Agujeros negros variables

Comunicado de Prensa ESO PR 36/08.

El VLT de ESO y el satélite Rossi XTE examinan violentos agujeros negros.

Observaciones únicas de la parpadeante luz de los alrededor de dos agujeros negros proporcionan una nueva visión de la colosal energía que fluye en sus corazones. Al establecer cuán bien se corresponden las variaciones en luz visible con las de los rayos-X en escalas temporales muy cortas, los astrónomos han demostrado que los campos magnéticos deben jugar un papel crucial en la forma en que los agujeros negros engullen materia.

ESO PR Photo 36/08 – Agujero negro parpadeante Representación artística de los agujeros negros estudiados. Los sistemas contienen, cada uno, un agujero negro y una estrella separados por unos pocos millones de kilómetros (menos de un 10% de la distancia Sol-Mercurio). Una corriente de materia fluye de la estrella hacia el agujero negro y forma un disco a su alrededor, calentándose a millones de grados. Cerca del agujero negro, intensos campos magnéticos aceleran una porción de este gas caliente, formando chorros apretados que fluyen en direcciones opuestas alejándose del objeto. © ESO/ L. Calçada

Como la llama de una vela, la luz proveniente de los alrededores de un agujero negro no es constante; destella, centellea y muestra pequeños destellos. “El rápido parpadeo de la luz de un agujero negro se observa más comúnmente en rayos-X”, dice Poshak Gandhi, quien encabezó el equipo internacional que informa estos resultados. “Este nuevo estudio es uno de un puñado hasta la fecha que también explora las rápidas variaciones en luz visible y, lo que es más importante, cómo se relacionan estas fluctuaciones con las de los rayos-X”.

Las observaciones rastrearon simultáneamente el titilar de los agujeros negros utilizando dos instrumentos diferentes, uno en tierra y otro en el espacio. Los datos de rayos-X fueron obtenidos utilizando el satélite Explorador Sincrónico Rossi de Rayos-X de la NASA. La luz visible fue recogida con la cámara de alta velocidad ULTRACAM, un instrumento visitante en el Telescopio Muy Grande (VLT) de ESO, que puede registrar hasta 20 imágenes por segundo. ULTRACAM fue desarrollada por los miembros del equipo Vik Dhillon y Tom Marsh. “Se encuentran entre las observaciones más rápidas de un agujero negro que se hayan obtenido con un gran telescopio óptico”, dice Dhillon.

Para su sorpresa, los astrónomos descubrieron que las fluctuaciones de luminosidad en la luz visible eran incluso más rápidas que las observadas en rayos-X. Además, se descubrió que las variaciones de la luz visible y de los rayos-X no eran simultáneas, sino que seguían un patrón repetitivo y notable: justo antes de una llamarada de rayos-X, la luz visible disminuye, y luego surge un destello brillante durante una pequeñísima fracción de segundo antes de decrecer nuevamente en forma rápida.

Nada de esta radiación emerge directamente del agujero negro, sino de los intensos flujos de energía provocados por la materia eléctricamente cargada que se encuentra en sus proximidades. El medioambiente de un agujero negro está constantemente siendo modificado por una desordenada mezcla de fuerzas poderosas que compiten entre sí, tales como la gravedad, el magnetismo y la presión explosiva.

Como resultado, la luz emitida por los calientes flujos de materia varía en luminosidad de una forma azarosa y oscura. “Pero el patrón que se observa en este nuevo estudio posee una estructura estable que se destaca entre la por otra parte caótica variabilidad, la que puede así brindar pistas vitales sobre los procesos físicos subyacentes en acción”, dice el miembro del equipo Andy Fabian.

Generalmente, se suponía que la emisión en luz visible proveniente de las inmediaciones de los agujeros negros era un efecto secundario, con un estallido primario de rayos-X que iluminaba el gas de los alrededores, el que subsecuentemente brillaba en las longitudes de onda visibles. Pero si fuera así, cualquier variación en luz visible se mostraría después de las variaciones en rayos-X, y sería mucho más lenta en alcanzar su pico y en desaparecer. “El rápido parpadeo en luz visible que ahora hemos descubierto descarta inmediatamente este escenario en ambos sistemas estudiados”, afirma Gandhi. “En cambio, las variaciones en la emisión de rayos-X y de luz visible deben tener algún origen común, y uno muy cercano al propio agujero negro”.

Los fuertes campos magnéticos resultan ser los mejores candidatos para los procesos físicos dominantes. Actuando como reservorios, pueden absorber la energía liberada cerca del agujero negro, almacenándola hasta que pueda ser descargada ya sea como plasma emisor caliente (a varios millones de grados) de rayos-X, o como corrientes de partículas cargadas que viajan a velocidades cercanas a la de la luz. La división de la energía entre estos dos componentes puede resultar en el patrón característico de variabilidad de los rayos-X y de la luz visible.

Más información

Los dos agujeros negros estudiados aquí, GX 339-4 and SWIFT J1753.5-0127, son los remanentes de estrellas masivas muertas en la Vía Láctea. Están insertos en sistemas estelares binarios separados, donde el agujero negro está unido a una estrella normal que está perdiendo materia la que fluye a su oscuro compañero. Ambos agujeros negros tienen masas de alrededor de diez veces la masa de nuestro Sol, sin embargo el tamaño de sus órbitas es de apenas unos pocos millones de kilómetros, mucho más compactas que la órbita de Mercurio alrededor del Sol.

Además de Gandhi, Dhillon, Durant, Fabian, y Marsh, los otros miembros del equipo son Kazuo Makishima de la Universidad de Tokio, Japón, Jon Miller de la Universidad de Michigan, EE.UU., Tariq Shahbaz del Instituto de Astrofísica de Canarias, España, y Henk Spruit del Instituto Max Planck de Astrofísica, Alemania.

Gandhi, P., Makishima, K., Durant, M., Fabian, A. C., Dhillon, V. S., Marsh, T. R., Miller, J. M., Shahbaz, T. & Spruit, H. C.: Rapid optical and X-ray timing observations of GX 339-4: flux correlations at the onset of a low/hard state, Monthly Notices of the Roy. Astron. Soc. Letters, 390, L29 (2008), astro-ph/0807.1529

Durant, M., Gandhi, P., Shahbaz, T., Fabian, A., Miller, J., Dhillon, V. S. & Marsh, T. R.: SWIFT J1753.5-0127: a surprising optical/X-ray cross-correlation function,The Astrophysical Journal, 682, L45 (2008), astro-ph/0806.2530

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NOTAS Y COMENTARIOS

por Heber Rizzo

Satélite Explorador Sincrónico Rossi de Rayos-X. © NASA / /RXTE

El satélite Explorador Sincrónico Rossi de Rayos-X (RXTE = Rossi X-ray Timing Explorer) fue lanzado el 30 de diciembre de 1995.

Diseñado para facilitar el estudio de la variabilidad temporal en la emisión de fuentes de rayos-X con una moderada resolución espectral, cubre escalas temporales que van desde microsegundos hasta meses, en un amplio rango espectral desde 2 a 250 keV.

Con un requerimiento inicial de dos años de vida útil y con una meta de cinco años, siguen prestando servicios hasta la fecha.

En general, observa agujeros negros, estrellas neutrónicas, pulsares de rayos-X y estallidos de rayos-X que duran brevemente y luego desaparecen.

Para RXTE, el arte de observar esta clase de objetos y eventos está en la sincronización, una capacidad de observar cambios en la luminosidad de rayos-X que ocurren en milésimas de segundo, o a lo largo de varios años.

VLT de ESO en Paranal, Chile. © ESO

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Artículo original: ESO Press Release 36/08.
Título: “VLT and Rossi XTE satellite probe violently variable black holes”
Fecha: Octubre 15, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
IMPORTANTE: Los párrafos correspondientes a la sección “NOTAS Y COMENTARIOS” fueron añadidos por el traductor y no aparecen en el artículo original.
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Rastros primigenios

Hace 570 millones de años, las patas de un animal grabaron las huellas más antiguas descubiertas hasta ahora.

El rastro fosilizado de una criatura acuática sugiere que los animales caminaban sobre patas al menos 30 millones de años antes de lo que se pensaba.

Loren Babcock, profesor de ciencias terrestres en la Universidad del Estado de Ohio. © Kevin Fitzsimons, Ohio State University

Las huellas (dos filas paralelas de pequeños puntos, cada uno de ellos de unos 2 milímetros de diámetro) datan de hace unos 570 millones de años, durante el período Ediacárico. El Ediacárico precedió al Cámbrico, en el cual evolucionó por primera vez la mayoría de los grandes grupos de animales.

Anteriormente, los científicos pensaban que los que existían antes del Cámbrico eran microbios y animales multicelulares simples, pero esa noción está cambiando, explicó Loren Babcock, profesor de ciencias terrestres en la Universidad del Estado de Ohio.

“Hablábamos sobre la posibilidad de la existencia de animales más complejos durante el período Ediacárico (corales blandos, algunos artrópodos, y gusanos chatos), pero la evidencia no era totalmente convincente”, dijo. “Pero si se descubre evidencia, tal como hicimos nosotros, de un animal con patas, un animal que caminaba, entonces eso hace que la posibilidad sea mucho más probable”.

Soo-Yeun Ahn, un estudiante de doctorado de la Universidad de Ohio, presentó el descubrimiento en una sesión de posters en el encuentro de la Sociedad Geológica Americana en Houston. Entre los co-autores se cuentan Margaret Rees de la Universidad de Nevada, en Las Vegas, y J. Stewart Hollinsworth del Instituto de Estudios Cámbricos.

Babcock estaba inspeccionando rocas en el año 2000 junto a Hollinsworth en las montañas cercanas a Goldfield, Nevada, cuando descubrió las huellas.

“Realmente fue un descubrimiento accidental. Nos topamos con un afloramiento que parecía cruzar el límite Pre-Cámbrico – Cámbrico, de modo que nos detuvimos para examinarlo. Simplemente, nos sentamos y comenzamos a voltear rocas. Habíamos estado haciéndolo durante menos de una hora, cuando lo vimos”.

La criatura debe haber pisado ligeramente sobre el blando sedimento marino, porque sus patas marcaron alfilerazos de poca profundidad en ese largo lecho marino. Pero cuando Babcock volteó la roca que contenía las huellas, la luz solar en ángulo bajo marcó los puntos en una sombra destacada.

Inmediatamente, sospechó que las huellas habían sido hechas por un artrópodo, parecido a un ciempiés o a un milpiés, o a un gusano con patas.

No podía estar seguro de la longitud de la criatura, o de la cantidad de patas que poseía. Pero a juzgar por las huellas, supuso que transportaba su cuerpo de un centímetro de ancho sobre muchas patas delgadas.

Sendero de huellas de uno de los primeros animales, una criatura de muchas patas que caminaba sobre el lecho de un antiguo mar que alguna vez cubrió a Nevada. El animal dejó tras de sí un par de impresiones paralelas, pequeños puntos redondos en el cieno que después se convirtió en roca. © Kevin Fitzsimons, Ohio State University

En 2002, otros investigadores informaron sobre unas huellas fósiles similares en Canadá que databan de mediados del Cámbrico, hace unos 520 millones de años. Otro conjunto de huellas descubierto en el sur de China data de hace 540 millones de años.

Con aproximadamente 570 millones de años de edad, este nuevo fósil proporciona no solamente la sugerencia más temprana de animales que caminaban sobre sus patas, sino que también demuestra que los animales complejos ya vivían sobre la Tierra antes del Cámbrico.

No hay muchos fósiles macroscópicos provenientes de esa época porque normalmente las criaturas con cuerpo blando no se preservan.

Babcock es un experto en “preservación excepcional”, las especiales condiciones químicas, físicas y biológicas que permitieron que algunas criaturas con cuerpo blando se fosilizaran. Sabiendo donde buscar en el registro geológico, ha descubierto una variedad de fósiles inusuales, desde extraños equinodermos en Nevada hasta bacterias comedoras de azufre en la Antártida.

El mar poco profundo que cubría Nevada hace 570 millones de años habría sido un buen lugar para la preservación excepcional. La superficie sedimentaria esta unida probablemente por una manta microbiana, una alfombra cohesiva de bacterias y gránulos sedimentarios. Las huellas de un animal podrían haber sido preservadas rápidamente cuando el animal presionó sus patas contra el sedimento.

Babcock dice que está “razonablemente seguro, no un ciento por ciento”, de que el fósil fue hecho por un artrópodo parecido a un centípedo o a un gusano con patas. Un fósil del mismo animal sería más definitivo. Continuará buscando en la misma región de Nevada, pero ese no es el único sitio potencial. Fósiles similares podrían ser descubiertos en el área del Mar Blanco en Rusia, en el sur de Australia, en Newfoundloand o en Namibia, donde se han descubierto fósiles de organismos ediacáricos.

“Espero que haya mucho escepticismo”, comentó sobre su descubrimiento. “Debería haberlo. Pero creo que generará algún entusiasmo. Y probablemente hará que algunas personas se fijen más en las rocas de lo que lo han hecho hasta ahora. Algunas veces es simplemente un asunto de pensar en forma diferente sobre el mismo espécimen”.

NOTAS Y COMENTARIOS

por Heber Rizzo

El Ediacárico es el último período de la Era Neoproterozoica, y se extendió desde hace unos 630 millones de años hasta hace unos 542 millones de años, precediendo al Cámbrico. En 2004, se convirtió en el último período geológico en ser reconocido como tal, y el primero en 120 años, en base a datos estratigráficos de la región de Flinders Ranges que se encuentra en el sur de Australia.

A diferencia de otros períodos geológicos posteriores, y si bien en él se encuentran fósiles de cuerpos blandos, su comienzo no está definido por un cambio en el registro fósil sino por una capa distintiva de carbonatos que indica un súbito cambio climático a fines de una edad de hielo.

En esa época, todos los continentes estaban agrupados en un único súper continente, llamado Pannotia, que existió durante solamente unos 60 millones de años, desde hace 600 millones hasta hace 540 millones de años. De su fragmentación quedaron un gran continente, Gondwana, y tres más pequeños, Laurentia, Siberia y Báltica. A fines del Paleozoico todos ellos volverían a reunirse en el último gran súper continente, Pangea.

Los fósiles animales del período son escasos, posiblemente porque muchos de ellos todavía no habían adquirido los caparazones o esqueletos externos que facilitan el proceso de fosilización. Entre estos animales se encuentran los organismos multicelulares más antiguos que se conocen. Guardan poco parecido con los grupos animales modernos, e incluso su relación con formas posteriores surgidas durante la explosión cámbrica no ha podido ser bien establecida.

Reconstrucción de la fauna del Ediacárico. © Kalipedia

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Artículo original: “Animal Making Tracks”
Fecha: Octubre 07, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Zarcillos en la noche profunda

Imágenes celestes: complejo M86 – NGC 4438 y sus filamentos de gas H ionizado.

Complejo M86 – NGC 4438. © Tomer Tal and Jeffrey Kenney/Yale University and NOAO/AURA/NSF

En esta imagen profunda del Racimo de Virgo capturada por la cámara gran angular del telescopio Mayall de 4,0 metros de NSF (National Science Foundation = Fundación Nacional de Ciencia) en el Observatorio Nacional de Kitt Peak, cerca de Tucson, Arizona, se puede observar a un grupo de monumentales filamentos de gas hidrógeno ionizado de 400 000 años-luz de longitud que conectan a la galaxia elíptica M86 con la distorsionada galaxia espiral NGC 4438.

El Racimo de Virgo se encuentra a unos 50 millones de años-luz de la Tierra, y estudios previos de estas galaxias habían notado la presencia de emisiones H-alfa alrededor de estas dos galaxias, pero no se había inferido ninguna conexión entre ellas.

En este trabajo, los científicos realizaron espectroscopía sobre algunas regiones seleccionadas de los filamentos, que mostró un gradiente de velocidad bastante suave entre las dos galaxias, lo que sugiere un escenario de colisión entre ambas. En los filamentos no se descubrió la presencia de estrellas.

Los zarcillos rojos que aquí vemos muestran emisión H-alfa con baja velocidad, similar a las de las dos galaxias. Los filamentos verdes que se ven cerca de la galaxia espiral abajo a la derecha, NGC 4388, muestran emisión H-alfa a mucha mayor velocidad, lo que sugiere que esta última galaxia no estaría relacionada con M86.

Telescopio Nicholas U. Mayall de 4 mts en el Obs. de Kitt Peak. © NOAO

Como sucede en la mayoría de las galaxias elípticas, la mayor parte del gas dentro de M86 es extremadamente caliente, e irradia en rayos-X. La distribución de estos rayos-X es irregular y ostenta un gran penacho, que previamente había sido interpretada como una cola de gas que estaba siendo arrancada por la presión de choque a medida que M86 caía en el medio intra-racimo de Virgo. Sin embargo, esta nueva imagen parecería indicar que una fracción principal de los disturbios en el medio interestelar de M86 se debe a la colisión con NGC 4438.

Uno de los misterios de la astronomía actual es la razón por la cual las más grandes galaxias del universo (que son principalmente elípticas, como M86) dejan de formar estrellas.

En opinión de Jeffrey Kenney de la Universidad de Yale, autor principal de un artículo que será publicado en el número de noviembre de 2008 de Astrophysical Journal Letters, “algo debe calentar ese gas, de forma que no se enfríe y no pueda formar estrellas. Un número de estudios recientes sugiere que la energía de los núcleos galácticos activos asociados con agujeros negros súper masivos podría ser la responsable, pero nuestro nuevo trabajo demuestra que las interacciones gravitatorias podrían también realizar la tarea”.

En el caso de las galaxias pequeñas y/o medianas, las colisiones a baja velocidad causan a menudo un aumento en la frecuencia de nacimientos estelares porque tienden a hacer que el gas se concentre en los centros galácticos.

Observatorio Nacional de Kitt Peak. © NOAO

En cambio, en las colisiones a alta velocidad que se ven entre las galaxias mayores (por el mayor tirón gravitacional que producen), la energía cinética puede hacer que el gas se caliente tanto que no alcance a enfriarse fácilmente, por lo que resultará más difícil su acumulación y, por ende, la formación estelar.

Si bien no son muchas las colisiones extremas tales como las de M86, todas las galaxias sufren fusiones y acreciones de gas, los que pueden jugar un papel significativo en el calentamiento del gas galáctico. Estos acontecimientos más modestos resultan muy difíciles de estudiar para nuestros instrumentos y técnicas actuales.

“Los mismos procesos físicos ocurren tanto en los encuentros fuertes como en los débiles, y al estudiar los efectos observables en casos extremos como el de M86 podemos conocer el papel de la fuerza de gravedad en el calentamiento del gas galáctico, el cual parece ser muy significativo”, concluye Kenney.

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Fuentes utilizadas:
- NOAO
- Kitt Peak Observatory
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La expansión del universo no es uniforme

Otra sorpresa en nuestro vecindario galáctico.

Hace unas pocas semanas, un grupo de investigadores anunció el descubrimiento de un “flujo oscuro” de materia invisible que tiraba de distantes racimos galácticos en los confines del universo (ver artículo en Ciencia Kanija).

Ahora, nos llega más evidencia de fuerzas invisibles y desconocidas en el cosmos, pero en esta ocasión más cerca de casa: un equipo de científicos ha descubierto que una región en particular del cosmos, que se extiende hasta una distancia de 400 millones de años-luz, no se está expandiendo uniformemente en todas direcciones, tal como se esperaba. De hecho, la expansión es más rápida en una mitad del cielo que en la otra.

Grupo Local de Galaxias. © www.astro.iag.usp.br

“Es como si, además de la expansión, nuestro vecindario en el universo tuviera un empujón extra en cierta dirección”, dice Mike Hudson de la Universidad de Waterloo, en Ontario, Canadá. “Esperábamos que la expansión se fuera haciendo más uniforme a escalas cada vez mayores, pero no es lo que hemos encontrado”. Si se confirma, su hallazgo resultará en una nueva comprensión del origen de la estructura del universo y en posibles revisiones del modelo cosmológico estándar.

Hudson y otros dos científicos han estado llevando a cabo investigaciones sobre flujos cósmicos a gran escala y en la expansión general del universo. Esta expansión aumenta las distancias entre las galaxias en forma regular a través del tiempo, y recibe el nombre de “flujo de Hubble”.

La desviación de las velocidades de las galaxias con respecto al flujo general de Hubble recibe el nombre de “velocidad peculiar”. Al examinar las velocidades peculiares de racimos y de súper racimos de galaxias, los científicos pueden obtener estimaciones de las concentraciones locales de masa que puedan ser responsables de cualquier desviación del flujo de Hubble.

Mapa de la Radiación del Fondo Cósmico de Microondas. © NASA/WMAP

En particular, estos investigadores estaban intentando resolver un problema de larga data sobre el origen de los aproximadamente 600 km/s en la velocidad peculiar del Grupo Local de galaxias, con respecto a la radiación del Fondo Cósmico de Microondas.

Utilizando datos de varias prospecciones diferentes, descubrieron que alrededor del 50% del movimiento del Grupo Local es más veloz de lo que se anticipaba. Para producirse este movimiento, los científicos creen que debe haber en el universo enormes estructuras, invisibles y desconocidas. Según escriben en su artículo, “el alto valor del movimiento residual implica que hay velocidades significativas generadas por estructuras de escala muy grande”, y que esas estructuras se encuentran más allá del Grupo Local.

Brian McNamara, uno de los Consejeros de Investigación de la Universidad del departamento de física y astronomía de la Universidad de Washington, dice que Hudson ha descubierto que buena parte de la material del universo cercano se mueve como un conjunto a una velocidad sorprendente. “Si el trabajo que están realizando él y sus colegas es confirmado, se requerirá una gran revisión sobre la forma en que creemos que el universo nació y evolucionó”.

Galaxia de Andrómeda. © www.astronet.ru

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Artículo original: “The Universe is not Expanding Uniformly”
Fecha: Octubre 11, 2008
Autora: Nancy Atkinson
Enlace con el artículo original: aquí
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Estrellas bebé a la hora de almorzar

Comunicado de Prensa ESO PR 35/08.

Científicos de ESO trazan la emisión de gas cercano a jóvenes objetos estelares.

Los astrónomos han utilizado el VLTI (Very Large Telescope Interferometer= Interferómetro del Telescopio Muy Grande) de ESO (European Southern Observatory = Observatorio Austral Europeo) para llevar a cabo la primera prospección de alta resolución que combina espectroscopía e interferometría sobre estrellas muy jóvenes de masa intermedia, obteniendo una visión altamente exacta de los procesos que actúan en los discos que alimentan a las estrellas en formación.

Estos mecanismos incluyen al material que cae hacia la estrella así como al gas que resulta eyectado, probablemente en forma de viento procedente del disco.

ESO PR Photo 35/08 – Disco alrededor de una estrella joven Impresión artística del medioambiente de una estrella infantil, mostrando la geometría del disco de polvo en el área exterior y el disco de gas caliente más cercano al objeto central. La imagen no está a escala, y el disco de gas interior, que fue estudiado por los astrónomos utilizando el VLTI, es más pequeño que la distancia entre la Tierra y el Sol, mientras que el disco en su totalidad es decenas de veces más grande. © ESO/L. Calçada

Las estrellas bebé se forman a partir de un disco de gas y polvo que rodea al nuevo objeto y que, más tarde, también puede proporcionar el material para un sistema planetario. Como las regiones más cercanas de formación estelar se encuentran a unos 500 años-luz de distancia, estos discos parecen muy pequeños en el cielo, y su estudio requiere técnicas especiales para poder sondear sus detalles más delicados.

La mejor manera de lograrlo es con la interferometría, una técnica que combina la luz de dos o más telescopios de modo que el nivel de detalle revelado corresponde al que se vería a través de un telescopio con un diámetro igual a la separación entre los elementos del interferómetro, típicamente de 40 a 200 metros. El Interferómetro del Telescopio Muy Grande (VLTI) de ESO ha permitido a los astrónomos alcanzar una resolución de aproximadamente un mili-arcosegundo, un ángulo equivalente al tamaño del punto final de esta frase visto desde una distancia de unos 50 kilómetros.

“Hasta ahora, la interferometría ha sido utilizada principalmente para sondear el polvo que rodea las cercanías de las estrellas jóvenes”, dice Eric Tatulli de Grenoble (Francia), quien co-lideró este proyecto internacional. “Pero el polvo representa únicamente un uno por ciento de la masa total de los discos. Su componente principal es gas, y su distribución puede definir la arquitectura última de los sistemas planetarios en formación”.

La capacidad del VLTI y del instrumento AMBER para capturar espectros mientras se sondea objetos con un mili-arcosegundo de resolución ha permitido a los astrónomos cartografiar el gas. Los científicos estudiaron el medioambiente gaseoso interior de seis estrellas jóvenes que pertenecen a la familia de los objetos Herbig Ae/Be. Estos objetos tienen masas que son unas pocas veces mayores que las de nuestro Sol y todavía están en formación, aumentando su masa incorporando material proveniente del disco a su alrededor.

El equipo utilizó estas observaciones para mostrar que los procesos de emisión de gas pueden ser utilizados para delinear los procesos físicos en acción cerca de la estrella.

“El origen de las emisiones de gas desde estas estrellas jóvenes ha estado bajo debate hasta ahora, porque en las primeras investigaciones sobre el componente gaseoso, la resolución espacial no era suficiente como para estudiar la distribución del gas cerca de la estrella”, dice el co-líder Stefan Kraus de Bonn, Alemania. “Los astrónomos tenían ideas muy diferentes sobre los procesos físicos que habían sido delineados por el gas. Al combinar la espectroscopía con la interferometría, el VLTI nos ha proporcionado la oportunidad de distinguir los mecanismos físicos responsables de la emisión observada de gas”.

Los astrónomos han encontrado evidencia de materia cayendo hacia la estrella en dos casos, y de expulsión de gas en otros cuatro, tanto en un extenso viento estelar como en un viento de disco.

Parecería también que, para una de las estrellas, el polvo puede estar presente más cerca de la estrella de lo generalmente esperado. El polvo está tan cerca que la temperatura debería ser lo suficientemente alta como para evaporarse, pero como esto no ha sido observado, debe significar que el gas sirve como escudo contra la luz estelar.

Estas nuevas observaciones demuestran que ahora es posible estudiar el gas de los discos que rodean a las estrellas jóvenes. Esto abre nuevas perspectivas para la comprensión de esta importante fase en la vida de una estrella.

“Observaciones futuras utilizando la espectro-interferometría VLTI nos permitirán determinar tanto la distribución espacial como el movimiento del gas, y podrían revelar si la línea observada de emisión es causada por un chorro lanzado desde el disco o por un viento estelar”, concluye Stefan Kraus.

MÁS INFORMACIÓN:

Tatulli E., Malbet F., Menard F., Gil C.,Testi L., Natta A., Kraus S., Stee P., Robbe-Dubois S., “Spatially resolving the hot CO around the young Be star 51 Ophiuchi”, Astronomy and Astrophysics 489, 1151 (2008).

Kraus S., Hofmann K.-H., Benisty M., Berger J.-P., Chesneau O., Isella A., Malbet F., Meilland A., Nardetto N., Natta A., Preibisch T., Schertl D., Smith M., Stee P., Tatulli E., Testi L., Weigelt G., “The origin of hydrogen line emission for five Herbig Ae/Be stars spatially resolved by VLTI/AMBER spectro-interferometry”, Astronomy and Astrophysics 489, 1157 (2008).

El equipo incluye a S. Kraus, K.-H. Hofmann, A. Meilland, N. Nardetto, T. Preibisch, D. Schertl, y G. Weigelt (MPI, Bonn, Alemania), E. Tatulli (INAF, Italia, y Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, Francia), M. Benisty, J.-P. Berger, F. Malbet, y F. Ménard (Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, Francia), O. Chesneau y P. Stee, (OCA, Francia), A. Natta (INAF, Italia), M. Smith (Univ. de Kent, Reino Unido), C. Gil y L. Testi (ESO), y S. Robbe-Dubois (Université de Nice, Francia).

VLT de ESO en Paranal, Chile. © ESO

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Artículo original: ESO Press Release 35/08.
Título: “Astronomers get best view yet of infant stars at feeding time”
Fecha: Octubre 10, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Un pequeño estallido paternal

Nueve mil millones de años después del “Big Bang”, un “Little Bang” disparó la creación de nuestro sistema solar.

A lo largo de varias décadas, los científicos han supuesto que el sistema solar se formó como resultado de una onda de choque proveniente de una estrella en explosión (una supernova) que provocó el colapso de una densa nube de gas polvoriento que se contrajo para formar el Sol y los planetas. Pero los detallados modelos de este proceso de formación habían funcionado únicamente bajo la presunción simplista de que las temperaturas durante estos eventos violentos permanecían constantes.

Casiopea A Imagen en falso color del remanente de supernova Casiopea A, obtenida por tres de los Grandes Observatorios de la NASA. El diminuto punto turquesa en el centro es la estrella neutrónica que se formó a partir de los restos de la estrella original, mientras que el variopinto envoltorio que la rodea está compuesto por los restos diseminados de la supernova. Casiopea A se encuentra localizada a unos 10 000 años-luz de distancia, en la dirección de la constelación del mismo nombre. © NASA/JPL-Caltech/Steward Observatory

Ahora, astrofísicos del Departamento de Magnetismo Terrestre (DTM = Department of Terrestrial Magnetism) del Instituto Carnegie han demostrado, por primera vez, que de hecho una supernova pudo haber causado la formación del sistema solar, bajo las más probables condiciones de rápido calentamiento y enfriamiento. Los resultados, publicados en el número del 20 de octubre de 2008 del Astrophysical Journal, han resuelto este prolongado debate. El estudio también arroja luz sobre la formación planetaria, y puede ayudar a los astrobiólogos a entender la posibilidad de formación de planetas habitables alrededor de estrellas distantes.

“Desde la década de 1970 tenemos evidencia química en meteoritos que apunta a que una supernova disparó la formación del sistema solar”, remarcó el autor principal Alan Boss, de Carnegie. “Pero el diablo se metió en los detalles. Hasta este estudio, los científicos no habían podido resolver un escenario auto-consistente, donde el colapso se inicie al mismo tiempo que los recién creados isótopos de la supernova son inyectados en la nube colapsante”.

Versiones de corta vida de isótopos radioactivos (elementos con el mismo número de protones pero diferente número de neutrones) que se encuentran en meteoritos muy antiguos se desintegran en escalas temporales de millones de años y se convierten en elementos diferentes. El hallazgo de estos elementos “descendientes” en meteoritos primitivos implica que los radioisótopos progenitores de corta vida deben haber sido creados apenas un millón de años antes, o algo así, de que los meteoritos mismos se formaran.

Un pasado polvoriento Concepción artística de un disco de polvo orbitando alrededor de una estrella. La nueva investigación demostró que una supernova distante pudo haber causado que una nube de polvo colapsara para finalmente formar nuestro sistema solar. © NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

“Uno de estos isótopos progenitores, el hierro⁶⁰, únicamente puede ser creado en cantidades significativas en los potentes hornos nucleares de estrellas masivas o evolucionadas”, explicó Boss. “El hierro⁶⁰ se desintegra en níquel⁶⁰, y se ha encontrado níquel⁶⁰ en meteoritos primitivos, de modo que sabíamos cuándo y dónde se habían formado los isótopos progenitores, pero no sabíamos cómo habían llegado hasta aquí”.

Modelos previos confeccionados por Boss y por Prudence Foster demostraron que los isótopos podían ser depositados en una nube pre-solar si una onda de choque proveniente de una explosión supernova bajaba su velocidad hasta unos 10 a 40 kilómetros por segundo, y la onda y la nube tenían una temperatura constante de -263ºC (10 K).

“Estos modelos no funcionaban si el material se calentaba por compresión y se enfriaba por radiación, y este problema hizo surgir serias dudas en la comunidad sobre si un choque supernova había iniciado o no estos eventos hace más de cuatro mil millones de años”, destacó Harri Vanhala, quien encontró el resultado negativo en su tesis doctoral en el Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica en 1997.

Utilizando un código hidrodinámico adaptable de refinado de malla, FLASH 2.5, diseñado para manejar frentes de choque, así como una ley mejorada de enfriamiento, los investigadores de Carnegie tuvieron en cuenta varias situaciones diferentes. En todos los modelos, el frente de choque golpeó una nube pre-solar con una masa equivalente a la de nuestro Sol, consistente en polvo, agua, monóxido de carbono e hidrógeno molecular, alcanzando temperaturas de hasta 727ºC (1 000 K).

Estas diminutas partículas, provenientes de meteoritos conocidos como condritas carbonáceas, miden apenas unas millonésimas de metro y tienen proporciones diferentes de isótopos de nitrógeno (N) y de hidrógeno (H). Estos isótopos se encuentran unidos químicamente a la materia orgánica meteorítica y pueden revelar mucho sobre lo que le sucedió al meteorito mientras atravesaba el sistema solar, a lo largo de miles de millones de años. © Carnegie Institution

En ausencia de enfriamiento, la nube no podía colapsar. Sin embargo, con la nueva ley de enfriamiento, descubrieron que después de 100 000 años la nube pre-solar era mil veces más densa que antes, y que el calor causado por el frente de choque se disipaba rápidamente, resultando en únicamente una fina capa con temperaturas cercanas a los 727ºC (1 000 K). Después de 160 000 años, el centro de la nube había colapsado hasta hacerse un millón de veces más densa, formando el proto-sol. Los investigadores descubrieron que los isótopos del frente de choque se encontraban mezclados en el proto-sol en una forma consistente con su origen en una supernova.

“Esta es la primera vez que se ha mostrado un modelo detallado que funcione de una supernova disparando la formación de nuestro sistema solar”, dijo Boss. “Comenzamos con un Little Bang 9 000 millones de años después del Big Bang”.

Geoda, una cavidad celestial. © Telescopio Espacial Hubble

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Artículo original: “The Little Bang”
Fecha: Octubre 05, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Nacidas en el viento

Comunicado de Prensa ESO PR 34/08.

Excepcional retrato en múltiples longitudes de onda del nacimiento de varias estrellas.

Telescopios en tierra y en el espacio se han conjuntado para componer una imagen a todo color que ofrece una mirada diferente sobre la historia de la región tachonada de estrellas conocida como NGC 346. Este nuevo y etéreo retrato en el cual luces de diferentes longitudes de onda se arremolinan como acuarelas, revela nueva información acerca de cómo se forman las estrellas. La imagen combina luz infrarroja, visible y de rayos-X capturada por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA, el Telescopio de Nueva Tecnología (NTT) de del Observatorio Austral Europeo (ESO) y el telescopio orbitador XMM-Newton de rayos-X de la Agencia Espacial Europea (ESA), respectivamente. Las imágenes en luz visible del NTT permitieron a los astrónomos descubrir gas brillante en la región, y la imagen multi-longitud de onda revela nuevos datos que aparecen únicamente gracias a esta inusual combinación de información.

ESO PR Photo 34/08 – Región de formación estelar NGC 346 Esta imagen se basa en datos del XMM-Newton de ESA (rayos-X, en azul), del Telescopio de Nueva Tecnología de ESO (luz visible, en verde) y del Spitzer de la NASA (infrarrojo, en rojo). La luz infrarroja muestra polvo frío, mientras que la luz visible denota gas resplandeciente, y los rayos-X representan al gas muy caliente. Las estrellas ordinarias aparecen como puntos azules con centros blancos, mientras que las estrellas jóvenes recubiertas por polvo aparecen como puntos rojos con centros blancos. © ESO ESA/JPL-Caltech/NASA/D. Gouliermis (MPIA) et al.

NGC es la más luminosa de las regiones de formación estelar de la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia enana irregular que orbita la Vía Láctea a una distancia de 210 000 años-luz.

“NGC 346 es realmente un zoológico astronómico”, dice Dimitrios Gouliermis del Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg, Alemania, y autor principal del artículo que describe las observaciones. “Cuando combinamos datos en varias longitudes de onda, pudimos distinguir qué es lo que está sucediendo en diferentes partes de esta intrigante región”.

Estrellas pequeñas están diseminadas por toda la región NGC 346, mientras que estrellas masivas prueban su centro. Estas estrellas masivas y la mayoría de las pequeñas se formaron al mismo tiempo a partir de una densa nube, mientras que otras estrellas menos masivas se crearon después a través de un proceso denominado “formación estelar disparada”. La intensa radiación proveniente de las estrellas masivas consumió la estrella de polvo que las rodeaba, haciendo que el gas se expandiera y creara ondas de choque que comprimieron al polvo frío y a los gases cercanos para formar nuevas estrellas.

Los filamentos color rojo anaranjado que rodean al centro de la imagen muestran donde ocurrió este proceso.

Pero otro conjunto de estrellas más jóvenes de poca masa de la región, que se pueden ver como un glóbulo rosáceo en la parte superior de la imagen, no puede ser explicado por este mecanismo. “Estamos interesados particularmente en saber qué fue lo que provocó la formación de este grupo aparentemente aislado de estrellas”, dice Gouliermis.

Al combinar los datos multi-longitud de onda de NGC 346, Gouliermis y su equipo pudieron determinar con precisión al gatillo disparador como una estrella muy masiva que estalló en una explosión supernova hace unos 50 000 años.

Los fuertes vientos provenientes de la agonizante estrella masiva, y no su radiación, empujaron y unieron al gas y al polvo, comprimiéndolos en forma de nuevas estrellas, trayendo a la existencia estos astros jóvenes.

Si bien en esta imagen no pueden verse los restos de esa estrella masiva, una burbuja creada cuando estalló puede ser observada cerca del gran punto blanco con un halo azul en la parte superior izquierda (en realidad, este punto blanco es una colección de tres estrellas).

El hallazgo demuestra que tanto la formación estelar disparada por el viento como por la radiación están en juego en la misma nube. Según Gouliermis, “el resultado nos muestra que la formación estelar es un proceso mucho más complicado de lo que pensábamos, conjuntando mecanismos competitivos o colaboradores diferentes”.

El análisis fue posible únicamente gracias a la combinación de la información obtenida a través de técnicas y equipos muy diferentes, y revela el poder de estas colaboraciones y la sinergia entre los observatorios con base en tierra y en el espacio.

Más información

D. Gouliermis et al., “NGC in the Small Magellanic Cloud. IV. Triggered Star Formation in the H II Region N 66”, a ser publicado en el Astrophysical Journal.
Entre otros autores del artículo se cuentan Thomas Henning, Wolfgang Brandner, Eva Hennekemper, y Felix Hormuth del Instituto Max Planck de Astronomía, y You-Hua Chu y Robert Gruendl de la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign, EE.UU..

El Telescopio de Nueva Tecnología (NTT) de 3,5 mts de ESO, localizado en La Silla, en Chile, fue el primero en el mundo en tener un espejo principal deformable controlado por computador (óptica activa), una tecnología desarrollada en ESO y aplicada ahora en la mayoría de los grandes telescopios actuales.

Telescopio NTT de ESO en La Silla, desierto de Atacama, Chile. © ESO

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Artículo original: ESO Press Release 34/08.
Título: “Born in the Wind”
Fecha: Octubre 08, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Júpiter con total nitidez

Comunicado de Prensa ESO PR 33/08.

Una nueva técnica de corrección de imagen genera la fotografía más nítida del planeta jamás tomada desde tierra.

Una observación récord de Júpiter de dos horas de duración utilizando una técnica superior para eliminar la distorsión atmosférica ha producido la imagen más nítida de todo el planeta que jamás se haya obtenido desde tierra. La serie de 265 instantáneas obtenidas con el prototipo del instrumento Demostrador de Óptica Adaptable Multi-Conjugada (MAD = Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator) montado sobre el VLT (Very Large Telescope = Telescopio Muy Grande) de ESO (European Southern Observatory = Observatorio Austral Europeo) revela cambios en la neblina tipo smog de Júpiter, probablemente como respuesta a una conmoción que afectó a todo el planeta hace más de un año.

ESO PR Photo 33/08 – Júpiter con toda nitidez Imagen infrarroja en falso color del planeta capturada el 17 de agosto de 2008. Es la combinación de una serie de fotografías tomadas a lo largo de 20 minutos a través de tres filtros diferentes. La definición es de unos 90 mili-arcosegundos, lo que permite distinguir detalles de hasta 300 kms de ancho en la superficie del gigante gaseoso. La Gran Mancha Roja se encontraba al otro lado del planeta durante las observaciones. © ESO/F. Marchis, M. Wong, E. Marchetti, P. Amico, S. Tordo

Durante décadas, el tener la capacidad de corregir las distorsiones atmosféricas en imágenes de gran angular ha sido el sueño de científicos e ingenieros. Las nuevas imágenes de Júpiter prueban el valor de la tecnología avanzada utilizada por MAD, que utiliza dos o más estrellas guía en lugar de una sola, para eliminar la distorsión causada por la turbulencia atmosférica sobre un campo de visión que es treinta veces más grande que el permitido por las técnicas existentes [1].

“Este tipo de óptica adaptable tiene una gran ventaja para la observación de objetos grandes, tales como planetas, cúmulos estelares o nebulosas”, dice el investigador principal Franck Marchis de la Universidad de California Berkeley y del Instituto SETI en Mountain View, California, EE.UU. “Mientras la óptica adaptable común proporciona una corrección excelente en un campo visual pequeño, MAD ofrece una buena corrección sobre un área mayor del cielo. Y de hecho, si no fuera por MAD, no habríamos podido llevar a cabo estas observaciones asombrosas”.

MAD permitió que los investigadores observaran a Júpiter durante más de dos horas los días 16 y 17 de agosto de 2008, una duración récord según el equipo de observación. La óptica adaptable convencional que utiliza una única luna joviana como referencia no puede monitorear a Júpiter por un período tan largo porque el satélite se aleja demasiado del planeta. El Telescopio Espacial Hubble no puede observar al gigante gaseoso en forma continua por más de unos 50 minutos, porque su campo visual es bloqueado con regularidad por la Tierra durante la órbita de 96 minutos del telescopio.

Utilizando MAD, la astrónoma de ESO Paola Amico, el director del proyecto MAD Enrico Marchetti y Sèbastien Tordo del equipo MAD rastrearon dos de las lunas mayores de Júpiter, Europa e Ío (cada una de ellas en un lado distinto del planeta) para proporcionar una buena corrección en toda la extensión del disco lleno del planeta. “Fue la observación más retadora que hayamos realizado con MAD, porque debíamos rastrear con gran precisión a dos satélites que se movían con velocidades diferentes, mientras que simultáneamente fijábamos a Júpiter”, dice Marchetti.

Con esta serie única de imágenes, el equipo descubrió una gran alteración en la luminosidad de la neblina ecuatorial, que se encuentra en un cinturón de 16 000 kilómetros de ancho sobre el ecuador joviano [2]. Una mayor cantidad de luz reflejada por la neblina de la atmósfera superior significa que la cantidad de neblina ha aumentado, o que se ha trasladado a mayores altitudes. “La porción más luminosa se ha desplazado hacia el sur en más de 6 000 kilómetros”, explica el miembro del equipo Mike Wong.

Se llegó a esta conclusión luego de comparar imágenes tomadas en 2005 por Wong y su colega Imke de Pater utilizando el Telescopio Espacial Hubble. Las fotografías del Hubble, obtenidas en longitudes de onda del infrarrojo muy cercanas a las utilizadas para el estudio del TLT, muestran más neblina en la mitad norte de la brillante Zona Ecuatorial, mientras que las imágenes del VLT de 2008 muestran un claro desplazamiento hacia el sur.

“El cambio que vemos en la neblina podría estar relacionado con grandes cambios en los patrones de nubes asociados con la conmoción planetaria del pasado año, pero debemos examinar más datos para precisar más el momento en que ocurrieron los cambios”, declara Wong.

NOTAS

[1] Los telescopios con base en tierra sufren un efecto de distorsión causado por la turbulencia atmosférica. Esta turbulencia hace que las estrellas titilen de una forma que deleita a los poetas pero frustra a los astrónomos, ya que borronea los detalles finos de las imágenes.

Sin embargo, con las técnicas de la óptica adaptable (AO = Adaptive Optics), este gran impedimento puede ser superado de forma que el telescopio produzca imágenes que sean tan nítidas como sea posible teóricamente, es decir, aproximarse a las condiciones en el espacio.

El sistema de óptica adaptable funciona por medio de un espejo deformable controlado por computadora que contrarresta la distorsión introducida en la imagen por la turbulencia atmosférica.
Está basado en correcciones ópticas en tiempo real computadas a partir de datos de imagen obtenidos por un “sensor de frente de onda” (una cámara especial) a alta velocidad, muchos centenares de veces por segundo, cada segundo.

Los sistemas AO actuales pueden corregir únicamente el efecto de la turbulencia atmosférica en una región muy pequeña del cielo (típicamente, 15 arcosegundos o menos), y la corrección se degrada muy rápidamente cuando se aleja del eje central. Por lo tanto, los ingenieros han desarrollado nuevas técnicas para superar esta limitación, una de las cuales es la óptica adaptable multi-conjugada.

Para más detalles sobre el instrumento prototipo Demostrador de Óptica Adaptable Multi-Conjugada, ver (en inglés) ESO 19/07.

[2] La neblina, que podría estar formada por el compuesto nitrogenado hidrazina, utilizado en la Tierra como propulsor cohete, o quizás por cristales congelados de amoníaco, agua o hidrosulfuro de amonio proveniente de las profundidades del planeta gaseoso, resulta muy prominente en las imágenes infrarrojas.

Como la luz visible puede penetrar a niveles más profundos que la luz en las longitudes infrarrojas detectadas por MAD (alrededor de los 2 micrones), los telescopios ópticos ven luz reflejada desde nubes más profundas y espesas que se encuentran debajo de la neblina.

A veces, la neblina se comporta como las partículas en las regiones superiores de los frentes de trueno de la Tierra (conocidos como yunques cúmulonimbus) o en los penachos de ceniza causados por las grandes erupciones volcánicas, que se elevan hasta la atmósfera superior y se diseminan por todo el mundo.

En Júpiter, el amoníaco inyectado en la atmósfera superior interactúa también con la luz solar para formar hidrazina, que se condensa en una bruma de finas partículas de hielo. La química de la hidrazina en la atmósfera joviana es similar a la que ocurre en la atmósfera terrestre después de una erupción volcánica, cuando el dióxido de azufre se convierte, a causa de la luz solar ultravioleta, en ácido sulfúrico.

VLT de ESO en Paranal, Chile. © ESO

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Artículo original: ESO Press Release 33/08.
Título: “Sharpening Up Jupiter”
Fecha: Octubre 02, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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El Sol, nuestro autoestopista galáctico

Es posible que a veces las estrellas se muden del vecindario que las vio nacer.

Una antigua creencia sostiene que las estrellas tienden a permanecer en la misma zona general de la galaxia donde se formaron originalmente. Recientemente, algunos astrofísicos han cuestionado esta noción, y ahora nuevas simulaciones muestran que, al menos en algunas galaxias similares a la nuestra, estrellas como el Sol pueden migrar grandes distancias.

Más aún, si nuestro Sol se ha alejado de donde se formó hace más de 4 000 millones de años, eso alteraría toda la noción de que hay regiones en las galaxias (las así llamadas zonas habitables) que son más conducentes al sostenimiento de la vida que otras.<

Vista de nuestra galaxia, con la ubicación del sistema solar en el brazo de Orión. © www.cosmonautas.es

“Nuestra visión de la extensión de la zona habitable se basa en parte en la idea de que ciertos elementos químicos necesarios para la vida están disponibles en algunas partes del disco galáctico, pero no en otras”, dijo Rok Roškar, un estudiante en doctorado en astronomía de la Universidad de Washington.

“Si las estrellas migran, entonces esa zona no puede ser un lugar estático”.

Si la idea de una zona habitable no se puede sostener, se modificaría la suposición de los científicos sobre dónde, y cómo, podría evolucionar en una galaxia, agregó.

Roškar es el autor principal de un artículo que describe los hallazgos de las simulaciones, publicado en la edición del 10 de septiembre de 2008 en “The Astrophysical Journal Letters”. Los co-autores del mismo son Thomas R. Quinn de la Universidad de Washington, Victor Debattista de la Universidad de Lancashire Central en Inglaterra, y Gregory Stinson y James Wadsley de la Universidad de McMaster en Canadá. El trabajo fue financiado parcialmente por la Fundación Nacional de Ciencias de los EE.UU..

Utilizando más de 10 000 horas de tiempo computacional en un conjunto de ordenadores de la Universidad de Washington y un supercomputador de la Universidad de Texas, los científicos corrieron simulaciones de la formación y evolución de un disco galáctico a partir de material en rotación que se había acumulado 4 000 millones de años después del Big Bang.

Las simulaciones comenzaron con las condiciones existentes hace 9 000 millones de años, después de que el material para el disco galáctico se hubiera acumulado casi en su totalidad, pero cuando la efectiva formación del disco aún no había comenzado. Los científicos establecieron parámetros básicos para imitar el desarrollo de la Vía Láctea hasta ese punto, pero luego dejaron que la galaxia simulada evolucionara por sí misma.

Imagen proveniente de una simulación de computadora que muestra el desarrollo y evolución del disco de una galaxia como la Vía Láctea. © University of Washington/Rok Roškar

Previamente, los científicos asumían que si una estrella, durante su órbita alrededor del centro de la galaxia, era interceptada por un brazo espiral de la galaxia, entonces su órbita se haría más errática, de la misma forma en que la rueda de un automóvil se sacudiría luego de dar con un bache.

Sin embargo, en las nuevas simulaciones, las órbitas de algunas estrellas podrían volverse más grandes o más pequeñas, pero todavía seguirían siendo bastante circulares después de golpear contra la masiva onda espiral. Nuestro Sol tiene una órbita casi circular, de modo que estos descubrimientos significarían que cuando se formó hace 4 590 millones de años (es decir, unos 50 millones de años antes que la Tierra), podría haber estado más cerca o más lejos del centro de la galaxia, en lugar de haberse encontrado hacia la mitad de la distancia hasta el borde exterior, como ahora.

Las estrellas migratorias podrían también explicar un antiguo problema en la composición química de las estrellas del vecindario de nuestro sistema solar, que según se sabe desde hace tiempo está más mezclado y diluido de lo que se podría esperar si las estrellas hubieran pasado toda su vida en el lugar donde nacieron. Al introducir estrellas provenientes de lugares iniciales muy diferentes, el vecindario solar se ha convertido en un lugar más diverso e interesante, comentó el investigador.

Esta migración estelar parece depender de que la galaxia tenga brazos en espiral que modifiquen su camino a través de la misma, tal como sucede en nuestra Vía Láctea, dijo Roškar.

“Nuestra galaxia simulada está muy idealizada en la formación del disco, pero creemos que es indicativa de la formación de una galaxia tipo Vía Láctea”, dijo. “En cierta forma, el estudio de la Vía Láctea es muy difícil de realizar porque estamos dentro de ella y no la podemos ver en su totalidad. No podemos decir con seguridad que el Sol haya tenido este tipo de migración”.

Sin embargo, existe evidencia observacional reciente de que una migración de este tipo podría estar ocurriendo también en otras galaxias, agregó.

Roškar hizo notar que los investigadores no son los primeros en sugerir que las estrellas podrían migrar grandes distancias a través de las galaxias, pero son los primeros en demostrar los efectos de tales migraciones en la simulación de un disco galáctico en crecimiento.

Los hallazgos se basan en unas pocas corridas de simulaciones, pero se espera que corridas adicionales utilizando los mismos parámetros y las mismas propiedades físicas produzcan en general los mismos resultados.

“Cuando se mezcla crema en una taza de café, rara vez lucirá dos veces de la misma forma, pero el proceso general y el sabor resultante serán siempre los mismos”, dijo Wadsley, el miembro del equipo proveniente de la Universidad de McMaster.

Los científicos planean correr un conjunto de simulaciones con propiedades físicas variables para generar diferentes clases de discos galácticos, y luego determinar si las estrellas muestran una capacidad similar para migrar grandes distancias en diferentes tipos de discos galácticos.

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Artículo original: “Immigrant Sun: Our star could be far from where it started in Milky Way”
Autor: Vince Stricherz
Fecha: Septiembre 15, 2008
Enlace con el artículo original: aquí
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Actualizaciones sobre el sistema solar: octubre 2008

Afortunadamente, en el mundo científico los cambios son constantes, aunque a veces resulta difícil estar al día.

Por eso he actualizado un par de artículos sobre el sistema solar, esperando que sigan manteniendo su utilidad para los aficionados y para todos los lectores en general:

- El sistema solar ordenado

- Glosario topográfico planetario

Y, como siempre, las críticas son bienvenidas.