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.

Abrimos esta edición del «Kiosco» con una imagen que nos resultará familiar: La península Ibérica en una de las primeras imágenes del satélite Sentinel 3A, con su instrumento de color de océanos y tierra.

Se aprecian la zona de sedimentos y algas frente a la costa de Cádiz y Huelva y la de Marruecos y Sahara. También destacan las nieves de los montes Atlas y el amarillo de los desiertos africanos así como los tonos verdosos de la vegetación de algunas áreas de la península Ibérica. El satélite Sentinel 3A y otros dos que seguirán pertenecen a la ESA, en su esfuerzo medioambiental. Los Sentinel son los sucesores de los ERS y Envisat y se dedicarán a enviar casi en tiempo real datos para predicción oceánica, hielos marinos, temperaturas, estado de la superficie marina, ecosistemas marinos, calidad del agua, control de contaminación y otros servicios de seguridad para la navegación.

Una noticia importante para el futuro de la Astronomía: el Observatorio Europeo del hemisferio SUR (ESO) firmó el contrato para la construcción de la estructura y la cúpula del telescopio de 39 metros E-ELT, que incluye el diseño, fabricación, transporte, construcción, montaje in situ y verificación de la cúpula y de la estructura del telescopio. Con un valor aproximado de 400 millones de euros, es el contrato más grande jamás concedido por ESO y el más grande firmado nunca en astronomía basada en tierra. El contrato incluye, no sólo la enorme cúpula giratoria de 85 metros de diámetro, con una masa total de alrededor de 5.000 toneladas, sino también la estructura del tubo y la montura del telescopio, con un total de masa en movimiento de más de 3.000 toneladas. Ambas estructuras son, sin duda, las más grandes jamás construidas para un telescopio óptico-infrarrojo y deja pequeñas a todas las existentes. La cúpula tiene casi 80 metros de altura y, en área, ocupa un espacio comparable al de un campo de fútbol.

El E-ELT está siendo construido en el Cerro Armazones, un pico de 3.000 metros de altitud situado a unos 20 kilómetros del observatorio Paranal de ESO. El camino de acceso y la nivelación de la cumbre ya se han completado y se espera que las obras de instalación de la cúpula empiecen en 2017. Ver comunicado institucional de ESO: eso1617.

Respecto al contenido de esta edición, sigue dando mucho que hablar la detección de ondas gravitacionales por LIGO. Por su importancia y por la posible relación entre los agujeros negros descubiertos por LIGO y la materia oscura, ampliamos los comentarios y noticias sobre la explicación propuesta y otras posibles alternativas, antes de pasar a otros muchos temas de actualidad astronómica y astrofísica.




Más detalles de la detección de ondas gravitacionales por LIGO
Ya se tienen datos más precisos de la detección de LIGO: Conocida como «señal GW150914» por la fecha en que se produjo, el sistema «on-line» de análisis, tardó 3 minutos en clasificarla como merecedora de una alerta, a pesar de que la señal era de sólo medio segundo. Lo primero que hizo el equipo investigador fue comprobar que la señal era causada por ondas gravitacionales, para lo cual se hicieron muchas comprobaciones, entre las señales obtenidas por los dos detectores, que duraron meses.

Comparación de las señales de los dos detectores. Arriba, la señal recibida, en el centro la señal teórica y abajo, el ruido filtrado que es necesario restar para obtener la señal teórica. Fuente: LIGO

En la imagen, en realidad la señal de arriba no es exactamente la recibida, sino una vez filtrada para reducir el ruido y seleccionar solo las frecuencias cercanas a la señal principal.

En la fila del centro están las señales calculadas que predicen la teoría de la relatividad para una pareja de agujeros negros de 36 y 29 masas solares (señales roja y azul, mientras que las grises son las señales recibidas filtradas mediante análisis matemático) Predicciones y medidas coinciden bastante bien. La fila de abajo es el resto del filtrado, que es aceptado como ruido, sin patrón aparente.

Espectrograma de la señal captada por los detectores de LIGO

Una herramienta muy útil en el análisis de la señal fue el espectrograma obtenido. En la figura, el eje horizontal representa el paso del tiempo y el eje vertical, las contribuciones de las distintas frecuencias, según el código de color mostrado a la derecha. La señal comienza a unos 35 Hz y aumenta en frecuencia hasta unos 250 Hz hacia el final de la señal. Son frecuencias muy bajas para ser audibles.

En cuanto a la procedencia, al contar con sólo dos detectores (en los próximos años habrá dos detectores más, uno en Italia y otro en Japón), es difícil apuntar una procedencia clara, pero se puede señalar un área aproximada basada en la diferencia de la señal de un detector a otro. Se cree que la zona más probable es la de las constelaciones de Volans y Carina en el hemisferio sur celeste.

Dibujada en color, a la derecha, la zona más probable de origen de la señal, sobre el fondo de constelaciones. Fuente: NASA Deep Star Maps (Visualization Credits, Ernie Wright (USRA): Tom Bridgman (GST, NASA/Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio, IAU by Alan MacRobert of Sky and Telescope magazine (Roger Sinnott and Rick Fienberg). Dibujo de la zona de origen: LIGO & Nick Risinger, skysurvey.org. Composición de University of Florida / S. Barke.

Sobre el origen, el equipo de LIGO calculó que la señal detectada era compatible con la que debía producir una fusión de agujeros negros, de 36 y 29 masas solares, a 1.300 millones de años-luz de nosotros, que en su momento de mayor velocidad, justo antes de la fusión llegaron a moverse a una velocidad de un 60% la de la luz, emitiendo una energía equivalente a unas 3 masas solares.

Recientemente se han propuesto otros eventos candidatos que podrían generar ese tipo de señal. Una de esas propuestas, formulada por otro equipo, la recogemos más adelante.

Fuentes:
Rueda de prensa de NATURE y noticia de prensa de Caltech del 11 de febrero de 2016
Página web de LIGO (hasta 15 de mayo 2016).




Comparación de las frecuencias de trabajo de LISA y LIGO

Ilustración del futuro detector espacial LISA, recibiendo las ondas gravitacionales emitidas por un agujero negro, al fondo.

LISA (Laser Interferometer Space Antenna) era un proyecto conjunto NASA/ESA, que intentaba construir un detector similar al LIGO, en la órbita terrestre, pero retrasada 20° respecto a nuestro planeta.

Hace 11 años, la NASA anunció que retiraba su contribución al programa LISA. La ESA continuó con el proyecto y recientemente ha lanzado la misión LISA Pathfinder como un gran primer paso y que ya está plenamente operativa.

El proyecto intenta detectar ondas gravitacionales en frecuencias muy bajas (menores de 1 hercio) que son imposibles de detectar desde tierra debido a los constantes micro-movimientos sísmicos. Por el contrario, LIGO es sensible a frecuencias de 10 a 1.000 hercios, adecuada para percibir los sucesos más energéticos procedentes de fusiones de cuerpos masivos. Pero, como en el caso detectado, antes de la fusión, los agujeros negros debieron estar en órbita durante millones de años, emitiendo ondas en frecuencias más bajas que podrían ser detectadas por LISA. El mayor problema para este detector será que estará recibiendo ondas de demasiadas fuentes a la vez, haciendo difícil separar sus efectos.

En este esquema se muestran las distintas frecuencias a las que son sensibles LISA y LIGO y los diferentes objetos que las producen: En la imagen: BH= agujero negro, NS= estrella de neutrones, SN= supernova. LISA es sensible a los fenómenos provocados por objetos menos masivos y menos energéticos.

Fuentes:
Página web de ESA-LISA
Discover Magazine, de 6 de abril de 2011 sobre la retirada de NASA




Consecuencia importante derivada de la detección de LIGO
El descubrimiento de la existencia de agujeros negros de masas cercanas a 30 masas solares presenta nuevas incógnitas a resolver. Por su gran masa no pueden tener un origen estelar, pero tampoco llegar a las masas de los «Agujeros Negros Intermedios». Llenan un hueco de cantidad de materia que hasta ahora permanecía vacío. Para explicar su existencia se propone la posibilidad de que se traten de «Agujeros Negros Primordiales» (ANP) y además, que podrían estar relacionados con la materia oscura, o como otros proponen, que constituyan la propia materia oscura.

Esos ANP se habrían condensado antes de la recombinación, y no estarían compuestos de materia normal, por eso no interactuarían sobre la materia ordinaria (excepto gravitacionalmente) tal como propuso Juan García-Bellido en la conferencia celebrada en el Planetario de Madrid el pasado 26 de Mayo de 2016, la última antes del cierre tecnológico de ese centro. En ella advirtió de la necesidad de llevar a cabo otras detecciones de ondas gravitacionales para poder determinar cuántos de estos ANP pueden existir en el universo.

Si se descubrieran otros eventos provocados por agujeros negros de esas masas, probablemente, estos ANP podrían explicar la génesis de las galaxias primitivas, actuando como semillas sobre las que se condensaría la materia bariónica.

Fuente:
Conferencia de Juan García-Bellido, catedrático de Física Teórica, en el Planetario de Madrid, 26 mayo 2016 sobre «La detección de ondas gravitacionales y sus consecuencias para la Cosmología. Conferencia recogida en video en Vimeo»




¿Está la materia oscura compuesta de Agujeros Negros Primordiales?
De una opinión parecida a la anterior es Alexander Kashlinsky, del Centro Espacial Goddard, de la NASA, pionero de la investigación sobre la materia oscura en infrarrojo (con Spitzer) y en rayos X (con Chandra). El estudio se publicó en The Astrophysical Journal Letters el 24 de mayo de 2016.

En su nuevo trabajo, Kashlinsky analiza lo que podría haber sucedido si la materia oscura realmente consiste en una gran población de agujeros negros similares a los detectados por LIGO. Esos agujeros negros, por ejemplo, distorsionaron la distribución de la masa en el universo temprano, añadiendo una pequeña fluctuación que tuvo consecuencias cientos de millones de años más tarde, cuando las primeras estrellas empezaron a formarse.

Todas las galaxias, incluida la nuestra, podrían estar completamente rodeadas por un enorme halo de agujeros negros. Esa es la extraordinaria conclusión de un equipo de investigadores del Centro Espacial Goddard, de la NASA, que ha sugerido la posibilidad de que la misteriosa y hasta ahora esquiva materia oscura esté hecha, en realidad, de «agujeros negros primordiales» (ANP), esto es, formados durante el primer segundo tras el Big Bang.

Para Alexander Kashlinsky, director de la investigación, la idea es consistente con lo que observamos en el fondo cósmico, tanto en la longitud de onda del infrarrojo como en la de los rayos X, y puede explicar también las masas inesperadamente elevadas de los dos agujeros negros en proceso de fusión observadas el año pasado, durante la primera detección de ondas gravitacionales. Si la idea es correcta, entonces todas las galaxias, incluyendo la nuestra, serían parte de una gran esfera de agujeros negros, cada uno de ellos de aproximadamente 30 masas solares.

Ya en 2005, Kashlinsky dirigió a un equipo de astrónomos, que usaron el telescopio espacial Spitzer para explorar el brillo del fondo cósmico en el rango del infrarrojo en una porción concreta de cielo. Los científicos reportaron una irregularidad excesiva en ese brillo, y concluyeron que probablemente se debía a la suma de los brillos de las primeras fuentes de luz que iluminaron el Universo primitivo, hace más de 13.000 millones de años. Estudios posteriores confirmaron que este brillo del fondo cósmico de infrarrojos (CIB, por sus siglas en inglés) tiene la misma e inesperada estructura irregular también en otras partes del cielo.

Arriba, región de cielo en infrarrojos. Abajo, la misma zona, con las estrellas y otras fuentes de infrarrojos oscurecidas, mostrando que el fondo restante, todavía sigue brillando intensamente. Fuente: NASA/JPL-Caltech/A. Kashlinsky (Goddard)

En 2013, otra investigación hizo lo mismo, pero esta vez observando el brillo del fondo cósmico en el rango de los rayos X (CXB), utilizando el telescopio espacial Chandra, y en la misma porción de cielo en la que se había medido el brillo en el infrarrojo. Las primeras estrellas, que emiten la mayor parte de su radiación en el espectro visible y en el ultravioleta, no contribuyen en exceso al CXB.

El resultado fue que los brillos irregulares en el fondo cósmico coincidían muy bien tanto en los rayos X como en el infrarrojo. Y el único objeto conocido capaz de ser lo suficientemente luminoso en cualquier rango de energía es un agujero negro. Los investigadores, pues, concluyeron que los agujeros negros primordiales, los que se formaron durante el Big Bang, debieron de ser muy abundantes entre las primeras estrellas, tanto como para constituir al menos una de cada cinco de las fuentes que contribuyen al CIB.

Aquí es donde entra en juego la materia oscura, cuya auténtica naturaleza sigue siendo uno de los problemas no resueltos más importantes de la astrofísica. Cinco veces más abundante que la materia ordinaria, de la que están hechas todas las galaxias, estrellas y planetas que podemos ver, la materia oscura no «brilla», es decir, no emite radiación, en ninguna longitud de onda, por lo que resulta indetectable para cualquiera de nuestros instrumentos. Sabemos que está ahí, sin embargo, porque su fuerza gravitatoria obliga a la materia ordinaria (la que sí podemos ver) a moverse de formas que, sin la existencia de esa masa invisible, serían imposibles.

Hasta ahora los físicos han tratado de construir modelos teóricos que puedan explicar la materia oscura con una partícula exótica muy masiva, pero todas las pruebas llevadas a cabo para encontrar esa hipotética partícula han fracasado sin excepción.

Los físicos creen que hay varias formas en que el universo temprano, muy caliente y en rápida expansión, pudo producir agujeros negros primordiales en la primera milésima de segundo tras el Big Bang. Y cuanto más tarde se pusiera en marcha este mecanismo, mayores serían los agujeros negros «fabricados» por el Universo recién nacido. Dado que la «ventana» para crear estos agujeros negros dura apenas una fracción de segundo, los agujeros negros primordiales, según los investigadores, deberían de estar todos dentro de un estrecho rango de masas.

Después, durante los primeros 500 millones de años de existencia del Universo, la materia ordinaria estaba demasiado caliente como para unirse y formar las primeras estrellas. Pero la materia oscura no resultó afectada por la temperatura ya que, debido a su propia naturaleza, no depende de la radiación e interactúa fundamentalmente a través de la gravedad.

Agregándose a causa de esta atracción gravitatoria, la materia oscura se agrupó primero en estructuras llamadas «mini halos», lo que proporcionó una serie de «semillas gravitacionales» alrededor de las cuales la materia ordinaria pudo ir acumulándose. Así, el gas caliente (la materia ordinaria) se fue acumulando alrededor de los «mini halos», dando lugar a «paquetes» de gas lo suficientemente densos como para colapsar sobre sí mismos y formar las primeras estrellas.

Kashlinsky observa que si efectivamente los agujeros negros son la materia oscura, el proceso de formación estelar sucedería más rápidamente y se producirían con más facilidad las irregularidades en la luminosidad del fondo cósmico observadas en el rango de los infrarrojos por el telescopio Spitzer. Y esto sería así incluso si solo una pequeña parte de los «mini halos» estuviera produciendo estrellas.

Por supuesto, los agujeros negros también capturarían una parte del gas caliente que era atraído por los «mini halos». Esa materia, se recalentaría según se fuera acercando a los agujeros negros y terminaría, también, por producir rayos X. Juntas, la luz infrarroja procedente de las primeras estrellas y los rayos X emitidos por la materia atraída por los agujeros negros, producirían los mismos efectos que los científicos han observado en los brillos en CIB y el CXB.

De vez en cuando, además, alguno de estos agujeros negros primordiales pasaría lo suficientemente cerca de otro como para ser capturado por su gravedad y formar un sistema binario. Durante eones, los dos agujeros negros de esos sistemas binarios se orbitarían mutuamente, para terminar fundiéndose en uno solo, como el encontrado el año pasado por los detectores LIGO.

Las futuras observaciones de LIGO y otros detectores, nos dirán mucho más sobre la población de agujeros negros en el Universo, y no hará falta demasiado tiempo para saber si el escenario que propone esta teoría se sostiene o no. Mientras tanto, es sólo una teoría, pero que haría encajar muchas cosas.

Fuente:
Artículo de A. Kashlinsky, en The Astrophysical Journal Letters, Volume 823, Number 2, de 24 de mayo 2016




Otra teoría sobre el origen de las ondas gravitacionales detectadas: El GRAVASTAR
Un equipo de investigadores italianos propone que el origen de las ondas gravitacionales detectada por LIGO podría estar en un gravastar, una densa bola de materia inflada por un núcleo de energía oscura. Nunca se ha observado uno, pero la existencia de los gravastares es posible.

Ilustración de un posible gravastar. La envoltura exterior sería la «concha de plasma» y el interior estaría relleno de energía oscura. Fuente: Physics APS

La primera detección de ondas gravitacionales, anunciada el pasado mes de febrero, no deja de dar sorpresa tras sorpresa. Ahora, un equipo de físicos de la Universidad italiana La Sapienza, en Roma, sugiere que las sutiles ondulaciones en el tejido espaciotemporal captadas por los detectores LIGO podrían no proceder, como se creía, de la fusión de dos agujeros negros, sino de algo incluso más extraño, un gravastar. O lo que es lo mismo, un objeto teórico y nunca observado hasta ahora, que sería casi igual de compacto que un agujero negro, vibraría en el espacio casi de la misma forma pero no tendría un horizonte de sucesos. El trabajo se acaba de publicar en Physical Review Letters.

Con esta investigación, los científicos italianos no tratan de restar validez a la primera detección de ondas gravitacionales. De hecho, no discuten el trabajo llevado a cabo por los investigadores de LIGO, ni tampoco el hecho de que hayan logrado detectar, por primera vez, las tenues ondulaciones en el espacio-tiempo cuya existencia fue predicha por Einstein hace ya un siglo.

No se discuten los resultados de LIGO, pero sí que la señal captada por los detectores fuera producida por la fusión de dos agujeros negros. Para llegar a esta sorprendente conclusión, los científicos analizaron al detalle cómo era la señal captada por LIGO. Una señal que se divide en tres fases bien diferenciadas.

La primera parte de la señal indica que dos objetos que se orbitan mutuamente se van acercando el uno al otro, cambiando al hacerlo la frecuencia de sus ondas gravitacionales. La segunda parte tiene su origen durante la fusión en sí, momento en que se producen en la señal picos en intensidad y frecuencia. Y finalmente, una tercera fase posterior a la fusión muestra un rápido descenso de la señal, a medida que el agujero negro resultante se va normalizando y la «ola» de ondas gravitacionales se desvanece.

Y es precisamente esta tercera fase la que indicaría la formación de un nuevo horizonte de sucesos alrededor del agujero negro recién formado, la «frontera» a través de la que ningún objeto podrá volver a salir. Se cree que el decaimiento de la señal es la firma de la formación de un horizonte de sucesos, porque solo un agujero negro es capaz de vibrar de esa forma tan precisa. Pero ahora, se ha encontrado otra posibilidad.

La alternativa a los agujeros negros se llama gravastar, una densa bola de materia inflada por un núcleo de energía oscura. Nadie ha visto jamás un objeto así, pero todas las pruebas que ya existen sobre los agujeros negros hacen posible, también, su existencia. Una diferencia fundamental entre un gravastar y un agujero negro sería la ausencia de un horizonte de sucesos. En lugar de precipitarse hacia el agujero negro y desaparecer para siempre tras el horizonte de sucesos, en un gravastar los fotones quedarían atrapados en una órbita circular alrededor de su núcleo, una especie de «anillo de luz».

Si un objeto es casi tan masivo como un agujero negro, incluso si no tiene un horizonte de sucesos, vibrará prácticamente de la misma forma. La única diferencia aparecería después del evento, cuando la señal es más pequeña, por lo que existe la posibilidad de que LIGO no la captara.

Sobre este extremo, los investigadores de LIGO no están muy de acuerdo. De hecho, insisten en que la señal detectada por ellos es «consistente» con dos agujeros negros en proceso de fusión, y que para salir definitivamente de dudas habrá que esperar a detectar nuevas ondas gravitacionales producidas por la fusión de agujeros negros aún más grandes.

Fuente:
revista American Physics Society «Physics APS» Physics Review Letters, 27 abril 2016




Sistema planetario alrededor de una estrella ultrafría

Un equipo de astrónomos, utilizando el telescopio TRAPPIST, instalado en el Observatorio La Silla de ESO, ha descubierto tres planetas orbitando una estrella enana ultrafría a tan solo 40 años-luz de la Tierra. Estos mundos tienen tamaños y temperaturas similares a las de Venus y la Tierra y son los mejores objetivos encontrados hasta ahora para la búsqueda de vida fuera del Sistema Solar. Son los primeros planetas descubiertos alrededor de una estrella tan pequeña y débil. Los nuevos resultados se publican en la revista Nature el 2 de mayo de 2016.

El equipo, dirigido por Michael Gillon, del Instituto de Astrofísica y Geofísica de la Universidad de Lieja (Bélgica), ha utilizado el telescopio belga TRAPPIST de 0,6m, para observar la estrella 2MASS J23062928-0502285, ahora también conocida como TRAPPIST-1. Descubrieron que esta estrella débil y fría se desvanecía ligeramente a intervalos regulares, indicando que varios objetos pasaban entre la estrella y la Tierra. Un análisis detallado mostró la presencia de tres planetas con tamaños similares al de la Tierra.

TRAPPIST-1 es una estrella enana ultrafría, mucho más fría y más roja que el Sol y apenas más grande que Júpiter. Este tipo de estrellas son muy comunes en la Vía Láctea y muy longevas, pero ésta es la primera vez que se han encontrado planetas alrededor de una de ellas. A pesar de estar tan cerca de la Tierra, esta estrella es demasiado débil y demasiado roja para poder verla a simple vista o incluso con un telescopio de aficionado de gran tamaño. Se encuentra en la constelación de Acuario.

Los astrónomos buscarán señales de vida estudiando el efecto que tiene la atmósfera de un planeta en tránsito sobre la luz que llega a la Tierra. Para la mayor parte de los planetas del tamaño de la Tierra que orbitan estrellas, este pequeño efecto se ve saturado por la brillantez de la luz de la estrella. Sólo en el caso de estrellas enanas rojas ultrafrías y débiles, como TRAPPIST-1, este efecto es lo suficientemente grande como para ser detectado.

Observaciones posteriores llevadas a cabo con telescopios más grandes, incluyendo el instrumento HAWK-I, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de 8 metros de ESO, en Chile, han demostrado que los planetas que orbitan a TRAPPIST-1 tienen tamaños muy similares al de la Tierra. Dos de los planetas tienen períodos orbitales de cerca de 1,5 Y 2,4 días respectivamente, y el tercer planeta tiene un período no tan bien determinado, en un rango de entre 4,5 y 73 días.

Con períodos orbitales tan cortos, los planetas están entre 20 y 100 veces más cerca de su estrella que la Tierra del Sol. La estructura de este sistema planetario es mucho más parecida en escala al sistema de lunas de Júpiter que al del Sistema Solar.

Aunque orbitan muy cerca de su estrella enana anfitriona, los dos planetas interiores sólo reciben cuatro y dos veces la cantidad de radiación recibida por la Tierra, ya que su estrella es mucho más débil que el Sol. Esto los coloca en una posición más cercana a la estrella que la zona de habitabilidad de este sistema, aunque es posible que posean regiones habitables en sus superficies. El tercer planeta es exterior y todavía no se conoce muy bien su órbita, pero probablemente reciba menos radiación que la Tierra, aunque tal vez sea suficiente como para encontrarse dentro de la zona de habitabilidad.

Mediante varios telescopios gigantes actualmente en construcción, incluyendo el E-¬ELT de ESO y el James Webb Space Telescope de la NASA/ESA/CSA (cuyo lanzamiento se prevé para el 2018), pronto será posible estudiar la composición de la atmósfera de estos planetas y explorarlas, primero en busca de agua y, luego, en busca de trazas de actividad biológica. Es un paso de gigante en la búsqueda de vida en el universo.

Este trabajo abre una nueva vía para la caza de exoplanetas, ya que alrededor del 15% de las estrellas cercanas al Sol son estrellas enanas ultrafrías y también sirve para poner de manifiesto que la búsqueda de exoplanetas ha entrado en el reino de los «primos» potencialmente habitables de la Tierra. El sondeo TRAPPIST es un prototipo para un proyecto más ambicioso llamado SPECULOOS que se instalará en el Observatorio Paranal de ESO.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1615, de 2 de Mayo de 2016




Galaxia espiral extraña con chorros de gas
La galaxia espiral que aparece de canto en la imagen, a la izquierda de esta fotografía tomada por el Telescopio Espacial Hubble, es L095 0313-192, una galaxia espiral de aspecto similar a la Vía Láctea. a 1.000 millones de años-luz en la dirección de Eridano. Su compañera, a la derecha, en proceso de fusión con ella, es conocida como LOY2001] J031549.8-190623.

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Sobre la imagen de fondo se inserta, a la izquierda, la composición de los chorros sobre la parte central de la galaxia L095 0313-192, tomada en 2003 por el telescopio espacial Hubble. Fuente: ESA/Hubble & NASA; acknowledgement, Judy Schmidt /compuesta por el «Kiosco»

Hay chorros y erupciones de gas supercaliente moviéndose casi a la velocidad de la luz en L095 0313-192, saliendo de su centro, cosa inusual en una galaxia espiral. Normalmente estos chorros se asocian con galaxias en procesos de fusión. Hay dos regiones más con fuerte emisión de radio, lo que la hace más extraña aún.

Estos chorros no aparecen en esa imagen; pero sí en la imagen compuesta de 2003. También se han descubierto tres más de estas galaxias con chorros en los últimos años, lo que está haciendo reconsiderar el proceso de formación de estos fenómenos en las galaxias espirales.

Fuente:
Galería de imágenes NASA, 29 enero 2016




Disco protoplanetario, en imagen de ALMA

Esta nueva imagen de ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) muestra, con el mayor detalle logrado hasta ahora, el disco con formación de planetas que hay alrededor de la estrella de tipo solar TW Hydrae. Revela un prometedor hueco a la misma distancia de la estrella a la que se encuentra la Tierra del Sol, lo cual puede significar que está empezando a nacer una versión infantil de nuestro planeta o, posiblemente, una Supertierra, más masiva.

La estrella TW Hydrae es un conocido objeto de estudio para los astrónomos debido a su proximidad a la Tierra (unos 175 años-luz de distancia) y su condición de estrella joven (cerca de 10 millones años). Además, desde la Tierra, la vemos de cara, lo cual ofrece a los astrónomos una vista poco habitual y sin distorsiones de los discos protoplanetarios que hay alrededor de la estrella.

Estudios anteriores, realizados con telescopios ópticos y con radiotelescopios, confirman que TW Hydrae alberga un prominente disco cuyas características sugieren que hay planetas comenzando a formarse, según el artículo publicado en la revista Astrophysical Journal Letters. Las nuevas imágenes de ALMA muestran el disco con un detalle sin precedentes, revelando una serie de anillos concéntricos de brillante polvo y zonas oscuras, con interesantes características que pueden indicar que se está formando un planeta con una órbita parecida a la de la Tierra.

En las nuevas imágenes hay otras zonas con pronunciados huecos que se encuentran a tres mil millones y seis mil millones de kilómetros de la estrella central, distancias similares a las que separan al Sol de Urano y Plutón dentro de nuestro Sistema Solar. También parecen ser el resultado de la unión de partículas que acabarán dando lugar a planetas, que más tarde barrerán sus órbitas de polvo y gas y concentrarán el material restante en bandas bien definidas.

Para lograr estas nuevas observaciones de TW Hydrae, los astrónomos obtuvieron imágenes de la débil emisión de radio emitida por los granos de polvo milimétricos del disco, revelando detalles en distancias de 1 U.A. Estas detalladas observaciones fueron posibles gracias a la configuración de larga base y alta resolución de ALMA. Cuando las antenas de ALMA están en su máxima separación (hasta 15 kilómetros de distancia) el telescopio es capaz de resolver detalles muy finos. Esta es la imagen de ALMA con mayor resolución espacial obtenida de un disco protoplanetario.

TW Hydrae es bastante especial. Tiene el disco protoplanetario conocido más cercano a la Tierra y puede ser muy parecido al Sistema Solar cuando tenía sólo 10 millones de años de edad.

Observaciones anteriores de ALMA de otro sistema, HL Tauri, muestran que discos protoplanetarios aún más jóvenes (de solo 1 millón de años) pueden mostrar señales similares de formación planetaria. Estudiando el disco de TW Hydrae, más viejo, los astrónomos esperan comprender mejor la evolución de nuestro propio planeta y las perspectivas para sistemas similares de la Vía Láctea.
Ahora, los astrónomos quieren saber como de frecuentes son este tipo de características en discos alrededor de otras estrellas jóvenes y cómo pueden cambiar con el tiempo o el entorno.

Fuente:
Fotonoticia de ESO: eso1611. 31 de Marzo de 2016




La «Cara Feliz», captada por el Hubble

El Telescopio Espacial Hubble captó esta imagen de un cúmulo de galaxias, que nos recuerda a una cara sonriente. Fuente: NASA/ESA

Esta imagen, tomada por el telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA hace ya unos meses, muestra en su centro el cúmulo de galaxias SDSS J1038 + 4849, que parece estar sonriendo, al estilo del famoso «Smiley». Pueden distinguirse formas que representan dos ojos de color naranja y el botón blanco de la nariz. En el caso de esta «cara feliz», los dos ojos son galaxias muy brillantes y las líneas engañosas de la sonrisa son realmente arcos causados por un efecto conocido como lentes gravitacionales fuertes.

Los cúmulos de galaxias son las estructuras más masivas del Universo y ejercen una poderosa atracción gravitatoria que deforma el espacio-tiempo alrededor de ellas y actúan como lentes cósmicas que pueden magnificar, distorsionar y doblar la luz detrás de ellos. Este fenómeno, que es crucial para muchos de los descubrimientos del Hubble, se puede explicar por la teoría de la relatividad general de Einstein.

En este caso especial de lente gravitacional, un anillo conocido como un anillo de Einstein, se produce a partir de esta curvatura de la luz, una consecuencia de la alineación exacta y simétrica de la fuente, la lente y el observador y lo que resulta en la estructura en forma de anillo que vemos aquí.

El Telescopio Espacial Hubble ha proporcionado a los astrónomos las herramientas para sondear estas galaxias masivas y modelar sus efectos de lente, lo que nos permite asomarnos más lejos en el Universo temprano que nunca.

Fuente:
Fotonoticia de ESA, 31 julio 2015




Asteroide en órbita cometaria

Ilustración del asteroide c/2014 s3. Fuente: ESO

Los astrónomos han descubierto un objeto único que parece estar hecho de material del Sistema Solar interior, de la época de la formación de la Tierra. Este objeto se habría conservado en la nube de Oort durante miles de millones de años.

Observaciones llevadas a cabo con el Very Large Telescope de ESO y. el Telescopio Canadá Francia Hawai, muestran que C/2014 53 (PANSTARRS) es el primer objeto descubierto en una órbita cometaria de período largo que tiene las características de un asteroide original del Sistema Solar interior. Puede proporcionar pistas importantes sobre cómo se formó el Sistema Solar.

Un artículo publicado en la revista Science Advances concluye que C/2014 S3 (PANSTARRS) se formó en el interior del Sistema Solar, junto con la propia Tierra, pero fue expulsado en una fase muy temprana.

Las observaciones indican que, más que un posible asteroide contemporáneo desviado hacia fuera, se trata de un cuerpo rocoso antiguo. Como tal, es una de las potenciales piezas fundamentales para formar planetas rocosos (como la Tierra) expulsado del Sistema Solar interno y conservado en el congelador de la nube de Oort durante miles de millones de años.

Se sabía de la existencia de muchos asteroides, pero todos han sido «cocinados» por el calor y la cercanía del Sol durante miles de millones de años. Este es el primer asteroide «en crudo» que hemos podido observar: se ha conservado en el mejor congelador que hay.

C/2014 S3 (PANSTARRS) fue originalmente identificado por el telescopio Pan¬STARRS1 como un débil cometa activo a una distancia de algo más de dos veces la distancia Sol-Tierra. Su largo período orbital actual (alrededor de 860 años) sugiere que su origen está en la nube de Oort, y fue empujado hace relativamente poco tiempo a una órbita que lo acerca al Sol.

Inmediatamente, el equipo se dio cuenta de que C/2014 S3 (PANSTARRS) era inusual, ya que no tiene la característica cola que tienen la mayor parte de los cometas de período largo cuando se acercan tanto al Sol. Como resultado, se ha bautizado como un “cometa Manx”, por el nombre dado a esta raza de gatos sin cola. Unas semanas después de su descubrimiento, el equipo obtuvo espectros de este débil objeto con el Very Large Telescope de ESO, instalado en Chile.

Estudios cuidadosos de la luz reflejada por C/2014 S3 (PANSTARRS) indican que es típica de asteroides conocidos como de tipo S, que generalmente se encuentran en el cinturón principal de asteroides interior. No parece un cometa típico, de los que se cree que se forman en el Sistema Solar exterior y son helados en lugar de rocosos.

Parece que el material ha sufrido muy poco procesamiento, indicando que ha permanecido profundamente congelado durante mucho tiempo. La débil actividad cometaria asociada a C/2014 S3 (PANSTARRS), coherente con la sublimación del hielo de agua, es aproximadamente un millón de veces inferior a la de los cometas activos de período largo situados a una distancia similar del Sol.

Los autores concluyen que este objeto probablemente está hecho de material fresco del Sistema Solar interior que ha sido almacenado en la nube de Oort y ahora está volviendo hacia el interior del Sistema Solar.

Hay una serie de modelos teóricos capaces de reproducir gran parte de la estructura que vemos en el Sistema Solar. Una diferencia importante entre estos modelos es lo que predicen acerca de los objetos que componen la nube de Oort. Diferentes modelos predicen proporciones significativamente diferentes de objetos helados y rocosos.

Este primer descubrimiento de un objeto rocoso procedente de la nube de Oort es, por tanto, una prueba importante de las diferentes predicciones de los modelos. Los autores estiman que serán necesarias entre 50 y 100 observaciones de estos cometas Manx para distinguir entre los modelos actuales, abriendo otra rica vía en el estudio de los orígenes de nuestro Sistema Solar.

Se están buscando ya otros cometas rocosos. Dependiendo de cuántos se encuentren, sabremos si los planetas gigantes bailaron por todo el Sistema Solar cuando eran jóvenes, o si crecieron tranquilamente sin moverse mucho.

Fuente:
Comunicado científico de ESO: eso1614es de 9 de Abril de 2016




El «Ojo Mágico» de Mercurio

El cráter Kertész, el «ojo mágico de Mercurio». Fuente: NASA

El 9 de mayo, Mercurio pasó por delante del Sol, un fenómeno astronómico conocido como «tránsito». Durante este periplo de varias horas y que pudo verse, al menos en parte, desde la mayoría de lugares del mundo, como un pequeño punto negro recortado sobre nuestra estrella.

Para celebrar este acontecimiento, la ESA ha publicado un detalle de la superficie de Mercurio y nos ofrece una sugerente vista del cráter Kertész de Mercurio, captada por la sonda Messenger de la NASA. La imagen, que nos recuerda a la ilusión óptica del «ojo mágico», podría mostrar una de estas dos características: bien un montículo que sobresale en la superficie del planeta o bien, como es el caso, un cráter que se hunde en la corteza de Mercurio.

Si observamos la imagen fijamente durante un tiempo, parece que se invierte. Este efecto se conoce como la ilusión óptica del cráter y se produce porque nuestros cerebros están acostumbrados a interpretar las sombras como si surgiesen de una fuente de luz situada por encima. Sin embargo, en muchas fotografías de terrenos realizadas con satélites, las sombras solo se producen cuando la fuente de luz es rasante (prácticamente horizontal con relación la superficie) y, en ocasiones, esto nos lleva a confundir los patrones de luz y sombra.

Dentro de este cráter, las pendientes suaves y ondulantes, una iluminada y la otra en sombra, penetran en la superficie de Mercurio hasta alcanzar un terreno relativamente llano, que es el fondo de Kertész. Las marcas que aparecen en él son los picos centrales del cráter, que se elevan cientos de metros por encima del terreno circundante.

El cráter Kertész tiene unos 33 km de diámetro y se encuentra en la parte oeste de la cuenca Caloris de Mercurio. Esta cuenca, con unos 1.500 km de diámetro, es la mayor del planeta y una de las más grandes del Sistema Solar.

Kertész es un cráter interesante: se cree que la capa de 30 metros de espesor de roca fundida que lo cubre (denominada «masa fundida de impacto») se formó durante el impacto inicial que lo generó. Este lecho presenta numerosas fisuras, fosas y depresiones, y está cubierto por depósitos excepcionalmente brillantes, que podrían ser el resultado de la evaporación de rocas debido a las altísimas temperaturas de Mercurio, o quizá de depósitos de minerales desenterrados por la masa fundida de impacto.

Esta imagen es un mosaico de tres fotografías captadas con el teleobjetivo de la cámara de la sonda Messenger el 11 de enero de 2013. Messenger fue lanzada en 2004 y orbitó alrededor de Mercurio entre 2011 y 2015, permitiéndonos ampliar enormemente nuestros conocimientos sobre el planeta. La exploración de Mercurio continuará con la misión BepiColombo conjunta de la ESA y la agencia espacial japonesa JAXA, que será lanzada en 2018.

Fuente:
noticia de ESA. 4 mayo 2016




Cómo usar los «ecos de luz» para medir discos planetarios

Esta ilustración muestra una estrella rodeada por un disco protoplanetario. El material del disco fluye a lo largo de las líneas del campo magnético de la estrella y es depositado en la superficie de la estrella. Cuando el material cae a la estrella, se ilumina intensamente. Fuente: NASA/JPL-Caltech

Imaginemos que queremos medir una habitación que está completamente oscura. Si gritamos, podremos saber si el espacio en el que estamos es relativamente grande o pequeño, dependiendo de cuánto tiempo dure el eco después de que rebote en la pared.

Los astrónomos utilizan este principio para estudiar objetos tan distantes que sólo son vistos como puntos. En particular, los investigadores están interesados en calcular lo lejos que las estrellas jóvenes están del borde interno de los discos protoplanetarios que las rodean. Estos discos de gas y polvo son los lugares en donde los planetas se forman durante millones de años.

Comprender los discos protoplanetarios nos puede ayudar a entender algunos de los misterios de los exoplanetas. Queremos saber cómo se forman los planetas y por qué encontramos grandes planetas llamados «Júpiteres calientes» cerca de sus estrellas.

Los investigadores de un nuevo estudio publicado en la revista Astrophysical Journal que utilizó información del Telescopio Espacial Spitzer de la NASA y otros cuatro telescopios terrestres para determinar la distancia de una estrella hasta el borde interior del disco protoplanetario que la rodea.

Hacer dichas mediciones no fue tan sencillo para los astrónomos. Los investigadores utilizaron un método conocido como «ecos de luz». Cuando la estrella central brilla, algo de luz rebota en el borde interior del disco circundante, causando un eco retrasado. Los científicos midieron el tiempo que tardó la luz en venir directamente desde su estrella hasta alcanzar la Tierra, y luego esperaron a la llegada del eco.

Para hacer las medidas, los científicos necesitan encontrar una estrella con emisión variable, es decir, una estrella que emite una radiación de una manera impredecible e irregular. Nuestro propio Sol tiene una emisión bastante estable, pero una estrella variable tiene cambios únicos, detectables en la radiación que se podrían utilizar para recoger los correspondientes ecos de luz. Las estrellas jóvenes, que tienen emisión variable, son los mejores candidatos.

La estrella utilizada en este estudio se llama YLW 16B, y se encuentra a unos 400 años-luz de la Tierra. Tiene una masa similar a la de nuestro Sol, pero es considerada un «bebé» en relación con nuestro astro, ya que sólo tiene un millón de años de edad, frente a los 4.600 millones de años de nuestro astro.

Los astrónomos combinaron datos de Spitzer con las observaciones de los telescopios terrestres. Durante dos noches de observaciones, los investigadores vieron desfases consistentes entre las emisiones estelares y sus ecos en el disco circundante.

Método de medida del hueco interior protoplanetario mediante ecos de luz. Fuente: NASA/JPL-Caltech/ traducida para el «Kiosco»

Luego, los investigadores calcularon cuánto viajaba la luz durante ese lapso de tiempo: alrededor de 0,08 unidades astronómicas. Era una medida ligeramente más pequeña que las estimaciones previas, pero consistente con las expectaciones teóricas.

Aunque este método no mide directamente la altura del disco, los investigadores fueron capaces de determinar que el borde interior es relativamente grueso. Anteriormente, los astrónomos habían utilizado la técnica de ecos de luz para medir el tamaño de los discos de acreción de material alrededor de agujeros negros supermasivos. El estudio de Spitzer marca la primera vez que se utilizó este método para los discos protoplanetarios.

Fuente:
Noticia de NASA, 26 abril 2016




La Nube Smith vuelve a caer hacia nuestra galaxia
La Nube de Smith, una gigantesca masa de hidrógeno gaseoso y aparentemente materia oscura, que se encuentra en rumbo de colisión con nuestra galaxia, la Vía Láctea, se nos acerca a casi 1.120.000 km/h, pero en realidad ya estuvo antes dentro de nuestra galaxia, según las conclusiones a las que se ha llegado en un nuevo estudio, según observaciones del Telescopio Hubble.

Con unas dimensiones de 11.000 años-luz de largo y 2.500 años-luz de ancho, se encuentra a sólo 8.000 años-luz del disco de nuestra galaxia. Si pudiera ser vista en luz visible, se extendería en el cielo con un diámetro aparente 30 veces más grande que el tamaño de la Luna llena, en la dirección aproximada de la constelación del Águila. La nube, cuyo nombre deriva del de una astrónoma que la descubrió en 1963, contiene suficiente hidrógeno para formar al menos un millón de estrellas como el Sol.

Este diagrama muestra la trayectoria durante 100 millones de años de la Nube de Smith, trazando un arco fuera del plano de nuestra galaxia y después volviendo a caer a la Vía Láctea. Se muestran, de arriba a abajo, tres momentos de su ruta: hace 70 millones de años, hoy, y dentro de 30 millones de años. (Imagen: NASA/ESA/ A.Feild (STSCl))/ traducida para el «Kiosco»

Durante mucho tiempo, los astrónomos pensaron que la Nube de Smith podría ser una galaxia fallida y sin estrellas, o bien gas que caía hacia la Vía Láctea desde el espacio intergaláctico. Si una de estas opciones fuera la correcta, la nube contendría principalmente hidrógeno y helio, y ninguno de los elementos más pesados formados por las estrellas. Sin embargo, si proviniera del interior de la galaxia, contendría más de esos elementos pesados que se encuentran dentro de nuestro Sol.

Los miembros del equipo utilizaron el Hubble para medir la composición química de la nube de Smith por primera vez, a fin de determinar de dónde proviene. Observaron la luz ultravioleta de los núcleos brillantes de tres galaxias activas que se encuentran miles de millones de años-luz más allá de la nube, en distintas direcciones detrás de la nube. Utilizando el Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos del Hubble, midieron cómo la luz de esos núcleos galácticos activos se filtra a través de la nube.

En particular, los astrónomos intentaron detectar la presencia de azufre, un elemento que puede absorber la luz ultravioleta. El azufre es un buen indicador de la cantidad de elementos más pesados que pueden encontrarse en la nube.

Los astrónomos descubrieron que la nube de Smith es tan rica en azufre como el disco externo de la Vía Láctea, una región que se encuentra a unos 40.000 años-luz del centro de la galaxia, y a unos 15.000 años-luz de nuestro Sistema Solar. Esto significa que la Nube de Smith fue enriquecida por el material de las estrellas, lo cual no sucedería si tuviera hidrógeno puro proveniente del exterior de la galaxia o si fuera el remanente de una galaxia fallida sin estrellas. En cambio, la nube parece haber sido expulsada del interior de la Vía Láctea, y ahora está regresando a nuestra galaxia, atraída por su gravedad.

A pesar de que esto resuelve el misterio del origen de la nube de Smith, da lugar a nuevos interrogantes: ¿Cómo llegó la nube a su lugar actual? ¿Qué hecho catastrófico pudo haberla expulsado del disco de la Vía Láctea, y cómo permaneció intacta? ¿Podría ser una región de materia oscura que atravesó el disco y capturó gas de la Vía Láctea? Las respuestas podrían encontrarse en futuras investigaciones.

Algunos científicos creen que la nube está envuelta en un halo de materia oscura capaz de mantener su cohesión. Aunque la materia oscura no refleja, absorbe o emite luz, lo que la hace invisible a efectos prácticos, puede deducirse su existencia de sus efectos gravitatorios sobre el universo visible.

La nube es un ejemplo de cómo la galaxia cambia con el tiempo, según el Instituto Científico del Telescopio Espacial, que describe la Vía Láctea como un lugar burbujeante y sumamente activo, donde el gas puede ser expulsado desde una parte del disco y luego regresar a otra.

Nuestra galaxia recicla su gas mediante nubes, de las cuales la Nube de Smith es sólo un ejemplo, y formará estrellas en distintos lugares. Las mediciones de la nube de Smith realizadas por el Hubble nos ayudan a visualizar como de activos son los discos de las galaxias.

La investigación hecha por el equipo aparece en la edición de The Astrophysical Journal Letters del 1 de enero de 2016.

Fuente:
Space Telescope Science Institute (STScl) noticia de 22 enero 2016




Cuatro láseres sobre Cerro Paranal

El 26 de abril de 2016, el Observatorio Paranal de ESO (Chile) organizó un evento para conmemorar la primera luz de los cuatro láseres de gran alcance que forman una parte crucial de los sistemas de óptica adaptativa del Very Large Telescope de ESO.

Los asistentes disfrutaron de un espectacular despliegue de tecnología láser de vanguardia sobre el majestuoso cielo de Paranal. Se trata de las estrellas de guiado láser más potentes usadas para la astronomía y esta es la primera vez que se usan en ESO estrellas de guiado láser múltiples. El personal de ESO asistió al evento junto con representantes senior de las empresas que han fabricado los diferentes componentes del nuevo sistema.

La instalación de las cuatro estrellas de guiado láser (4LGSF, de “Four Laser Guide Star Facility”) dirige cuatro rayos láser de 22 vatios hacia el cielo para crear estrellas guía artificiales, haciendo que los átomos de sodio de las capas superiores de la atmósfera brillen, de manera que parecen verdaderas estrellas. Las estrellas artificiales permiten a los sistemas de óptica adaptativa compensar el efecto borroso causado por la atmósfera de la Tierra para que el telescopio pueda crear imágenes nítidas. Utilizando más de un láser, es posible mapear la turbulencia de la atmósfera con mayor detalle, mejorando significativamente la calidad de la imagen en un campo de visión más grande.

El 4LGSF es la segunda generación en lo que a instalaciones de estrellas de guiado láser se refiere. Ha sido construido por ESO para la Instalación de Óptica Adaptativa del telescopio UT4 del VLT. Se han adquirido en la industria privada dos de los elementos críticos con plazo de entrega prolongado del 4LGSF, como son el sistema de láser y el ensamblaje de tubo óptico para el sistema de la fuente de láser del telescopio. La tecnología de láser de fibra con efecto Raman, en la que se basa el sistema de láser de 4LGSF, ha sido desarrollada en ESO y, posteriormente, patentada y licenciada para su uso industrial.

La instalación 4LGSF es un ejemplo de cómo ESO facilita que la industria europea lidere complejos proyectos de investigación y desarrollo. El láser de fibra utilizado por la 4LGSF es también una de las transferencias de tecnología más exitosas de ESO hacia la industria.

TOPTICA, el principal contratista alemán, fue responsable del sistema de láseres y proporcionó el oscilador, el doblador de frecuencia y el software de control de sistema. Este proyecto ha permitido a TOPTICA extender sus productos a una nueva longitud de onda y a un nuevo régimen de potencia de salida. Ahora produce el SodiumStar 20/2, reconocido en todo el mundo como un elemento casi-estándar, tanto para telescopios ya construidos como para proyectos futuros de telescopio. Por ejemplo, todos los proyectos de telescopios de la próxima generación de telescopios extremadamente grandes utilizan el láser de SodiumStar como referencia estándar. Durante los siete años de colaboración con ESO la empresa ha crecido de 80 personas a más de 200 a día de hoy.

La empresa MPBC, de Canadá, proporcionó las bombas de láser de fibra y los amplificadores Raman, que se basan en una licencia de patente de ESO. La colaboración de MPBC con ESO también ha generado un beneficio adicional en forma de una filial con una línea de productos de amplificación de frecuencia única en prácticamente cualquier longitud de onda, fomentando aplicaciones novedosas tanto para la comunidad de la investigación científica como para la comercial.

La empresa TNO, de los Países Bajos, fabricó los ensamblajes de tubo óptico, que amplían los rayos láser y los dirigen hacia el cielo. Los desarrollos de TNO también implicaron la contribución de muchos proveedores de los Países Bajos (Vernooy, Vacutech, Rovasta, Schott Benelux, Maxon Motor Benelux, IPS technology, Sensordata y WestEnd) y otras compañías internacionales (RMI, Qioptiq, Laser Components, Carl Zeiss, GLP, Faes, Farnell, Eriks y Pfeiffer). Los conocimientos y tecnologías desarrollados gracias al trabajo conjunto con ESO, han beneficiado a los socios holandeses y europeos de TNO en campos como la astronomía, las comunicaciones, la fabricación de semiconductores, los dispositivos médicos, la ciencia espacial y la observación de la Tierra.

La instalación 4LGSF forma parte de la Instalación de Óptica Adaptativa de la Unidad número 4 del telescopio VLT, diseñado específicamente para proporcionar cuatro estrellas de guiado láser a los sistemas de óptica adaptativa GALACSI/MUSE y GRAAL/HAWK-I. Con esta nueva instalación, el Observatorio Paranal no sólo tiene el mayor número de sistemas de óptica adaptativa operativos, sino que sigue contando con los sistemas de óptica adaptativa más avanzados.

Los láseres de 4LGSF, desarrollados por ESO junto con la industria privada, ya han sido adquiridos, entre otros, por el Observatorio Keck (que contribuyó con el coste del desarrollo industrial del láser junto con la Comisión Europea) y el Telescopio Subaru. En el futuro, estos láseres industriales también estarán en los telescopios del Observatorio Gemini y serán la opción preferida por varios observatorios y proyectos de telescopios extremadamente grandes.

Las nuevas técnicas desarrolladas para la instalación de las cuatro estrellas de guiado láser allanan el camino para el sistema de óptica adaptativa del E-ELT (European Extremely Large Telescope), el ojo más grande del mundo para mirar el cielo.

Fuente:
Comunicado institucional de ESO: eso1613es, 27 de Abril de 2016




Otras galaxias también tienen estrellas similares a Eta Carinae
Los telescopios espaciales Spitzer y Hubble encuentran «gemelas» de esta violenta estrella en otras galaxias. Eta Carinae, el sistema estelar más luminoso y masivo en 10.000 años-luz, es mejor conocido por una enorme erupción a mediados del siglo XIX que lanzó al menos 10 veces masa del Sol en el espacio. Esa nube de gas y polvo en expansión que todavía envuelve a Eta Carinae es el único objeto conocido de su clase en nuestra galaxia. Ahora un estudio, usando datos de archivo de Spitzer y Hubble, ha encontrado cinco objetos con propiedades similares en otras galaxias por primera vez.

Las estrellas más masivas son muy escasas, pero tienen un tremendo impacto en la evolución química y física de su galaxia anfitriona, según el equipo investigador. Estas estrellas producen y distribuyen grandes cantidades de los elementos químicos esenciales para la vida y eventualmente explotan como supernovas.

La gran erupción de ETA Carinae en la década de 1840 creó la nebulosa «Homúnculo», reflejada aquí por Hubble, transformando ese sistema binario en algo único en nuestra galaxia. Los astrónomos aún no pueden explicar qué causó esta erupción. El descubrimiento de estrellas gemelas de Eta Carinae en otras galaxias ayudará a los científicos a entender mejor esta breve fase en la vida de una estrella masiva. Fuente: NASA, ESA y el Hubble SM4 ERO Team.

Situada cerca de 7.500 años-luz de distancia en la constelación meridional de Carina, Eta Carinae brilla 5 millones de veces más que nuestro Sol. El sistema binario consta de dos estrellas en una apretada órbita de 5,5 años de periodo. Los astrónomos estiman que la estrella más masiva tiene cerca de 90 veces la masa del Sol, mientras que la más pequeña compañera puede exceder de 30 masas solares.

Como uno de los laboratorios más cercanos para el estudio de estrellas de alta masa, Eta Carinae ha sido un referente astronómico único desde su erupción en la década de 1840. Para entender por qué se produjo la erupción y cómo se relaciona la evolución de estrellas masivas, los astrónomos necesitan más ejemplos. Captar estrellas excepcionales durante la corta duración de su gran estallido es como encontrar una aguja en un pajar. Nada parecido a Eta Carinae se habían encontrado antes de este estudio.

Se creía que debía haber otros, pero había que saber qué buscar y ser suficientemente persistentes. Trabajando con Christopher Kochanek en el estado de Ohio, Scott Adams y George Sonneborn en Goddard, Khan, el investigador principal desarrolló una especie de huella digital óptica e infrarroja para identificar posibles gemelas de Eta Carinae o «Gemelas de Eta» para abreviar.

El polvo se forma en el gas eyectado por una estrella masiva. Este polvo atenúa la luz ultravioleta y visible de la estrella, pero absorbe y reemite esta energía como calor en longitudes de onda más largas de los infrarrojos medios. Spitzer capta un brillo en aumento constante a partir de unas 3 micras y un máximo de entre 8 y 24 micras. Mediante la comparación de esta emisión, con la disminución de la luz que vemos en las imágenes ópticas de Hubble, podemos determinar cuánto polvo había presente y compararlo con la cantidad que vemos alrededor de Eta Carinae.

Un estudio inicial de siete galaxias desde 2012 a 2014, no encontró ninguna gemela de Eta, subrayando su rareza. Pero, sin embargo, pudo identificar una clase de estrellas menos luminosas y menos masivas de interés científico, demostrando que la búsqueda era lo suficientemente sensible para encontrar Eta Carinae si esas estrellas hubieran estado presentes.

La cercana galaxia espiral M83 es actualmente la única conocida que aloja dos posibles gemelas de Eta Carinae. Esta composición de imágenes de la Cámara de Gran Campo 3, del telescopio espacial Hubble, muestra una galaxia con multitud de estrellas recién formadas. Una alta tasa de formación estelar aumenta las posibilidades de encontrar estrellas masivas que hayan sufrido recientemente una explosión de tipo Eta Carinae. Abajo: detalles de zoom en los datos de Hubble para mostrar las ubicaciones de las gemelas de Eta en M83. Fuente: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScl/AURA) y R. Khan (GSFC y ORAU)

En un segundo muestreo en el año 2015, el equipo encontró dos candidatas a gemelas de Eta en la galaxia M83, situada a 15 millones años-luz de distancia y una en NGC 6946, M101 y M51, ubicadas entre 18 y 26 millones años-luz de distancia. Estos cinco objetos imitan las propiedades ópticas y de infrarrojos de Eta Carinae, indicando que es muy probable que cada una contenga una estrella de alta masa envuelta en 5 a 10 masas solares de gas y polvo. Estudios adicionales permitirán a los astrónomos determinar sus propiedades físicas con más precisión. Los resultados fueron publicados en la edición del 20 de diciembre de 2015 de Astrophysical Journal Letters.

Los investigadores encontraron cinco probables gemelas de Eta en cuatro galaxias comparando el brillo infrarrojo y óptico de la fuente de cada candidata. Imágenes infrarrojas del telescopio espacial Spitzer de la NASA revelaron la presencia de polvo caliente alrededor de las estrellas. Comparando esta información con el brillo de cada fuente en longitudes de onda ópticas y de infrarrojo cercano, medido por instrumentos del Hubble, el equipo pudo identificar objetos similares a Eta Carinae. Arriba: imágenes de 3,6 micras de las candidatas gemelas de Eta con el instrumento IRAC de Spitzer. Abajo: imágenes de 800 nanómetros de las mismas fuentes de diversos instrumentos del Hubble. Fuente: NASA, ESA y R. Khan (GSFC y ORAU)

El telescopio espacial de la NASA James Webb, previsto para ser lanzado a finales de 2018, lleva un instrumento ideal para el estudio adicional de estas estrellas. El instrumento de infrarrojo medio (MIRI) tiene 10 veces más resolución angular que los instrumentos a bordo de Spitzer y es más sensible a las longitudes de onda en las que las gemelas de Eta brillan más. Combinado con el espejo primario más grande de Webb, MIRI permitirá a los astrónomos estudiar mejor estos laboratorios estelares raros y encontrar fuentes adicionales de esta fascinante etapa de la evolución estelar.

Fuente:
Noticia de NASA-JPL-Goddard Space Flight Center, 6 enero 2016




El Ojo del Huracán en Saturno

Tormentas en el polo sur de Saturno. Fuente: NASA/JPL/Space Science Institute

En el polo sur de Saturno se encuentra un vórtice de proporciones descomunales. El «ojo» oscuro de esta figura alcanza unos 8.000 km de ancho, aproximadamente dos tercios del diámetro de la Tierra.

Esta imagen ofrece una resolución diez veces mayor que cualquiera de las fotografías tomadas hasta el momento del vórtice polar, con un nivel de detalle del interior del ojo que hasta ahora no había sido posible observar. Las imágenes anteriores mostraban cúmulos de nubes alrededor de los márgenes de este vórtice, pero se creía que el aire en el interior era en su mayor parte transparente. Por el contrario, aquí se nos revelan multitud de características.

Las nubes se producen por convección: los gases calientes ascienden en la atmósfera de Saturno. A medida que suben a capas más altas y, por lo tanto, más frías de la atmósfera, los gases se condensan y adoptan forma de nubes. En la posición de las diez de nuestra imagen, una corriente de gas ascendente ha creado su propio vórtice, más pequeño, en el interior del de mayor tamaño.

Se trata de una imagen compuesta y ajustada a partir de dos fotografías tomadas por Cassini el 14 de julio de 2008. De hecho, la nave capturó esta imagen desde un ángulo oblicuo, a unos 56° por debajo del plano de los anillos de Saturno, lejos de la vista que se obtendría directamente sobre el polo sur. A pesar de encontrarse a unos 392.000 km del planeta, la cámara de Cassini fue capaz de alcanzar una resolución de 2 km por pixel.

Los imponentes anillos de nubes que forman la pared del ojo son una característica conocida en los huracanes de la Tierra. Al igual que en sus homólogos terrestres, el ojo de esta tormenta está compuesto por gas más caliente que el que lo circunda. No obstante, mientras que los huracanes se alimentan de agua caliente y se desplazan por la superficie de nuestro planeta, este vórtice carece de océano líquido en su base, por lo que permanece inmóvil en el polo sur de Saturno.

Los vórtices giratorios forman parte de la circulación general de las atmósferas de los cuatro planetas gigantes exteriores y Cassini ha detectado varios vórtices móviles atravesando las nubes de Saturno a otras latitudes. Aunque, de manera informal, a los vórtices se les suele llamar tormentas, los científicos generalmente restringen este término a las breves y brillantes ráfagas de convección que atraviesan las nubes, a menudo acompañadas de rayos.

Además de su belleza, este vórtice ofrece a los astrónomos una forma de estudiar a fondo la atmósfera del planeta.

Fuente:
Noticia de ESA «Space in Images», 10 mayo 2016




Última hora: Nuevo cuasi-satélite de la Tierra descubierto
Cuando ya teníamos la edición cerrada, ha saltado la noticia de que se había descubierto un nuevo cuasi satélite de la Tierra.

Hasta ahora son 9: 3753 Cruithne, descubierto en 1986, 2002 AA29, 2003 YN107, 2004 GU9, 2006 FV35, 2010 SO16, 2013 LX28, 2014 OL339,y el actual 2016 HO3 . Se calcula que todos ellos permanecerán en estado de cuasi-satélites durante miles de años o incluso más tiempo.

El anterior, denominado 2014 OL339, había sido descubierto desde el Telescopio Isaac Newton (INT), situado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma), dentro del programa EURONEAR (European Near Earth Asteroid Research), puesto en marcha en 2006 con el objetivo de estudiar los asteroides próximos a la Tierra y, en particular, los potencialmente peligrosos, aquellos que cruzan la órbita de la Tierra y, por tanto, existe cierto riesgo de que colisionen con él.

Este último objeto, el noveno, fue descubierto por el telescopio de rastreos Pan-STARRS, desde Hawai el 27 de abril y fue llamado 2016 HO3 y la NASA ya está pensando que ese asteroide es perfecto para su misión tripulada a un asteroide, por estar a sólo 65 días de vuelo desde la Tierra.

Lo que hace 2016 HO3 especial es que tiene una órbita que lo hace casi un satélite de la Tierra. Tiene entre 30 y 130 metros y una magnitud aparente de 17. A pesar de su escaso brillo pudo ser fotografiado el mismo 27 de abril por un aficionado la BAA británica (British Astronomical Association), y confirmado la noche posterior. Los datos de Pan-STARRS de 2012, 2013, 2014 y 2015 permitieron calcular la órbita.

Su órbita está determinada por el Sol, pero con una pequeña contribución de la Tierra que ocasiona un ciclo de libración similar a las órbitas de los Troyanos de Júpiter.

Gráfico de las posiciones relativas a la Tierra desde 1960 hasta 2020, mostrando el ciclo de libración a un lado y a otro. Fuente: JPL/ Paul Chodas

Su distancia a la Tierra varía entre 16 y 45 millones de km, en órbita anual síncrona con la Tierra alrededor del Sol. Por eso, el asteroide se encuentra siempre en la misma zona del cielo, describiéndola figura de un «8» sobre las constelaciones de Boyero, Lebreles, Osa Mayor, Leo, Sextante, Hydra, Centauro, Cráter, Cuervo y otras (ver gráfico en la siguiente referencia de BAA).

Fuente:
noticia de British Astronomical Association, 18 mayo 2016

Parámetros del asteroide:
Página de NASA/JPL/NEO



Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.