profetacuentalabiblia.blogspot.com presenta
El telescopio Kepler encuentra 1.235 nuevos candidatos a planetas extrasolares
Nueva técnica de estrella artificial en el Gemini
Paso muy cercano de un asteroide
Unos estudiantes encuentran un extraño caso de púlsar reciclado
El cúmulo de galaxias más lejano observado
El agujero negro más masivo cercano: 6.600 millones de soles, en M87
La esa estudia el futuro y el pasado de la galaxia de Andrómeda
El mayor corrimiento al rojo en una galaxia: z=10
Estrellas pulsantes
Formación de un disco planetario
Actualidad astronómica: el kiosco del astrónomo
Juan Antonio Bernedo nos envía otra vez un artículo con la actualidad astronómica de los últimos tres meses.
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Éste va a ser un “Kiosco” de records astronómicos, aunque la verdad es que cada vez van cayendo records más rápidamente. En el Kiosco anterior hablábamos del descubrimiento del corrimiento al rojo más alto, que era de z=8, y en esta edición recogemos el hallazgo de un objeto de z=10.
Otros records que recogemos: el agujero negro más grande en nuestro vecindario, el asteroide que ha pasado más cerca de la Tierra, el cúmulo de galaxias más lejano observado, el púlsar más raro, o el record de descubrimientos de planetas extrasolares por el telescopio espacial Kepler.
Otros records que recogemos: el agujero negro más grande en nuestro vecindario, el asteroide que ha pasado más cerca de la Tierra, el cúmulo de galaxias más lejano observado, el púlsar más raro, o el record de descubrimientos de planetas extrasolares por el telescopio espacial Kepler.
Recogemos también aquí, en resumen, el lanzamiento nº 200 de Ariane. En esta ocasión se envió hacia la Estación Espacial Internacional (ISS) un vehículo de transferencia automatizado o ATV (Automated Transfer Vehicle), una clase de nave espacial robótica que tiene las funciones de abastecimiento, la retirada de residuos y la impulsión para elevar periódicamente la ISS. No lleva tripulantes. El vehículo pertenece a la ESA (Agencia Espacial Europea) y es fabricado por 38 compañías, siendo el principal contratista EADS. Está prevista la fabricación de hasta 5 unidades ATV, dependiendo del tiempo de vida operacional de la ISS.
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El primer lanzamiento de este tipo de naves fue del vehículo ATV-001, llamado Julio Verne en honor del escritor francés y se realizó el día 9 de marzo de 2008. Se acopló con éxito a la ISS el 4 de abril siguiente (después de realizar diversas demostraciones de los sistemas de navegación y seguridad) y se desacopló el 9 de septiembre, desintegrándose en la atmósfera terrestre el 29 de septiembre.
Esta es la segunda de estas naves, que ha sido bautizada como ATV-002 Johannes Kepler en honor del matemático y astrónomo alemán del siglo XVII. Fue lanzada el 15 de febrero de 2011.
Mientras todo esto sucede, se empiezan a oir críticas de que en la ISS hay mucho ir y venir de astronautas, científicos y naves, pero poca producción científica seria y pocos descubrimientos de importancia a bordo del Columbus, el módulo europeo de investigación. Al parecer, tanto trasiego está afectando a las condiciones de microgravedad y hay quien ya dice que la ISS está contaminada por “ruido gravitatorio”, y que, a pesar de su gravedad de 1/10.000 veces la terrestre, las condiciones ya no son buenas para, por ejemplo, el crecimiento de cristales en microgravedad. Se empiezan a escuchar voces que claman por un retorno a las naves no tripuladas para experimentos de microgravedad y prescindir del gigantesco gasto de la ISS.
El telescopio Kepler encuentra 1.235 nuevos candidatos a planetas extrasolares
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La NASA ha anunciado la detección de 1.235 nuevos candidatos a planetas extrasolares, entre ellos 6 que pertenecen a un mismo sistema solar y otros 5 planetas que son de tamaño similar a la Tierra y que se encuentran en la zona de habitabilidad de sus respectivas estrellas, por lo que se les ha llamado “Tierras extrasolares”
Éste es el resultado de los primeros cuatro meses de observaciones del telescopio espacial Kepler, que fue lanzado por la NASA desde Cabo Cañaveral el 7 de marzo de 2009, con el objetivo especial de localizar planetas similares a nuestra Tierra. Equipado con un espejo de casi un metro de diámetro, cuenta con 42 cámaras digitales de dos megapíxeles, con los que el telescopio observa de manera continuada una región de unos 10º x 10º en las constelaciones del Cisne y la Lira.
Hasta ahora, la mayor parte de los 520 exoplanetas descubiertos se han encontrado indirectamente, por los movimientos que inducen gravitatoriamente en sus respectivas estrellas, lo que se llama “método de la velocidad radial”.
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Ahora, con un método distinto y más complicado de llevar a cabo, las observaciones del Kepler intentan detectar las pequeñísimas variaciones de brillo que se producen en las estrellas cuando sus planetas pasan “en tránsito” ante ellas. La cantidad de información recogida continuamente por estos 84 megapixels es tan enorme que el equipo científico del Kepler decidió filtrar los datos recogidos de su entorno y seleccionar tan sólo las 156.000 estrellas más interesantes del campo de visión. De esta manera, la información que ha de ser tratada y enviada a la Tierra queda reducida a un 5 % del total.
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Entre todos esos datos, se han podido apreciar variaciones de brillo en 1.235 estrellas, y se estima que, al menos el 90% de esas candidatas serán confirmadas como estrellas con planetas, mediante observaciones adicionales realizadas desde Tierra. De entre ese millar, hay 288 que son supertierras, 662 tienen el tamaño de Neptuno, 165 son como Júpiter y 19 mayores. Pero los más interesantes son 68 que tienen un tamaño similar a la Tierra, y 54 que se encuentran en las zonas habitables en torno a sus respectivas estrellas. Curiosamente hay 5 planetas que pertenecen simultáneamente a ambos grupos. Estos 5 candidatos podrían ser auténticas “Tierras extrasolares”.
Por otro lado, entre la lista de estrellas con planetas candidatos presentada hay 170 con indicios de sistemas planetarios, es decir más de un cuerpo en órbita. Cuando tenemos en cuenta que la técnica de detección del Kepler, mediante tránsitos, sólo permite detectar aquellos planetas que se encuentran en la línea de visión desde el telescopio a sus estrellas madre, concluimos que la proporción de sistemas múltiples debe ser altísima. De ellos, hay 115 sistemas con al menos dos planetas, 45 sistemas son por lo menos triples, 8 cuádruples, uno quíntuple y otro séxtuple (Kepler-11).
Kepler-11 es una estrella parecida al Sol, situada a unos 2.000 años-luz de la Tierra. Alrededor de ese astro se ha descubierto un sistema solar con seis planetas, cinco de ellos pequeños. Los astrónomos han podido determinar sus órbitas y sus masas, sus períodos orbitales, sus propiedades dinámicas, sus posiciones en un plano alrededor del astro e incluso deducir su composición. A estos planetas, según la notación habitual se les llama: Kepler-b, Kepler-c, Kepler-d, Kepler-e, Kepler-f y Kepler-g. Este último es el más grande y los otros cinco deben estar compuestos de elementos más pesados que el helio.
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Los cinco planetas pequeños de Kepler-11 tienen periodos orbitales muy cortos, dando una vuelta completa alrededor de su astro en menos de 50 días (10 días la órbita más corta y 47 la más larga) y están en una configuración muy compacta, todos ellos con órbitas menores que la de Mercurio si se comparan con nuestro sistema solar.
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Por su masa, los cinco pequeños planetas de Kepler-11 se sitúan entre 2,3 y 13,5 veces la masa terrestre y el sexto, que tarda 118 días en completar una vuelta alrededor de la estrella, tiene una masa superior a las 300 veces la de la Tierra. Por su radio, el más pequeño es casi el doble del terrestre y el mayor, 4,5 veces.
Los más masivos de los seis planetas parecen ser como nuestros Neptuno y Urano, pero los tres menores son diferentes de cualquier cuerpo de nuestro Sistema Solar. La cantidad de brillo de la estrella, que se reduce durante el tránsito del planeta, informa a los científicos acerca de su radio, y el tiempo que transcurre entre un tránsito y otro indica cual es el periodo orbital. Las masas de los diferentes cuerpos se deducen de los ligeros efectos gravitatorios generados en el sistema. A partir del radio y la masa, los científicos estiman la composición de estos cuerpos. Los seis planetas de este sistema tienen densidades inferiores a la terrestre.
Parece que los dos más internos (los más cercanos a la estrella) pueden estar compuestos sobre todo de agua helada, quizá con una leve capa gaseosa de hidrógeno y helio, como “minineptunos”. Los otros tienen densidades inferiores al agua, lo que parece indicar atmósferas de hidrógeno-helio”. Esto es sorprendente, dicen los científicos, porque esos planetas deberán ser muy calientes dada su proximidad al astro y, a mayor temperatura, mayor gravedad es necesaria para conservar la atmósfera.
Los astrónomos aún están trabajando en el asunto, pero dicen que tal vez esos cuerpos tenían atmósferas más masivas y que lo que se observa ahora es sólo el resto, en unos casos, mientras que en los planetas más cercanos a la estrella se ha perdido ya casi por completo. De cualquier manera, es difícil explicar cómo esos planetas se pudieron formar todos tan cerca de la estrella, y quizá lo más probable es que nacieran más lejos de ella, al menos algunos, y luego migraron más cerca.
Otro resultado interesante de la investigación es que los seis planetas de Kepler-11 están en el mismo plano, con sólo ligeras inclinaciones respecto al mismo, como los planetas del Sistema Solar, lo que refuerza la teoría de que los sistemas planetarios, incluido el nuestro, se forman en discos planos de gas y polvo que giran alrededor de su estrella.
Hasta ahora, desde que se descubrió el primero alrededor de 51 Pegasi en 1995, se han confirmado más de 520 planetas extrapolares y la velocidad de estos descubrimientos se va acelerando.
Si el Kepler ha encontrado en sólo unos meses más de 1.200 candidatos a planetas, (muchos más que todos los que se han encontrado hasta ahora) en 1/400 del cielo, parece razonable suponer que hay incontables planetas en órbita de estrellas como nuestro Sol en la galaxia.
Además de la restricción que supone que el Kepler está detectando solamente los planetas bien alineados con sus estrellas respecto a nosotros, hay que destacar que las observaciones están restringidas a una superficie que representa tan sólo las 2,5 milésimas partes de la bóveda celeste. Cuando consideramos todos estos parámetros, es fácil deducir que el número de planetas extrasolares detectables en nuestro entorno galáctico podría superar ampliamente el millón.
Está previsto que el Kepler siga funcionando hasta noviembre de 2012. En los próximos años, el telescopio permitirá encontrar planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable de otras estrellas y se desarrollarán futuras misiones para estudiar la composición de sus atmósferas y determinar si son compatibles con la presencia de vida.
De notas de prensa de NASA y declaraciones de prensa de Rafael Bachiller director del Observatorio Astronómico Nacional (Instituto Geográfico Nacional) entre el 1 y el 7 de febrero de 2011
De notas de prensa de NASA y declaraciones de prensa de Rafael Bachiller director del Observatorio Astronómico Nacional (Instituto Geográfico Nacional) entre el 1 y el 7 de febrero de 2011
Más información: NASA.
Nueva técnica de estrella artificial en el Gemini
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Un paso más en la mejora del “seeing” de los telescopios terrestres lo ha dado el nuevo sistema de óptica adaptativa aplicado al telescopio Gémini-Sur en Chile. Después de 10 años de desarrollo y actualmente en pruebas, se ha desarrollado un láser de 50 vatios para crear un conjunto de cinco estrellas artificiales en la alta atmósfera. Servirán como estrellas-guía para los sistemas de óptica adaptativa que corrigen la turbulencia atmosférica y mejoran el “seeing”.
Este sistema de la estrella virtual ya se ha utilizado anteriormente y actualmente hay dos telescopios que utilizan estrellas-guía múltiples: en 2007, el VLT del ESO ensayó un sistema que utiliza estrellas guía reales, pero su uso está limitado por la escasez de campos estelares adecuados. El mismo año, el Observatorio MMT en Arizona probó un sistema que usaba un potente rayo láser verde para producir estrellas artificiales usando la dispersión Rayleigh en la baja atmósfera. Su telescopio gemelo, el Gemini-Norte usa una estrella virtual única, creada por un láser de 14W que comenzó a utilizarse en 2005.
Estos sistemas permitirán obtener imágenes mucho más nítidas de galaxias, para un estudio que tendrá lugar a partir de 2012 sobre distintos temas, desde evolución estelar a dinámica de galaxias lejanas. Se utilizará principalmente en el infrarrojo cercano para producir imágenes y espectros que antes no podían observarse a ese nivel de detalle debido a las turbulencias atmosféricas.
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El sistema de óptica adaptativa funciona mediante el muestreo de las turbulencias atmosféricas deducidas mediante la observación de las estrellas virtuales creadas con láser. Analizando la imagen recibida se calcula un modelo 3D de la distorsión atmosférica y se actúa sobre unos espejos deformables para anular esa distorsión con un tiempo de reacción de una milésima de segundo.
Estas experiencias sentarán las bases para el desarrollo de la siguiente generación de grandes telescopios terrestres de 30 metros de diámetro o mayores, que contarán con óptica adaptativa imprescindible para la gran amplitud del haz de luz que recolectan.
Fuente: Sky And Telescope, 1 de febrero de 2011 y página web del Obserrvatorio Gemini-Sur
Paso muy cercano de un asteroide
El 4 de febrero de 2011 se acercó a la Tierra un pequeño asteroide, 2011 CQ1, de entre 2 y 3 metros de diámetro, que llegó a estar a sólo 5.480km de la superficie de nuestro planeta, sobre Sudamérica. No se acercó tanto como para chocar contra la Tierra, pero se internó mucho dentro del “Cinturón Clarke” de satélites geosíncronos: MUY CERCA.
Cuando se produjo su descubrimiento, el objeto se encontraba ya bastante cerca de la Tierra, a sólo 11.855 km, y su detección es producto de la exhaustiva búsqueda de estos objetos por parte de distintos proyectos. Éste fue descubierto por R. A. Kowalski, del proyecto “Catalina Sky Survey” con una CCD + Schmidt de 0.68m. El objeto se movía a unos 6”/minuto y tenía magnitud 19. Unas horas después se pudo seguir su avance mediante acceso remoto al telescopio reflector de 0.35m f/3.8 reflector + CCD del Observatorio “Tzec Maun” en Nuevo Mexico. En el momento de la toma de imágenes, el 4 de febrero, “2011 CQ1″ se estaba moviendo a 23″/minuto y su magnitud era de 18.
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Según una nota de prensa de la NASA/JPL del día siguiente, 5 de febrero, 2011 CQ1 es, hasta ahora, el objeto que se acercó más a la Tierra sin impactar, aproximándose hasta sólo 5.480 km de la superficie (0,85 radios terrestres) sobre una zona del Pacífico.
Antes de su aproximación, este objeto tenía una órbita de clase Apollo, con su mayor parte exterior a la órbita de la Tierra. Después de su acercamiento, la atracción gravitatoria de la Tierra ha modificado su órbita que ahora es de tipo Atenas, casi toda dentro de la órbita terrestre.
En la página de la NASA hay también un gráfico que explica el cambio de dirección de su órbita, de unos 60º: http://neo.jpl.nasa.gov/images/2011cq1.gif
Fuentes:
Nota de prensa de NASA, de 5 de Febrero de 2011 e información de:
Remanzacco .
Afamweb
UAI.
Nota de prensa de NASA, de 5 de Febrero de 2011 e información de:
Remanzacco .
Afamweb
UAI.
Unos estudiantes encuentran un extraño caso de púlsar reciclado
Un radio-púlsar, con un giro de 30 veces por segundo fue descubierto en la zona de Ophiuco por dos estudiantes de secundaria inscritos en un proyecto de colaboración de Investigación de Púlsares del Observatorio Radioastronómico Nacional (NRAO) estadounidense en la Universidad de West Virginia. Un día más tarde fue descubierto independientemente por otra estudiante de Kentucky. El descubrimiento fue comprobado por el director del proyecto en el NRAO y se hizo otra observación de comprobación en el Green Bank Telescope (GBT) en el condado de Pocahontas, West Virginia, a la que asistieron los alumnos.
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Este objeto puede ser de un tipo especial de púlsar, conocido como “reciclado”. Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación, que emiten ondas de radio o de luz mientras giran y pueden observarse como fuentes pulsantes de luz o radio. El púlsar es el resto de la explosión de una estrella masiva al final de su vida normal. Cuando ya no queda combustible para la fusión nuclear en la estrella, su materia colapsa debido a la gravedad que ya no es compensada por la presión. Al final de ese colapso se alcanzan grandes presiones y densidades, de tal forma que se comprimen protones y electrones para producir neutrones, con densidades de hasta 10 millones de toneladas por centímetro cúbico.
En este caso, el giro es muy rápido (30 vueltas por segundo) e implica que, o bien el púlsar se ha formado recientemente, o que es un púlsar muy antiguo reciclado. En este caso se ha descubierto que el púlsar pertenecía a un sistema doble. La materia de la compañera fue cayendo hacia el púlsar acelerando su giro (reciclándolo). Su compañera podría también haber sido masiva y haber explotado.
El proyecto de investigación sobre estos púlsares se lleva a cabo por estudiantes y alumnos del proyecto conjuntamente, con datos obtenidos en unas 300 horas de observación del telescopio GBT, que son suministrados a unos 170 estudiantes divididos en equipos. Los estudiantes son entrenados por astrónomos y por sus profesores, para distinguir entre los púlsares y el ruido de fondo. Para llegar a este único caso hasta ahora, los estudiantes han analizado miles de conjuntos de datos; por ejemplo, Casey Thompson, (la que aparece en la pantalla del ordenador, en la imagen) que lleva tres años en el proyecto, ha analizado 30.000 conjuntos de datos.
Además de éste, otros dos objetos han sido descubiertos ya por los estudiantes: un púlsar que gira cada cuatro segundos y un púlsar temporal de alta rotación que se cree que es un púlsar que solo emite en determinados estallidos. El proyecto continuará todavía durante todo 2011.
Fuente: nota de prensa de NRAO, Radio Astronomy 2 de febrero de 2011
Más información: NRAO.
Más información: NRAO.
El cúmulo de galaxias más lejano observado
Los objetos más grandes en el Universo, que constituyen conjuntos ligados por la gravedad, son los grandes Cúmulos de Galaxias. El más cercano es el supercúmulo de Virgo, que tiene su centro a unos 50 millones de años-luz y en cuya periferia vivimos. Su parte central contiene un millar de grandes galaxias con una masa total de 1.000 billones de masas solares en forma de gas, polvo, estrellas, agujeros negros y especialmente materia oscura, cuyo aporte a esa masa es más del 80% del total.
A medida que nos alejamos, vemos más y más de esos cúmulos, conjuntos, filamentos y muros de galaxias que los interconectan formando la estructura esponjosa del Universo. Pero en el pasado remoto, justo después del Big-Bang, el Universo no era así, sino algo más difuso y desestructurado.
Poco a poco se empezó a agregar la materia en pequeños nódulos que crecieron hasta formar grandes galaxias, pero no sabemos todavía cuándo se empezaron a unir las galaxias para formar los cúmulos.
Poco a poco se empezó a agregar la materia en pequeños nódulos que crecieron hasta formar grandes galaxias, pero no sabemos todavía cuándo se empezaron a unir las galaxias para formar los cúmulos.
Para investigar esto, un equipo de astrónomos de Caltech ha utilizado telescopios espaciales y terrestres en distintas longitudes de onda y encontró, y estudió, un pequeño grupo de galaxias ligadas gravitacionalmente, tan lejano que parecía pertenecer a la época en que el Universo tenía sólo 1.100 millones de años, con un corrimiento al rojo de z=5,3. Es decir, se estaba observando un objeto tal como era hace 12.600 millones de años. El record anterior de corrimiento al rojo, era entre 4 y 5.
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El cúmulo, llamado COSMOS-AzTEC3, situado en la constelación del Sextante contiene 11 galaxias visibles, todas más pequeñas que la Vía Láctea, y en un proceso de violenta formación estelar. Una de ellas alberga un agujero negro cuya masa se estima en 30 millones de masas solares.
Parece probable que después de ese momento en el que estamos viendo su imagen pasada, las galaxias se aproximaran y formaran una galaxia parecida a la nuestra. Dada la gran actividad que se aprecia en ellas, las mini-galaxias se tendrían que haber formado cientos de miles de millones de años antes.
Si se encuentran distintos cúmulos de este tipo en distintos estados evolutivos, se podrá reconstruir la evolución completa de esas pequeñas galaxias y explicar cómo se agrupan jerárquicamente en estructuras mayores hasta los cúmulos gigantes, muros de galaxias y filamentos del Universo.
El equipo descubrió este objeto utilizando dos distintos telescopios y frecuencias de observación: el Chandra X-ray Observatory de la NASA y el submilimétrico James Clerk Maxwell instalado en Hawai, de Reino Unido. Luego, para medir los corrimientos al rojo de los componentes débiles del grupo utilizaron el Telescopio Espacial Hubble y el Subaru japonés, también en Hawai. Por último usaron el telescopio de 10 metros Keck en Hawai para confirmar que todas las galaxias estaban ligadas gravitacionalmente en un cúmulo único. También contribuyeron con datos importantes el telescopio espacial infrarrojo Spitzer de la NASA y varios radiotelescopios terrestres. Un conjunto completo de observaciones desde rayos X hasta ondas milimétricas.
El nombre de COSMOS-AzTEC3 viene de COSMOS (Cosmic Evolution Survey) del que se tomó la imagen profunda del área del cielo en la que se encontró. AzTEC es la cámara de ondas milimétricas que se usaron en el telescopio James Clerk Maxwell.
Publicado en Nature-Letters el 10 de febrero 2011 (Nature 470, 233–235)
El agujero negro más masivo cercano: 6.600 millones de soles, en M87
El agujero negro más masivo encontrado en nuestra vecindad cósmica, en la galaxia elíptica gigante M87, tiene una masa de 6.600 millones de masas solares. Utilizando el telescopio Gémini-Norte de 8 metros, en Hawai un equipo de la universidad de Austin, Texas, ha estudiado las velocidades de las estrellas de esa galaxia, alrededor del centro de M87. También ha usado otros telescopios menores para estudiar el “halo oscuro” de la galaxia.
Se llama “halo oscuro” a la zona llena de materia oscura que rodea a la galaxia, que no es detectable, pero que muestra sus efectos gravitatorios sobre otros objetos.
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Así, teniendo en cuenta todos los componentes de la galaxia (regiones centrales, regiones externas, halo oscuro, agujero negro y estrellas) se puede calibrar el agujero negro perfectamente. Esa calibración tan precisa es fundamental para poder medir los agujeros negros de otras galaxias más lejanas.
Para el estudio se usó en el telescopio Gemini el Espectrógrafo de Campo de Infrarrojo Cercano para medir la velocidad de las estrellas en órbita alrededor del agujero negro. Se utilizó óptica adaptativa para minimizar los efectos de la turbulencia atmosférica. Esta técnica permitió observar las estrellas del centro de M87 con una resolución 10 veces mayor que otros estudios.
Para observar las estrellas más externas, desde el observatorio McDonald, se utilizó un “espectrógrafo de unidad de campo integral” (VIRUS-P) que es el más grande del mundo. Este instrumento es especialmente eficaz en zonas con estrellas tenues, porque puede observar una gran zona de cielo a la vez.
Los agujeros negros son entes teóricos deducidos y no se han visto nunca, pero ahora que se sabe que la masa del agujero negro de M87 es tan grande, hay esperanzas de poder observar su horizonte de sucesos. En este caso, es tres veces más grande que la órbita de Plutón, y al ser tan grande podría ser captado por futuros telescopios, como por ejemplo, utilizando una red mundial de telescopios submilimétricos para buscar la sombra del horizonte de sucesos en un disco de gas que rodea el agujero negro de M87.
De Notas de prensa de la Universidad de Texas y del Observatorio McDonald de 12 enero 2011 y
Astrophysical Journal Volume 729, Number 2
Más información
Utexas.
Mc donald observatory.
Artículo.
Astrophysical Journal Volume 729, Number 2
Más información
Utexas.
Mc donald observatory.
Artículo.
La esa estudia el futuro y el pasado de la galaxia de Andrómeda
La ESA ha unido observaciones de dos observatorios para mostrar la galaxia de Andrómeda de una forma distinta a como la hemos visto hasta ahora. El Telescopio Espacial Herschel revela los anillos de formación de estrellas en la imagen con más detalle tomada hasta ahora en luz infrarroja, y el XMM-Newton muestra las estrellas agonizantes que esparcen rayos X por el espacio.
Estos dos telescopios espaciales observaron durante Navidad de 2010 la gran galaxia M31 que, como la nuestra, tiene cientos de miles de millones de estrellas. El Herschel, con sus observaciones en el infrarrojo lejano, nos muestra las nubes de polvo frío y gas de las que se están formando nuevas estrellas que todavía no son observables en luz visible.
De entre muchas galaxias espirales, Andrómeda es especialmente interesante porque tiene un gran anillo de polvo, de unos 75.000 años-luz de diámetro rodeando el centro de la galaxia. Algunos astrónomos piensan que este anillo podría haberse formado en la colisión con otra galaxia. En las nuevas imágenes del Herschel, se muestran al menos cinco anillos concéntricos de polvo visibles.
Estos dos telescopios espaciales observaron durante Navidad de 2010 la gran galaxia M31 que, como la nuestra, tiene cientos de miles de millones de estrellas. El Herschel, con sus observaciones en el infrarrojo lejano, nos muestra las nubes de polvo frío y gas de las que se están formando nuevas estrellas que todavía no son observables en luz visible.
De entre muchas galaxias espirales, Andrómeda es especialmente interesante porque tiene un gran anillo de polvo, de unos 75.000 años-luz de diámetro rodeando el centro de la galaxia. Algunos astrónomos piensan que este anillo podría haberse formado en la colisión con otra galaxia. En las nuevas imágenes del Herschel, se muestran al menos cinco anillos concéntricos de polvo visibles.
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Se ha superpuesto a esa imagen infrarroja otra tomada simultáneamente por el telescopio XMM-Newton en rayos X, que, por el contrario, muestra los puntos finales de las estrellas. Hay cientos de fuentes de rayos X en M31, la mayoría cerca del centro, donde las estrellas se concentran de forma natural. Otras son ondas de choque y restos de estrellas que explotaron y otras son pares de estrellas en una lucha gravitatoria hasta la muerte. En una de estas parejas, una estrella ha muerto ya y está arrancando gas de su compañera aún viva. El gas fluye a través del espacio, se calienta y emite rayos X. Al final la estrella viva queda vaciada de su gas y muere, mientras la otra puede explotar gracias al aporte de masa de su compañera.
Esta es la diferencia con la imagen de Andrómeda a la que estamos acostumbrados. La luz visible que captamos con nuestros telescopios nos muestra las estrellas adultas, mientras que el infrarrojo nos destaca las nuevas estrellas que se están formando y los rayos X, las que están muriendo.
Esta es la diferencia con la imagen de Andrómeda a la que estamos acostumbrados. La luz visible que captamos con nuestros telescopios nos muestra las estrellas adultas, mientras que el infrarrojo nos destaca las nuevas estrellas que se están formando y los rayos X, las que están muriendo.
Fuente: Noticias de ESA, 5 de enero de 2011
Más información: ESA.
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El mayor corrimiento al rojo en una galaxia: z=10
En la anterior edición del “Kiosco” mencionábamos un descubrimiento de una galaxia a z=8, pero sólo 3 meses después, ese sorprendente dato ya ha sido superado ampliamente por otro: z=10. Observar un objeto con ese gran corrimiento al rojo quiere decir que estamos viendo ese objeto tal como era cuando el Universo sólo tenía 480 millones de años, un 4% de su edad actual.
Esta proto-galaxia sólo es visible en el infrarrojo más lejano observable por el Hubble, y su imagen es casi un mero punto dentro del campo profundo del Hubble. Este objeto, llamado UDFj-39546284, es una galaxia, compacta, de estrellas azules y tan pequeña, que harían falta 100 minigalaxias como esta para formas nuestra Vía Láctea. Sus estrellas se empezaron a formar de 100 a 200 millones de años antes, de una nube de gas atrapada en un conglomerado de materia oscura. Su tasa de formación de estrellas es un 10% menor que la de las galaxias de z=8, pero todavía no se ha observado ninguna otra galaxia de Z entre 9 y 10 para poder hacer fiable esa comparación. Es importante saber que con Z entre 3 y 6 se han observado unas 6000 galaxias, pero muy pocas a z=8. Desde la edad en que observamos a esa galaxia, unos 480 millones de años después del Big-Bang, hasta los 650 millones de años (correspondientes a z=8) se produce un gran incremento en esa formación estelar (ver gráfico)
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La observación se ha hecho con la nueva cámara de gran campo (WFC3) instalada en el telescopio espacial Hubble en 2009. Este instrumento es 30 veces más sensible que la WFC2 anterior y permite encontrar galaxias muy débiles de alto corrimiento al rojo. Técnicamente, se ha utilizado un método llamado “discontinuidad galáctica Lyman” (Lyman break galaxy) que busca mediante un filtro azul la línea Lyman-α en el espectro del hidrógeno galáctico. La técnica utiliza las imágenes obtenidas por la WFC3 a través de varios filtros y su análisis es complicado. Por ello será necesario que se confirme el corrimiento al rojo de la nueva galaxia por un método independiente.
Para estudiar las fluctuaciones primordiales que dieron origen a las galaxias tras la Gran Explosión, hay que estudiar esas galaxias primordiales, formadas tras la fase de reionización con Z entre 6 y 20, es decir, a edades del Universo de entre 150 y 1.000 millones de años tras el Big-Bang.
Se piensa que la reionización ocurrió cuando las primeras generaciones de estrellas de población III y cuásares emitieron radiación que reionizó el universo, volviendo a hacerlo un plasma ionizado. El nuevo descubrimiento sugiere una conexión estrecha entre la formación de galaxias y la materia oscura en el universo temprano. Parece ser que el crecimiento de las primeras galaxias va parejo al de los halos de materia oscura de dichas galaxias. Así, a pesar de la compleja física de la formación galáctica, parece demostrarse que la formación estelar está dominada por efectos gravitatorios; gracias a ello se puede estimar la luminosidad de una galaxia primigenia.
La gran esperanza de los cosmólogos para estudiar en detalle la formación de las primeras galaxias es el telescopio espacial James Webb (JWST), cuyo lanzamiento está programado para 2014. Un espejo mucho mayor, unos detectores infrarrojos mucho más sensibles, capaces de observar galaxias con Z>10 y unos espectrómetros más precisos permitirán un estudio detallado del papel de las primeras galaxias en la reionización.
Fuente: artículo en Nature 469: 504–507, 27 de enero 2011.
Más información: Hubble.
Más información: Hubble.
Estrellas pulsantes
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Se ha descubierto un sistema doble de estrellas en que una Cefeida variable pulsante y otra estrella pasan una frente a la otra. Así se ha resuelto un enigma de décadas. El providencial alineamiento de las órbitas de las dos estrellas en este sistema binario ha permitido medir la masa de esta Cefeida con una exactitud sin precedentes.
Hasta ahora los astrónomos tenían dos predicciones teóricas de las masas de Cefeidas que resultaban incompatibles. El nuevo resultado muestra que la predicción de la teoría de la pulsación estelar es adecuada, mientras que la predicción de la teoría de evolución estelar no concuerda con las nuevas observaciones.
Estos resultados los ha obtenido un equipo dirigido por Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile y Observatorio Astronómico de la Universidad de Varsovia, Polonia) y aparecen en la edición del 25 de Noviembre de 2010 de la revista Nature.
Las Cefeidas Variables Clásicas, conocidas de siempre como Cefeidas, son estrellas inestables más grandes y más brillantes que el Sol. Se expanden y contraen de una manera regular, con períodos de entre unos pocos días, hasta meses, para completar el ciclo. El tiempo que tardan en pasar del brillo máximo al mínimo es más largo para las estrellas más luminosas y más corto para las más tenues. Esta relación es bastante precisa y hace del estudio de las Cefeidas una de las maneras más efectivas para medir las distancias hasta las galaxias cercanas y a partir de ahí construir un mapa de escalas de distancia de todo el Universo.
Pero, a pesar de su importancia, las Cefeidas no eran comprendidas completamente. Las masas de estas estrellas predichas por la teoría de las estrellas pulsantes es de un 20 al 30% menor que las predichas por la teoría de la evolución estelar.
Para resolver este misterio, que perduraba desde los años 60, los astrónomos necesitaban encontrar un sistema binario de estrellas que contuviera una Cefeida y con un plano orbital que estuviera alineado con la Tierra. En estos casos, conocidos como binarias eclipsantes, el brillo de las dos estrellas disminuye cuando una de las dos pasa por delante de la otra, y también cuando pasa detrás de su compañera. En estas parejas, los astrónomos pueden determinar las masas de las estrellas con gran precisión. Desgraciadamente ni las Cefeidas ni las binarias eclipsantes son comunes, de modo que la probabilidad de encontrar un sistema binario tan poco corriente era muy baja. No se conocía ningún ejemplar de este tipo en la Vía Láctea.
Pero hace poco encontraron el sistema doble de estrellas que habíamos estado esperando, entre las estrellas de la Gran Nube de Magallanes. Contiene una estrella Cefeida variable que pulsa cada 3,8 días. La otra estrella es levemente más grande y más fría, y ambas estrellas orbitan alrededor del centro de masas común en 310 días.
Los observadores midieron cuidadosamente las variaciones del brillo de este par, conocido como OGLE-LMC-CEP0227, mientras las dos estrellas pasaban una frente a la otra. También usaron el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros en el Observatorio La Silla de ESO en Chile, y otros espectrógrafos para medir los movimientos de las estrellas al alejarse y acercarse a la Tierra, tanto el movimiento orbital de ambas estrellas como el movimiento radial de la superficie de la Cefeida al expandirse y contraerse.
Esta completa y detallada información permitió a los observadores determinar el movimiento orbital, los tamaños y las masas de las dos estrellas con gran precisión, superando ampliamente lo que se había logrado previamente para una Cefeida. La masa de la Cefeida hoy se conoce con un margen de un 1% y concuerda exactamente con las predicciones de la teoría de la pulsación estelar. Por el contrario, la teoría de la evolución estelar, que predecía una masa mayor, estaba significativamente equivocada.
Este gran avance en la estimación de la masa es sólo uno de los resultados de este trabajo, y el equipo espera encontrar otros ejemplos de estos pares de estrellas tan útiles para afinar más el método. El equipo también cree que, a partir de estos sistemas binarios, en un futuro serán capaces de calcular la distancia a la Gran Nube de Magallanes con un margen de un 1%, lo que significaría un avance extremadamente importante en la escala de distancias cósmicas.
Hasta ahora los astrónomos tenían dos predicciones teóricas de las masas de Cefeidas que resultaban incompatibles. El nuevo resultado muestra que la predicción de la teoría de la pulsación estelar es adecuada, mientras que la predicción de la teoría de evolución estelar no concuerda con las nuevas observaciones.
Estos resultados los ha obtenido un equipo dirigido por Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile y Observatorio Astronómico de la Universidad de Varsovia, Polonia) y aparecen en la edición del 25 de Noviembre de 2010 de la revista Nature.
Las Cefeidas Variables Clásicas, conocidas de siempre como Cefeidas, son estrellas inestables más grandes y más brillantes que el Sol. Se expanden y contraen de una manera regular, con períodos de entre unos pocos días, hasta meses, para completar el ciclo. El tiempo que tardan en pasar del brillo máximo al mínimo es más largo para las estrellas más luminosas y más corto para las más tenues. Esta relación es bastante precisa y hace del estudio de las Cefeidas una de las maneras más efectivas para medir las distancias hasta las galaxias cercanas y a partir de ahí construir un mapa de escalas de distancia de todo el Universo.
Pero, a pesar de su importancia, las Cefeidas no eran comprendidas completamente. Las masas de estas estrellas predichas por la teoría de las estrellas pulsantes es de un 20 al 30% menor que las predichas por la teoría de la evolución estelar.
Para resolver este misterio, que perduraba desde los años 60, los astrónomos necesitaban encontrar un sistema binario de estrellas que contuviera una Cefeida y con un plano orbital que estuviera alineado con la Tierra. En estos casos, conocidos como binarias eclipsantes, el brillo de las dos estrellas disminuye cuando una de las dos pasa por delante de la otra, y también cuando pasa detrás de su compañera. En estas parejas, los astrónomos pueden determinar las masas de las estrellas con gran precisión. Desgraciadamente ni las Cefeidas ni las binarias eclipsantes son comunes, de modo que la probabilidad de encontrar un sistema binario tan poco corriente era muy baja. No se conocía ningún ejemplar de este tipo en la Vía Láctea.
Pero hace poco encontraron el sistema doble de estrellas que habíamos estado esperando, entre las estrellas de la Gran Nube de Magallanes. Contiene una estrella Cefeida variable que pulsa cada 3,8 días. La otra estrella es levemente más grande y más fría, y ambas estrellas orbitan alrededor del centro de masas común en 310 días.
Los observadores midieron cuidadosamente las variaciones del brillo de este par, conocido como OGLE-LMC-CEP0227, mientras las dos estrellas pasaban una frente a la otra. También usaron el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros en el Observatorio La Silla de ESO en Chile, y otros espectrógrafos para medir los movimientos de las estrellas al alejarse y acercarse a la Tierra, tanto el movimiento orbital de ambas estrellas como el movimiento radial de la superficie de la Cefeida al expandirse y contraerse.
Esta completa y detallada información permitió a los observadores determinar el movimiento orbital, los tamaños y las masas de las dos estrellas con gran precisión, superando ampliamente lo que se había logrado previamente para una Cefeida. La masa de la Cefeida hoy se conoce con un margen de un 1% y concuerda exactamente con las predicciones de la teoría de la pulsación estelar. Por el contrario, la teoría de la evolución estelar, que predecía una masa mayor, estaba significativamente equivocada.
Este gran avance en la estimación de la masa es sólo uno de los resultados de este trabajo, y el equipo espera encontrar otros ejemplos de estos pares de estrellas tan útiles para afinar más el método. El equipo también cree que, a partir de estos sistemas binarios, en un futuro serán capaces de calcular la distancia a la Gran Nube de Magallanes con un margen de un 1%, lo que significaría un avance extremadamente importante en la escala de distancias cósmicas.
De notas de prensa de ESO, 24 de noviembre 2010, publicado en Nature 468, 542–544 el 25 de noviembre de 2010.
Más información:
ESO.
Nature.
Más información:
ESO.
Nature.
Formación de un disco planetario
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El telescopio japonés SUBARU, en Hawai ha tomado imágenes con gran detalle de dos discos protoplanetarios.
Uno de ellos, alrededor de la estrella AB de Auriga nació hace sólo un millón de años, está a unos 460 años-luz de la Tierra y muestra estructuras en su interior, como discontinuidades y concentraciones de materia que se han podido ver con nuevas técnicas que han usado máscaras mucho más pequeñas para evitar el brillo de la estrella, sin tapar el detalle interno del disco.
Uno de ellos, alrededor de la estrella AB de Auriga nació hace sólo un millón de años, está a unos 460 años-luz de la Tierra y muestra estructuras en su interior, como discontinuidades y concentraciones de materia que se han podido ver con nuevas técnicas que han usado máscaras mucho más pequeñas para evitar el brillo de la estrella, sin tapar el detalle interno del disco.
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Todas estas irregularidades parecen indicar la presencia de una gran masa que afecta al disco y que probablemente sea un planeta gigante que va barriendo el espacio entre los anillos con su fuerza gravitatoria. El planeta no es visible porque todavía está cubierto por material del disco, impidiéndonos ver su luz.
El otro disco rodea a la estrella LkCa15, en la dirección de Tauro, una estrella similar en masa al Sol. Tiene varios millones de años de edad y, aunque mediante espectroscopia se sabe que hay vacíos en el disco, no se ha podido obtener una prueba en las imágenes. Si fuera así, esa ausencia de materia en ciertas zonas del disco podría indicar que hay un planeta que está absorbiendo esa masa. En resumen: habría un sistema planetario. En este caso también se ha podido apreciar una asimetría del disco, mostrando una zona inexistente del disco, como si estuviera truncado.
Los discos protoplanetarios son difíciles de observar porque son muy estrechos, poco brillantes y se pierden en el deslumbramiento omnidireccional de la estrella, por lo que a veces sólo se puede observar la parte más externa del disco.
Estas imágenes han podido ser captadas gracias al proyecto SEEDS (Strategic Explorations of Exoplanets and Disks with Subaru), del Observatorio Astronómico Nacional de Japón, que cuenta con más de 100 científicos de 25 instituciones distintas, junto a colaboraciones de otros países. Entre sus principales descubrimientos están el primer exoplaneta alrededor de una estrella similar al Sol, anunciado en 2009 y la observación directa de discos planetarios.
Fuente: Nota de prensa del Observatorio Astronómico Nacional del Japón, de 17 de febrero de 2011
Más información: NAOJ.
Más información: NAOJ.
Este artículo ha sido escrito por Juan Antonio Bernedo.
