miércoles, abril 23, 2008

La estrella viajera

Comunicado de Prensa ESO PR 09/08.

Los astrónomos “escuchan” los sonidos de una estrella que alberga un exoplaneta y descubren su lugar de nacimiento.

Estudiando con gran detalle el “tintineo” de una estrella que alberga un planeta, un equipo de astrónomos utilizó el telescopio de 3,6 metros de ESO para demostrar que debe haber viajado del cúmulo, rico en metales, de las Híades. El descubrimiento tiene implicaciones para las teorías de formación estelar y planetaria y para la dinámica de nuestra Vía Láctea.

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Iota Horologii
© ESO

La estrella amarillo-naranja Iota Horologii, localizada a 56 años-luz de distancia en la dirección de la constelación austral de Horologium (El Reloj), pertenece a la así llamada “corriente de las Híades”, un gran número de estrellas que se mueven en la misma dirección.

Anteriormente, astrónomos que utilizaron otro telescopio de ESO habían demostrado que esta estrella alberga un planeta que es dos veces más grande que Júpiter y que la orbita en 320 días (ver, en inglés, ESO PR 12/99).

Pero hasta hora todos los estudios habían sido incapaces de determinar las características exactas de la estrella, y por lo tanto de comprender su origen. Un equipo de astrónomos, liderado por Sylvie Vauclair de la Universidad de Toulouse, Francia, decidió entonces utilizar la técnica de “astrosismología” para develar los secretos de la estrella.

“De la misma forma en que un geólogo monitorea como se propagan a través de la Tierra las ondas sísmicas generadas por los terremotos y estudian así la estructura interna de nuestro planeta, es posible estudiar las ondas sonoras que atraviesan una estrella, que actúa entonces como una gran campana esférica” , dice Vauclair.

El “tintineo” de este gigantesco instrumento musical proporciona a los astrónomos una gran cantidad de información sobre las condiciones físicas del interior de la estrella.

Y para “escuchar la música”, los astrónomos utilizaron uno de los mejores instrumentos disponibles. Las observaciones fueron llevadas a cabo en noviembre de 2006 a lo largo de 8 noches consecutivas con el espectrógrafo HARPS de última generación, montado sobre el telescopio de 3,6 metros de La Silla.

Se pudo identificar hasta 25 “notas” en el único conjunto de datos, la mayoría de ellas correspondientes a ondas con un período de unos 6,5 minutos.

Estas observaciones permitieron a los astrónomos obtener un retrato muy preciso de Iota Horologii: su temperatura es de 6 150 K, su masa es 1,25 veces la del Sol, y su edad es de 625 millones de años. Más aún, se determinó que es un 50% más rica en metales que el Sol.

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Las constelaciones de Taurus y Horologium. El cúmulo de las Híades está localizado en el triángulo interior de la constelación de Taurus.
© ESO

“Estos resultados muestran las posibilidades de la astrosismología cuando se utiliza un instrumento muy preciso como HARPS” , dice Vauclair. “También muestran que Iota Horologii contiene la misma abundancia en metales y la misma edad que el cúmulo de las Híades, y esto no puede ser una coincidencia”.

Las Híades son un conjunto de estrellas que puede ser visto a simple vista en la constelación boreal de Taurus (El Toro). Este cúmulo abierto, localizado a 151 años-luz de distancia, contiene estrellas que se formaron hace unos 625 millones de años.

La estrella Iota Horologii debe entonces haberse formado con las estrellas del cúmulo de las Híades pero desde entonces debe haberse alejando lentamente a la deriva, encontrándose ahora a más de 130 años-luz de distancia de su lugar original de nacimiento. Esto representa un resultado importante para comprender la forma en que se mueven las estrellas en las autopistas galácticas de la Vía Láctea.

También significa que la cantidad de metales presentes en la estrella se deben a la nube original a partir de la cual se formó, y no a haber engullido material planetario. “La pregunta del huevo y la gallina, sobre si la estrella alberga planetas porque es rica en metales, o si es rica en metales porque formó planetas que posteriormente engulló, ha sido contestada en un caso al menos”, diceVauclair.

Más información

Este estudio astronómico ha sido publicado como una Carta al Editor en Astronomy & Astrophysics ("The exoplanet-host star iota Horologii: an evaporated member of the primordial Hyades cluster", por S. Vauclair et al.).

El equipo está integrado por Sylvie Vauclair, Marion Laymand, Gérard Vauclair, Alain Hui Bon Hoa, y Stéphane Charpinet (LATT, Toulouse, Francia), François Bouchy (IAP, Paris, Francia), y Michaël Bazot (Universidad de Porto, Portugal).

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Telescopio de 3,6 mts. de ESO en La Silla, desierto de Atacama, Chile.

© ESO


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Artículo original: ESO Press Release 09/08.
Título: “The Drifting Star”
Fecha: Abril 15, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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domingo, abril 13, 2008

Una nueva clase de estrellas

Un grupo de astrónomos descubre la enana marrón más fría observada hasta la fecha.

El hallazgo cubre un poco más el hueco existente entre estrellas y planetas, y modificará nuevamente la compleja clasificación de los objetos estelares.

CFBDS0059

CFBDS 0059 es el objeto muy rojo arriba a la izquierda; el color es bastante diferente comparado con las otras estrellas frías de su alrededor.

© Canada-France-Brown-Dwarf-Survey 2008

El equipo de astrónomos utilizó para su descubrimiento los telescopios CFHT (Canada France Hawaii Telescope) y Géminis Norte, ambos localizados en Hawai, y ESO/NTT, ubicado en Chile.

Esta enana marrón, denominada CFBDS J005910.83-011401.3 (la sigla CFBDS corresponde a Canada-France Brown Dwarf Survey = Prospección Canadiense-Francesa de Enanas Marrones), muestra una temperatura de unos 350ºC y tiene una masa de entre 15 a 30 masas Júpiter (es decir, entre 4 500 a 9 000 masas Tierra, lo que equivale a entre 1,5 y 3 % de la masa de nuestro Sol). Se encuentra localizada a unos 40 años-luz de nuestro sistema solar, en la dirección de la constelación de Piscis, y es un objeto aislado que no forma parte de un sistema estelar múltiple ni orbita alrededor de otra estrella.

El punto de la temperatura resulta muy notable, puesto que ni siquiera está al rojo vivo; esa temperatura puede ser alcanzada hasta por un horno hogareño en su modalidad de auto-limpiado y si lo observamos en la oscuridad, no podremos distinguirlo a simple vista, aunque si lo miráramos a través de una cámara infrarroja, sí lo veríamos.

Las enanas marrones son objetos intermediarios entre las estrellas y los planetas gigantes, y su masa es generalmente inferior a las 70 masas Júpiter, y a causa de esto su temperatura central no es lo suficientemente alta como para mantener reacciones de fusión termonuclear durante mucho tiempo, a diferencia de una estrella como nuestro Sol, por ejemplo, que pasa la mayor parte de su vida fusionando hidrógeno, manteniendo así una temperatura central constante a lo largo de casi toda ella. En contraste, las enanas marrones pasan casi toda su vida enfriándose cada vez más, después de su formación.

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Primer plano de CFBDS 0059 y dos galaxias remotas

© Canada-France-Brown-Dwarf-Survey 2008

Desde que se detectaron los primeros de ellos en 1995, se ha descubierto que estos objetos estelares presentan características que son comunes con los planetas gigantes, si bien también se encuentran diferencias importantes.

Por ejemplo, en las enanas marrones más frías se han detectado importantes cantidades de metano, al igual que lo que sucede con Júpiter y Saturno. Sin embargo, en las enanas marrones el agua siempre se encuentra en estado gaseoso, mientras que en los planetas gigantes se condensa en forma de hielo de agua; por otro lado el amoníaco nunca ha sido detectado en las espectros del infrarrojo cercano de las enanas marrones, aunque en los planetas gigantes (por ejemplo en la atmósfera de Júpiter) llega a ser un componente principal.

En el caso del nuevo objeto, al que para mayor comodidad lo llaman simplemente CFBDS 0059, estas diferencias disminuyen, tanto a causa de su poca temperatura como por la presencia de amoníaco.

Ahora bien, entre las diferentes formas de clasificar a las estrellas, es conocido por todos el sistema de clases espectrales, en el cual hay varios trucos mnemónicos para recordar la ya famosa serie O-B-A-F-G-K-M, que las ordena desde el color azul al rojo (es decir, desde las más calientes hasta las más frías).

Poco después del descubrimiento de las enanas marrones, los astrónomos extendieron el límite rojo, agregando las enanas L (con temperaturas de entre 2 000 a 1 200º y que presentan nubes de polvo y aerosoles en su atmósfera superior) y las enanas T (con temperaturas inferiores a los 1 200ºC y con indicios de metano en su atmósfera.

Por supuesto, estos no han sido los únicos cambios a aquella primera clasificación. Por ejemplo, también se agregaron otros tipos espectrales especiales como el W (estrellas Wolf-Rayet súper calientes como las tipo O, pero que han perdido su envoltura de hidrógeno), el C (que corresponde a estrellas ricas en carbono y que reemplazó los tipos más antiguos R y N), y el S (gigantes rojas en las que el óxido de circonio domina el espectro, en lugar el óxido de titanio).

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Espectro de CFDBS 0059, mostrando el brillo en función de la longitud de onda en el infrarrojo cercano. El pico alrededor de los 1,58 nm es característico de la presencia de amoníaco.

© Canada-France-Brown-Dwarf-Survey 2008

Quienes deseen conocer un poco más sobre la clasificación de las estrellas pueden leer una pequeña serie de artículos que escribí hace algún tiempo: Clasificación estelar I, Clasificación estelar II, y Clasificación estelar III.

Este nuevo objeto no es la enana marrón fría que se encuentra, pero sí es la primera con temperaturas lo suficientemente bajas como para permitir la presencia de amoníaco, y a causa de estas características especiales se ha propuesto que CFBDS 0059 sea el prototipo de un nuevo tipo de enana marrón: el Y. Esta nueva clase incluiría a los objetos estelares más fríos que se conozcan, convirtiéndose así en el eslabón perdido entre las estrellas y los planetas gigantes.

Ahora bien, la diferencia entre una estrella y una enana marrón tiene que ver con su masa, no con su tipo espectral. Una estrella verdadera, incluso una pequeña y fría de clase M se mantiene caliente porque tiene una masa suficiente (y, por lo tanto, una presión interna suficiente) como para mantener los procesos normales de fusión del hidrógeno. Esto se puede alcanzar con hasta un 0,08% de la masa del Sol, o sea unas 80 masas Júpiter. Una enana marrón tiene aún menos masa, de modo que después de formarse comienza a enfriarse gradualmente (si bien, en algunos casos, puede iniciar algún proceso de fusión, no es capaz de mantenerlo).

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Imagen infrarroja de Saturno

© NASA/Cassini

Por otro lado, los tipos espectrales tienen que ver principalmente con la temperatura superficial del objeto en cuestión, no con su masa (al menos, no directamente). Así, una enana marrón recién formada puede ser lo suficientemente caliente como para entrar en la clase M, igual que una enana roja. Con el tiempo, una enana marrón con la misma masa puede haberse enfriado lo suficiente como para mostrar un espectro L o uno T (con metano), o incluso uno como el actual Y, que muestra metano y amoníaco. Por lo tanto, CFBDS 0059 tiene que ser bastante vieja. Los investigadores, basados en modelos de enfriamiento evolutivo para una enana marrón de su masa, piensan que debe tener entre 1 000 a 5 000 millones de años de edad.

Es en ese sentido que se la puede considerar un eslabón entre las enanas marrones y los planetas gigantes. Si se desciende más en la escala de temperatura, nos encontramos con los planetas gigantes como Júpiter y Saturno. Ambos también emiten un poco de calor desde su interior, un remanente de su antigua formación. Este calor se muestra como un resplandor infrarrojo muy tenue y todavía no se ha creado para ellos un tipo espectral especial.

El descubrimiento también tiene implicaciones para el estudio de los planetas extra-solares. La atmósfera de las enanas marrones se parece mucho a la de los planetas gigantes, por lo cual se utilizan los mismos modelos para reproducir sus condiciones físicas. Estos modelos deben ser contrastados con observaciones, y resulta mucho más fácil estudiar a cuerpos aislados, como las enanas marrones, que a planetas escondidos en la luz de sus estrellas primarias.

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Telescopio Canada-France-Hawaii (CFHT).

© Canada-France-Hawaii Telescope Corporation


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Fuentes utilizadas:
- Sky & Telescope
- CFHT News

domingo, abril 06, 2008

Un estallido digno de ser contemplado

Comunicado de Prensa ESO PR 08/08.

Observando a simple vista el universo distante.

El 19 de marzo, la naturaleza fue particularmente generosa y proporcionó a los astrónomos con un tesoro de cuatro estallidos de rayos gamma en el mismo día. Pero eso no fue todo: uno de ellos es el objeto más luminoso observado jamás en el universo. Pese a estar localizado en una galaxia distante, a miles de millones de años-luz de nosotros, fue tan luminoso que, durante un breve lapso, pudo ser visto a simple vista.

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El telescopio REM y la cámara TORTORA
© ESO

Los estallidos de rayos gamma (GRBs) son destellos cortos de rayos gamma de alta energía que duran desde menos de un segundo hasta varios minutos. En este brevísimo tiempo liberan una tremenda cantidad de energía, lo que los convierte en los acontecimientos más poderosos desde el Big Bang. Ahora se acepta ampliamente que la mayoría de los estallidos de rayos gamma indican la explosión de estrellas muy masivas altamente evolucionadas que colapsan para convertirse en agujeros negros.

Los GRBs, que son invisibles para nuestros ojos, son descubiertos por telescopios espaciales. Después de liberar su intenso destello de radiación de alta energía, se vuelven detectables por un corto lapso en el óptico y en el infrarrojo cercano. Este “post-resplandor” se difumina muy rápidamente, haciendo que un análisis detallado sea posible únicamente por unas pocas horas después de la detección de los rayos gamma. Este análisis resulta importante en particular para determinar la distancia del GRB y, por lo tanto, su luminosidad intrínseca.

El estallido de rayos gamma GRB 080319B fue detectado por el satélite NASA/STFC/ASI Swift. “Fue tan luminoso que casi encegueció a los instrumentos del Swift por un rato”, dice Guido Chincarini, investigador principal italiano para la misión. Una contraparte óptica fue prontamente identificada en la constelación Boötes (el Boyero). Un conjunto de telescopios con base en tierra reaccionó rápidamente para estudiar este nuevo objeto celeste. En particular, la emisión óptica fue detectada por unas pocas cámaras de gran angular en telescopios que monitorean constantemente una gran porción del cielo, incluyendo a la cámara TORTORA en simbiosis con el telescopio REM de 0,6 mt localizado en La Silla, capaz de registrar el evento con una resolución temporal sin precedentes.

“Estas detecciones muy tempranas (apenas segundos después del comienzo del estallido) demostraron que el objeto era tan luminoso que pudo haber sido visible a simple vista”, dice Stefano Covino, del equipo REM. “Fue asombroso ver cuán rápidamente variaba la fuente durante las observaciones”, agrega Sergey Karpov, del equipo TORTORA.

Los astrónomos utilizan la así llamada escala de magnitud, una escala inversa donde los objetos más tenues tienen magnitudes mayores. En los lugares oscuros, los ojos humanos más agudos pueden distinguir fuentes tan débiles como las de magnitud 6. GRB 080319B fue ligeramente más luminoso que este límite, aunque por justo algo menos de un minuto.

El Telescopio Muy Grande de ESO de 8,2 mt también reaccionó rápidamente ante el estallido de rayos gamma, gracias a un procedimiento conocido como modo de respuesta rápida (véase ESO PR 17/07), que permite observaciones automáticas sin intervención humana. El espectrógrafo UVES de alta resolución pudo recoger datos extraordinarios a partir de apenas 10 minutos de iniciado el estallido, siguiendo solicitudes de Fabrizio Fiore y su equipo. Otro equipo utilizó también más tarde a UVES para determinar la distancia del estallido.

“A pesar de su asombrosa luminosidad, el estallido ocurrió en una galaxia que se encuentra a 7 500 millones de años-luz de nosotros”, dice Paul Vreeswijk, quien encabezó el segundo equipo. “Por lo tanto, fue no solo aparentemente luminoso, sino que también lo fue intrínsecamente. De hecho, alcanzó la mayor luminosidad óptica jamás registrada en un objeto astronómico. En comparación, si el estallido hubiera ocurrido en nuestra galaxia, habría iluminado el cielo nocturno durante varios minutos como si fuera de día”.

La curva de luz TORTORA del evento está disponible en este enlace.

El equipo que determinó el corrimiento al rojo a partir de las observaciones UVES está integrado por Paul Vreeswijk, Alain Smette, Daniele Malesani, Johan Fynbo, Bo Milvang-Jensen, Páll Jakobsson, Andreas Jaunsen, Cédric Ledoux, Sara Ellison, Michael Andersen, Jens Hjorth, Andreas Kaufer, Palle Møller, Christina Thöne, y Ralph Wijers.

El primer equipo que solicitó los datos UVES para este evento está conformado por Fabrizio Fiore, Valerio D'Elia y Silvia Piranomonte.

Los integrantes del equipo REM son G. Chincarini, E. Molinari, F.M. Zerbi, L.A. Antonelli, S. Covino, P. Conconi, L. Nicastro, E. Palazzi, M. Stefanon, V. Testa, G. Tosti, F. Vitali, A. Monfardini, F. D'Alessio, P. D'Avanzo, D. Fugazza, G. Malaspina, S.D. Vergani, S. Campana, P. Goldoni, D. Guetta, N. Masetti, E.J.A. Meurs, L. Norci, E. Pian, A. Fernandez-Soto, L. Stella, G. Tagliaferri, G. Ihle, L. Gonzalez, A. Pizarro, P. Sinclair, y J. Valenzuela.

El equipo TORTORA está compuesto por G. Beskin, S. Karpov, S. Bondar, A Guarnieri (investigador principal italiado de TORTORA), C. Bartolini, G. Greco, A. Piccioni, D. Nanni, y F. Terra.



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Artículo original: ESO Press Release 08/08
Título: “A Burst to See”
Fecha: Abril 02, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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