar la Luna con un puñado de polvo. Si desde la superficie de la Luna se lanza polvo hacia arriba, las partículas de polvo que se mueven más lentamente alcanzarían una altura menor que las partículas más rápidas. Si midiéramos las velocidades y posiciones de las partículas de polvo, la relación estadística entre velocidad y altura nos diría con qué fuerza la Luna atrae las motas y, por tanto, la masa de la Luna.
En la Vía Láctea, las estrellas son como motas de polvo que giran en el campo gravitacional de la galaxia. El equipo utilizó las velocidades y posiciones de mil millones de estrellas para estimar la velocidad de escape a diferentes distancias del centro galáctico. A partir de ahí pudieron determinar que la masa total de la Vía Láctea es de unos 640 mil millones de soles.
Esto está en el extremo inferior de estimaciones anteriores y, si es exacto, significa que la Vía Láctea tiene un poco menos de materia oscura de lo que se pensaba.
El artículo está publicado en preprint: arXiv:2402.00108 (2024), Roche, Cian, et al. “The Escape Velocity Profile of the Milky Way from Gaia DR3.”
Fuente: Universe Today, 6 de febrero de 2024
Discrepancias de cálculo de edades estelares: error de sincronía
La datación de las edades de las estrellas tiene su laboratorio experimental perfecto en los cúmulos estelares de origen común. Para el cálculo, se utilizan dos técnicas diferentes habitualmente. Sin embargo, hay un «error» sistemático entre las dos técnicas de datación de la edad de las estrellas que podría no ser algo de verdad incorrecto. La diferencia entre estas dos mediciones podrían incluso explicar ciertos procesos en la vida inicial de las estrellas más jóvenes.
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Investigadores de la Universidad de Viena y del Centro de Astrobiología (CAB), INTA-CSIC, han descubierto una discrepancia de edad entre dos de los métodos más fiables para medir la edad estelar, las trazas isocronales y las dinámicas, basadas en su movimiento a través de la galaxia.
Según sus cálculos, la edad de las trazas dinámicas es sistemáticamente inferior en unos 5,5 millones de años. Este hallazgo clave sugiere que el «reloj» de la traza dinámica comienza a contar cuando una asociación estelar empieza a expandirse tras abandonar su nube madre, mientras que el «reloj» isócrono comienza desde el momento de la formación estelar inicial.
Esta información tiene importantes implicaciones para nuestra comprensión de la formación y la evolución estelar, incluida la generación de planetas y la formación de galaxias. Con él, los modelos existentes pueden ponerse a prueba para ofrecer una nueva perspectiva sobre la cronología de la formación estelar.
La diferencia de edad entre los dos métodos constituye una herramienta nueva para cuantificar las etapas más tempranas de la vida estelar, desde que empieza a formarse la nube madre hasta que las «estrellas-bebé» abandonan ese «nido».
Este trabajo pone unas bases muy firmes para buscar soluciones globales al cálculo de las edades estelares. El telescopio espacial de la ESA, PLATO, que se lanzará a finales del 2026, será clave para la resolución completa.
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Los datos de alta calidad del satélite Gaia, permiten medir las edades de forma dinámica, independientemente de los modelos estelares, y con ellos se pueden sincronizar los relojes; es decir, poner a prueba los diferentes modelos. Así se halló esa diferencia consistente y desconcertante entre los dos métodos de datación de edad.
Descartados los errores de observación, los investigadores llegaron a la conclusión de que lo más probable era que los dos relojes estuviesen «midiendo dos cosas distintas».
La aplicación de esta nueva técnica a otros cúmulos jóvenes de la vecindad solar, donde las precisiones observacionales son mejores, proporcionará nuevos conocimientos sobre el proceso de formación y dispersión estelar.
Esta diferencia de edad entre los dos métodos permite medir cuánto tardan las estrellas-bebé en abandonar el nido. Este dato resulta fundamental para avanzar en la comprensión de la vida temprana de las estrellas y la evolución de los cúmulos estelares.
Los investigadores analizaron seis cúmulos cercanos (a menos de 500 pc (parsec) y jóvenes (edades menores a 50 millones de años). Demostraron que la escala temporal de la fase de incrustación es de aproximadamente 5,5 millones de años, con un error de solo un millón de años, y podría depender de la masa del cúmulo y de la cantidad de retroalimentación estelar.
La aplicación de esta nueva técnica a otros cúmulos jóvenes de la vecindad solar, donde las precisiones observacionales son mejores, proporcionará nuevos conocimientos sobre el proceso de formación y dispersión estelar.
Según los autores, este trabajo ha sido posible gracias a la buena astrometría de la misión espacial Gaia combinada con las velocidades radiales terrestres (como las del catálogo APOGEE), puesto que las precisiones en las velocidades en tres dimensiones permiten rastrear las posiciones de las estrellas en el tiempo hasta su lugar de nacimiento.
Los nuevos y futuros sondeos espectroscópicos como WEAVE, 4MOST y SDSS-V harán posible este estudio para toda la vecindad solar.
Un rayo cósmico, 2º más potente, tiene origen desconocido
Amaterasu, el rayo cósmico más potente observado en tres décadas, parece provenir de un punto vacío del cielo.
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Llamaradas estelares y supernovas, estallidos de rayos gamma e impactos gigantes: al universo no le faltan formas de golpear nuestro planeta. Entre los más extraños y misteriosos se encuentran los rayos cósmicos de ultra alta energía (UHECR, por sus siglas en inglés), partículas pesadas pero diminutas, de origen desconocido, que ocasionalmente chocan contra nuestro planeta a una velocidad cercana a la de la luz. Cada UHECR suele llegar solo y sin previo aviso, como una bala celeste a toda velocidad, chocando contra nuestra atmósfera y explotando en una cascada de partículas secundarias que provocan destellos de luz imperceptiblemente breves a medida que llueven hacia la superficie.
Los detectores terrestres han detectado un puñado de UHECR extremadamente energéticos por tales «lluvias de aire» por ejemplo, uno que surcó los cielos de Utah al final de la primavera de 2021 fue especialmente intrigante. Apodado «Amaterasu» (la diosa del sol en la mitología japonesa) por sus descubridores, esta única UHECR era la partícula más energética vista en la Tierra en más de 30 años. Lo más curioso es que parece haber venido de ninguna parte: una vasta región de vacío cósmico desprovista de estrellas, galaxias y casi todo lo demás que pudiera ser una fuente astrofísica obvia.
Amaterasu golpeó la Tierra en la madrugada del 27 de mayo de 2021, enviando una lluvia de aire de muones, gluones y otras partículas secundarias a 23 de los más de 500 detectores del Telescope Array, un proyecto que se extiende a lo largo de 700 kilómetros cuadrados de desierto en Utah. Al relacionar esas partículas, los investigadores conjeturaron que el UHECR entrante debe haber tenido unos 244 exa-electron-voltios (EeV) de energía, millones de veces más energética que las partículas que chocaron en el Gran Colisionador de Hadrones, el experimento de física más potente del mundo. Al principio se pensó que se trataba de un error, pero los datos publicados el 23 de noviembre en la revista SCIENCE lo confirmaron.
Solo otro UHECR conocido supera a Amaterasu en energía: la famosa «partícula Oh, my God» o «partícula OMG», de 1991, que registró 320 EeV. Ese poseedor del récord también fue registrado por el Telescope Array de Utah que, con sus cielos oscuros y terreno plano lo convierten en el lugar perfecto del hemisferio norte para los detectores de investigación UHECR.
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En el hemisferio sur, el Observatorio Pierre Auger, una red de 1.600 detectores que abarca 3.000 km2 de la remota Argentina complementa el punto de vista del Telescope Array en el hemisferio norte. Juntos, los dos proyectos han encontrado docenas de UHECR a lo largo de los años, sin embargo, las energías estimadas de solo unos pocos, la partícula OMG original y Amaterasu entre ellos, han superado los 200 EeV. Las estadísticas sugieren que estos potentes mensajeros solo llegan a un ritmo de menos de uno por siglo por kilómetro cuadrado de la superficie del planeta. De los confirmados en los catálogos de los astrónomos, se pueden contar con los dedos de una mano.
Al estudiar la lluvia de partículas secundarias de un UHECR, los científicos pueden reconstruir su trayectoria de choque para trazar el camino probable que tomó a través del espacio para identificar una posible fuente astrofísica. Tales esfuerzos han permitido a los investigadores buscar fuentes compartidas a través de correlaciones entre diferentes UHECR, con algunos posibles «puntos calientes» comenzando a surgir. Sin embargo, Amaterasu complica las cosas, porque parece originarse en el Vacío Local, una extensión estéril de espacio intergaláctico que bordea la Vía Láctea.
Otra capa de este rompecabezas es que nadie sabe exactamente qué tipo de partícula era Amaterasu, y los diferentes tipos de partículas tienen una sensibilidad variable a los campos magnéticos cósmicos y a la radiación de fondo que pueden desviar sus caminos a través del espacio. Si Amaterasu fuera un protón, como sugieren algunos expertos, se habría desviado poco y se habría originado cerca del centro del Vacío Local. Pero si fuera algo más pesado, como el núcleo lleno de protones y neutrones de un átomo de hierro, interactuaría más fuertemente con los campos magnéticos, desviándose más. En este escenario, el origen de Amaterasu podría haber sido hacia el borde del Vacío Local, cerca de una galaxia llamada NGC 6946.
Uno de los autores prefiere la explicación del protón debido a la composición y orientación de la «lluvia de aire» de Amaterasu. pensando que la fuente es uno de los motores más energéticos del universo: agujeros negros supermasivos en el centro de galaxias activas que se alimentan de materia y disparan chorros de protones y otras partículas subatómicas a alta velocidad. Un candidato cercano es Centaurus A. A 13 millones de años-luz de distancia, Centaurus A es la galaxia activa más cercana a la Tierra, y los científicos han visto una posible agrupación de algunos UHECR allí.
Otros autores favorecen la explicación del núcleo pesado, posiblemente, hierro. En ese caso, habría que explicar cómo un núcleo voluminoso sobrevive a la brutal aceleración a velocidades relativistas para convertirse en un UHECR extremo. El núcleo está unido por una cantidad relativamente débil de energía, en comparación con el proceso que lo está acelerando y sería como tratar de tomar una gota de gelatina y acelerarla sin destruirla.
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Un evento de disrupción de marea en el que una estrella es destrozada por un agujero negro supermasivo podría ser una causa de formación de un UHECR con núcleo de hierro. Se cree que tales eventos son comunes entre las galaxias y podrían explicar por qué las fuentes de UHECR están ampliamente dispersas por el cielo, con solo unos pocos puntos calientes candidatos. Tal vez la fuente de Amaterasu resulte ser una galaxia donde una estrella se acercó bastante a su agujero negro supermasivo.
Los científicos están ocupados actualizando tanto el Telescope Array como el Auger Observatory para buscar respuestas. Hay planes para expandir el primero a cuatro veces su tamaño actual en los próximos años, lo que permitirá más detecciones UHECR y un mejor seguimiento para ayudar a la búsqueda de cualquier punto crítico. Auger, por su parte, está sometido a una actualización crucial de antenas de radio para aumentar sus detectores ópticos. Las ondas de radio dan una firma diferente para los protones y el hierro, lo que permite a los investigadores discernir entre los dos para encontrar las probables fuentes astrofísicas.
La propuesta de un telescopio espacial de mil millones de dólares también podría aumentar enormemente nuestra comprensión. Llamada la Sonda de Astrofísica Extrema de Múltiples Mensajeros (POEMMA, por sus siglas en inglés), dirigiría sus ojos a la atmósfera de la Tierra desde arriba, una posición elevada que traería a la vista muchos más destellos ópticos de UHECR entrantes y tal vez aumentaría el número de detecciones 10 veces. La NASA aún no ha dado luz verde al proyecto, pero actualmente lo está considerando para una posible oportunidad de lanzamiento en la década de 2030.
Por ahora, el misterio permanece; Lo único que es realmente seguro es que la fuerte lluvia de rayos cósmicos de ultra-alta energía continuará, y se continuarán buscando sus enigmáticos orígenes. En algún lugar por ahí, al menos un proceso extraordinariamente violento está empujando los límites conocidos de la física para enviarlos hacia nosotros.
Fuente: Scientific American, 29 de noviembre de 2023
Cicatriz metálica en la supeficie de una enana blanca que engulló planetas
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Cuando una estrella como nuestro Sol llega al final de su vida, puede “tragarse” los planetas circundantes y los asteroides que nacieron con ella. Ahora, utilizando el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral (ESO), en Chile, un equipo de investigación ha detectado, por primera vez, una firma única de este proceso: una cicatriz impresa en la superficie de una estrella enana blanca. Los resultados se publicaron en The Astrophysical Journal Letters. Se ha descubierto que el campo magnético de la estrella juega un papel clave en este proceso, dejando una cicatriz en la superficie de la enana blanca.
La cicatriz que el equipo investigador observó es una concentración de metales impresa en la superficie de la enana blanca WD 0816-310, el remanente del tamaño de la Tierra de una estrella similar al Sol, pero algo más grande. Se ha demostrado que estos metales se originan a partir de un fragmento planetario tan grande o posiblemente más grande que Vesta (500 km).
Las observaciones también proporcionaron pistas sobre cómo se formó esa cicatriz metálica en la estrella. El equipo descubrió que la fuerza en la señal que detectaba los metales cambiaba a medida que la estrella giraba, lo cual sugiere que los metales, en lugar de extenderse uniformemente, se concentran en un área específica de la superficie de la enana blanca. También descubrieron que estos cambios estaban sincronizados con cambios en el campo magnético de la enana blanca, lo que indica que esta cicatriz metálica se encuentra en uno de sus polos magnéticos. En conjunto, estas pistas señalan que el campo magnético canalizó metales hacia la estrella, creando la cicatriz.
Anteriormente, la comunidad astronómica había observado numerosas enanas blancas contaminadas por metales dispersos por la superficie de la estrella. Se sabe que estos metales provienen de planetas o asteroides que se han acercado demasiado, siguiendo órbitas que rozan la estrella, similares a las de los cometas de nuestro Sistema Solar. Sin embargo, en el caso de WD 0816-310, el equipo cree que el material vaporizado fue ionizado y guiado hacia los polos magnéticos por el campo magnético de la enana blanca. El proceso comparte similitudes con la forma en que se forman las auroras en la Tierra y en Júpiter.
Sorprendentemente, el material no se mezcló uniformemente sobre la superficie de la estrella, como predice la teoría. Por el contrario, esta cicatriz es como un parche concentrado de material planetario que se ha mantenido en ese lugar por el efecto del mismo campo magnético que guió la caída de los fragmentos hacia la superficie. Antes no se había visto nada como esto.
Para llegar a estas conclusiones, el equipo utilizó un instrumento multifunción instalado en el VLT llamado FORS2, que les permitió detectar la cicatriz metálica y relacionarla con el campo magnético de la estrella. ESO tiene la combinación única de capacidades necesarias para observar objetos débiles, como las enanas blancas, y medir con sensibilidad los campos magnéticos estelares. Para confirmar sus hallazgos, en su estudio el equipo también se basó en datos de archivo del instrumento X-shooter (instalado en el VLT).
Aprovechando la precisión de observaciones como estas, la comunidad astronómica puede revelar la composición a grandes rasgos de los exoplanetas, planetas que orbitan otras estrellas fuera del Sistema Solar. Este estudio único también muestra cómo los sistemas planetarios pueden permanecer dinámicamente activos, incluso después de su «muerte».
Fuente: Nota de prensa de ESO: eso2403, 26 de febrero de 2024
Arco de choque de 100.000 años-luz en las afueras de la Vía Láctea
La caída de la Gran Nube de Magallanes hacia la Vía Láctea ha debido crear un gran arco de choque del que los astrónomos buscan evidencias por medio de nuevas simulaciones. Este arco se extiende a lo largo de 100.000 años-luz y es invisible excepto en un puñado de longitudes de onda, pero esas nuevas simulaciones y una nueva mirada a los datos de archivo, confirman la existencia de un enorme arco de choque en las afueras de la Vía Láctea.
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Si un avión supera la velocidad del sonido, crea una onda de choque que se arrastra detrás del avión. El cambio repentino en la presión que acompaña a la onda de choque se conoce como un estampido sónico.
Algo similar está ocurriendo en el baño de gas caliente y enrarecido que rodea la Vía Láctea. Su satélite más grande, la Gran Nube de Magallanes (LMC, por sus siglas en inglés), está cayendo en este gas más rápido que la velocidad local del sonido (es decir, la velocidad a la que pueden propagarse las ondas de presión). En el gas enrarecido, la velocidad del sonido es de 165 kilómetros por segundo. La LMC se estrella contra este medio a casi el doble de esa velocidad (320 km/s, o Mach 2).
Los astrónomos han sospechado durante mucho tiempo que la caída de la LMC debería crear un arco de choque. Ahora, los investigadores han simulado un «túnel de viento» para predecir el tamaño que debería tener. En esta simulación por computadora, la LMC es simulada como un conjunto de gas y estrellas que se encuentra en reposo en una caja.
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El gas alrededor de la Vía Láctea se precipita como un viento en contra hacia y alrededor de este paquete. Mientras que las estrellas ignoran el viento en contra, pasando directamente a través de él, el gas empuja contra el viento para generar un arco de choque que se extiende tres veces el tamaño de la galaxia enana.
Con una idea de qué buscar y dónde, los investigadores buscaron mediciones recientes tomadas por el Wisconsin H-alpha Mapper (WHAM). La emisión de hidrógeno-alfa que WHAM está mapeando marca la presencia de gas caliente. Al proyectar los datos de WHAM en su simulación de choque, los investigadores encontraron una buena alineación, aunque no perfecta.
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Otros investigadores alegan que aunque es probable que haya un arco de choque, la coincidencia morfológica no es tan clara, por lo que se necesitaría más trabajo. Sin embargo, esperan que datos más precisos y una comparación cuantitativa permitan evaluarlo mejor, por lo que merecería observaciones de seguimiento. El equipo investigador reconoce que el modelo simplificado de «túnel de viento» es un primer paso, y que ya se está trabajando en un modelo más detallado.
El estudio del arco de choque ayudará a los astrónomos a comprender el comportamiento del gas alrededor de la Vía Láctea. A pesar de lo escaso que es, todavía hay mucha materia alrededor de nuestra galaxia, y sirve como depósito para la futura formación estelar en el disco. También es el vertedero de fuentes de gas dispersado por supernovas y, por lo tanto, está en continua evolución.
A medida que las galaxias enanas ricas en gas, como la LMC y su compañera más pequeña (la SMC) se acercan a la Vía Láctea, mezclan este depósito, llevando toda la mezcla a una temperatura más alta. Eso podría evitar que el gas se enfríe y caiga hacia el disco en espiral. Al mismo tiempo, puede haber otros procesos de enfriamiento que no se vean obstaculizados por este efecto, por lo que habría que estudiarlo mejor.
Las galaxias LMC y SMC están tan cerca, que se han convertido en «el laboratorio astrofísico perfecto» con el que estudiar la dinámica y la evolución galáctica, por no mencionar el papel de la materia oscura, la formación estelar y la retroalimentación estelar en estos procesos. Es importante seguir trabajando para comprender este par de galaxias que han sido conocidas por los humanos desde que miramos al cielo por primera vez.
Fuente: Sky&Telescope, 19 de diciembre 2023
Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.
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