viernes, agosto 29, 2008

¿Cómo crecen las galaxias?

Comunicado de Prensa ESO PR 24/08.

Armando las galaxias más masivas del universo.

Los astrónomos han descubierto múltiples galaxias masivas en el acto de fusionarse, hace unos cuatro mil millones de años. Este hallazgo, hecho posible por la combinación del poder de los mejores telescopios con base en tierra y en el espacio, apoya en forma especial la teoría más favorita acerca de cómo se forman las galaxias.

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ESO PR Photo 24/08 – Galaxias fusionándose en grupos

Imagen de las galaxias más luminosas en cuatro grupos localizados a 4 000 millones de años-luz. Las galaxias están ordenadas de menor a mayor por masa estelar, es decir, aproximdamente una secuencia tempora. Las galaxias de los grupos 1 y 2 muestran claramente compañeras unidas gravitatoriamente, y la galaxia más brillante del grupo 3 tiene un núcleo doble. Por lo tanto, estas galaxias se encuentran en proceso de fusionarse.

© ESO

¿Cómo se forman las galaxias? La respuesta más ampliamente aceptada para esta pregunta es el modelo de “formación jerárquica”, un proceso gradual en el cual galaxias pequeñas se fusionan para formar galaxias más grandes.

Se puede pensar en las galaxias formándose en una forma similar a la de las pequeñas corrientes que se unen para formar ríos, y éstos a su vez también se unen para formar ríos más grandes. Este modelo teórico predice que las galaxias masivas crecen a través de muchos eventos de fusión a lo largo de su vida. Pero, ¿cuándo finalizan estas rachas de crecimiento cosmológico? ¿Cuándo consiguieron las galaxias más masivas la mayor parte de su masa?

Para responder estas preguntas, los astrónomos estudian las galaxias masivas en los racimos, los equivalentes cósmicos de ciudades llenas de galaxias. “Se debate intensamente sobre si los racimos más luminosos de galaxias crecieron sustancialmente en los últimos miles de millones de años. Nuestras observaciones muestran que en este tiempo, las galaxias han incrementado su masa en un 50%”, dice Kim-Vy Tran de la Universidad de Zurich, Suiza, quien encabezó la investigación.

Los astrónomos utilizaron un gran conjunto de telescopios e instrumentos, incluyendo al Telescopio Muy Grande (VLT) de ESO y al Telescopio Espacial Hubble, para estudiar con gran detalle galaxias localizadas a 4 mil millones de años-luz de distancia. Estas galaxias se encuentran en un extraordinario sistema compuesto por cuatro grupos galácticos que se unirán en un racimo.

En particular, el equipo tomó imágenes con la cámara VIMOS y espectros con el FORS2, ambos instrumentos adosados al VLT. A partir de estas y otras observaciones, los astrónomos pudieron identificar un total de 198 galaxias pertenecientes a estos cuatro grupos.

Las galaxias más luminosas en cada grupo contienen entre cien mil millones y un billón (un millón de millones) de estrellas, una propiedad que las hace comparables con las galaxias más masivas pertenecientes a racimos.

“Lo más sorprendente es que en tres de los cuatro grupos, la galaxia más luminosa tiene también una brillante galaxia compañera. Estas galaxias son sistemas en fusión”, dice Tran.

La galaxia más luminosa de cada grupo puede ser ordenada en una secuencia temporal que muestra cómo las galaxias brillantes continúan creciendo por fusión hasta épocas recientes, es decir, en los últimos cinco mil millones de años. Parece que debido al episodio más reciente de este “canibalismo galáctico”, las galaxias más luminosas se han vuelto al menos un 50% más masivas.

Este descubrimiento proporciona una validación única y poderosa de la formación jerárquica tal como se manifiesta tanto en la formación galáctica como en la de los racimos.

“Las estrellas de estas galaxias ya son viejas y debemos llegar a la conclusión de que la fusión reciente no produce una nueva generación de estrellas”, finaliza diciendo Tran. “La mayoría de las estrellas en estas galaxias nacieron hace al menos siete mil millones de años”.

El equipo está compuesto por Kim-Vy H. Tran (Instituto de Física Teórica, Universidad de Zurich, Suiza), John Moustakas (New York University, EE.UU.), Anthony H. Gonzalez y Stefan J. Kautsch (Universidad de Florida, Gainesville, EE.UU.), y Lei Bai y Dennis Zaritsky (Steward Observatory, Universidad de Arizona, EE.UU.). Los resultados que aquí se presentan son publicados en Astrophysical Journal Letters: "The Late Stellar Assembly Of Massive Cluster Galaxies Via Major Merging", por Tran et al.

VLT

VLT de ESO en Paranal, Chile.

© ESO


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Artículo original: ESO Press Release 24/08.
Título: “How Do Galaxies Grow?”
Fecha:Agosto 26 , 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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lunes, agosto 25, 2008

Una aguja en el pajar cósmico

El Observatorio XMM-Newton de ESA confirma la existencia de la “energía oscura”.

Un masivo cúmulo de galaxias detectado por el Observatorio XMM-Newton de Rayos-X de la ESA (Agencia Espacial Europea) es tan grande que los astrónomos piensan que únicamente puede haber unos pocos de ellos localizados tan lejos en el espacio y en el tiempo.

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Esta brillante burbuja azul es un antiguo cúmulo de galaxias.

© ESA XMM-Newton/EPIC, LBT/LBC, AIP (J. Kohnert)

“Se cree que los cúmulos galácticos masivos como ese son objetos raros en el universo distante”, dijo Georg Lamer del Astrophysikalisches Institut en Postdam, Alemania. “Pueden ser utilizados para comprobar teorías cosmológicas. De hecho, la mera existencia de este cúmulo confirma la existencia de un misterioso componente del universo denominado energía oscura”. Los astrónomos compararon el inusual hallazgo con el equivalente cósmico de una “aguja en un pajar”.

XMM-Newton

Observatorio Espacial XMM-Newton de Rayos-X.

© ESA

El recién descubierto monstruo, conocido por el número de catálogo J083026+524133, se encuentra localizado a 7 700 millones de años-luz de distancia y se estima que contiene tanta masa como un millar de grandes galaxias. Buena parte de esa masa se encuentra en la forma de gas caliente a 100 millones de grados. La brillante burbuja azul fue descubierta durante un análisis sistemático de objetos catalogados mientras Lamer y su equipo buscaban parches de rayos-X que pudieran ser tanto galaxias cercanas como distantes cúmulos de galaxias.

Basado en 3 500 observaciones llevadas a cabo por la Cámara Europea de Fotones del XMM-Newton (EPIC), que cubre aproximadamente un 1% de todo el cielo, el catálogo contiene más de 190 000 fuentes individuales de rayos-X. J083026+524133 se destacaba únicamente por su luminosidad. Mientras chequeaba imágenes visuales de la Prospección Digital Sloan del Cielo, el equipo no pudo encontrar ninguna galaxia cercana que resultara obvia en ese lugar.

Fue así que los científicos se dirigieron al Gran Telescopio Binocular en Arizona y tomaron una exposición de profundidad, la que descubrió un cúmulo de galaxias en dicha ubicación.

Los astrónomos quedaron sorprendidos por descubrir que el cúmulo contiene cien mil veces la masa de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.

Nadie sabe qué es la energía oscura, pero está acelerando la expansión del Universo. Esto afecta el crecimiento de cúmulos masivos de galaxias en tiempos recientes, indicando que los mismos deben haberse formado más temprano en la historia del universo. “La existencia del cúmulo puede ser explicada únicamente por la energía oscura”, dice Lamer.

Sin embargo, no espera descubrir más de ellos en el catálogo XMM-Newton. “Según las teorías cosmológicas actuales, deberíamos esperar encontrar únicamente a este cúmulo en el 1% del cielo que hemos investigado”, dice Lamer.

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El Gran Telescopio Binocular (LBT), en Arizona.

© LBT Observatory/John Hill


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Artículo original: “Cosmic ‘Needle in a Haystack’ Confirms Dark Energy”
Fecha: Agosto 25, 2008
Autora: Nancy Atkinson
Enlace con el artículo original:
aquí
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Diez misterios del sistema solar - II

Universe Today y Ian O’Neill nos ofrecen una lista tan antojadiza como intrigante de preguntas científicas sobre nuestro vecindario espacial que todavía siguen en busca de respuesta. He aquí la segunda parte del artículo con las últimas cinco de ellas (o mejor dicho, con las cinco primeras, ya que la cuenta es regresiva).

5 – El calentamiento de la corona solar

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Rizos en la corona solar fotografiados por TRACE en 171 Angstroms (un millón de grados centígrados).

© NASA/TRACE

¿Por qué la atmósfera del Sol está más caliente que su superficie? Esta es una cuestión que ha confundido a los físicos solares por más de medio siglo. Las primeras observaciones espectroscópicas revelaron algo asombroso: la atmósfera del Sol es más caliente que la fotosfera. De hecho, es tan caliente que se la puede comparar con las temperaturas que se encuentran en el centro del Sol.

¿Pero cómo puede ser esto? Si se enciende una lámpara eléctrica, el aire que rodea al bulbo de vidrio no estará más caliente que el propio vidrio; cuanto más nos acerquemos a la fuente de calor, la temperatura aumenta, no disminuye. Pero eso es exactamente lo que sucede con el Sol, la fotosfera tiene una temperatura de unos 6 000 grados Kelvin, mientras que el plasma que se encuentra a unos pocos miles de kilómetros sobre la fotosfera tiene más de un millón de grados Kelvin. Como se puede apreciar, parecería que las leyes de la física son violadas.

Sin embargo, los físicos solares se están acercando a lo que podría ser la causa de este misterioso calentamiento coronal. A medida que mejoran las técnicas de observación y los modelos teóricos se hacen más sofisticados, la atmósfera solar puede ser estudiada con una profundidad sin precedentes.

Ahora se cree que el mecanismo de calentamiento coronal puede ser una combinación de efectos magnéticos en la atmósfera solar. Hay dos candidatos principales para este calentamiento: las nanollamaradas y el calentamiento ondulatorio. Yo he sido un gran propulsor de las teorías de calentamiento ondulatorio (una parte principal de mi investigación ha estado dedicada a la simulación de interacciones de ondas magnetohidrodinámicas a lo largo de los rizos coronales), pero hay una fuerte evidencia de que las nanollamaradas también tienen influencia sobre el calentamiento coronal, posiblemente trabajando en tándem con el calentamiento ondulatorio.

Aunque estamos bastante seguros de que el calentamiento ondulatorio y/o las nanollamaradas pueden ser las causas, hasta que hayamos colocado una sonda en la corona solar (algo que actualmente está bajo planificación con la misión Sonda Solar) y tomado mediciones in-situ del medioambiente coronal, no estaremos seguros de qué es lo que caliente a la corona.

4 – El polvo de los cometas

Cometa

Cometas: ¿de dónde proviene su polvo?

© Universe Today

¿Cómo es que el polvo formado a temperaturas intensas aparece en los cometas helados? Los cometas son los nómadas helados del sistema solar. Aunque han evolucionado en los confines del espacio, en el Cinturón de Kuiper o en la misteriosa región denominada como la Nube de Oort, ocasionalmente estos cuerpos son despedidos y caen bajo el débil tirón gravitatorio del Sol.

A medida que caen hacia el sistema solar interior, el calor del Sol hace que el hielo se evapore, creando una cola cometaria conocida como “coma”. Muchos cometas caen directamente en el Sol, pero otros más afortunados alcanzan a completar una órbita de corto período (si se originaron en el Cinturón de Kuiper) o de período largo (si provienen de la Nube de Oort) alrededor de nuestra estrella.

Pero algo extraño fue descubierto en el polvo recogido en 2004 por la misión Stardust de la NASA al cometa Wild-2. Gránulos de polvo proveniente de este cuerpo congelado parecen haberse formado a altas temperaturas. Se piensa que el cometa Wild-2 se originó y evolucionó en el Cinturón de Kuiper, de modo que ¿cómo puede ser que estas muestras diminutas se hayan formado en un medioambiente con una temperatura superior a los 1 000 grados Kelvin?

El sistema solar evolucionó hace unos 4 600 millones de años a partir de una nebulosa y formó un gran disco de acreción a medida que se fue enfriando. Las muestras recogidas en Wild-2 únicamente pueden haberse formado en la región central del disco de acreción, cerca del Sol joven, y de alguna manera algo las transportó a los confines del sistema solar, hasta llegar finalmente al Cinturón de Kuiper.

¿Pero qué mecanismo pudo hacer algo así? No estamos completamente seguros al respecto.

3 – El Precipicio de Kuiper

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El Cinturón de Kuiper

© Don Dixon

¿Por qué el Cinturón de Kuiper tiene un límite tan abrupto? El Cinturón de Kuiper es una vasta región del sistema solar que forma un anillo alrededor del Sol, justo más allá de la órbita de Neptuno. Es algo parecido al cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter, pero contiene millones de pequeños cuerpos rocosos y metálicos y es unas 200 veces más masivo. También contiene una gran cantidad de hielos de agua, metano y amonio, los constituyentes de los núcleos cometarios que allí se generan. También es conocido por su “planeta enano”, Plutón, y más recientemente por su pariente “plutoide” Makemake.

El Cinturón de Kuiper sigue siendo una región bastante inexplorada del sistema solar (esperamos con impaciencia la llegada allí en 2015 de la misión New Horizons de la NASA), pero ya nos ha presentado algo así como un acertijo. La población de Objetos del Cinturón de Kuiper (KBOs, por sus siglas en inglés) desciende abruptamente a una distancia de unas 50 Unidades Astronómicas del Sol.

Esto resulta bastante extraño, ya que los modelos teóricos predicen un aumento en el número de KBOs más allá de ese punto. Este descenso en el número de objetos es tan dramático que este rasgo ha sido bautizado como el “Precipicio de Kuiper”.

Actualmente no tenemos ninguna explicación para el Precipicio de Kuiper, pero hay algunas teorías.

Una idea es que, de hecho, hay muchos KBOs más allá de las 50 UA, pero que por alguna razón no se acretaron para formar objetos más grandes, y por lo tanto no pueden ser observados.

Otra idea más controversial es que los KBOs más allá del Precipicio de Kuiper han sido barridos por un cuerpo planetario, posiblemente del tamaño de Marte o de la Tierra. Muchos astrónomos arguyen contra ella citando la inexistencia de evidencia observacional sobre algo tan grande que orbite más allá del Cinturón de Kuiper. Sin embargo, esta teoría planetaria ha resultado muy útil para los agoreros de la destrucción, proporcionándoles “evidencia” de la existencia de “Nibiru”, o “Planeta X”. Si en realidad hay allí algún planeta, no es ciertamente un “correo entrante” y seguramente no estará frente a nuestras puertas en 2012.

De modo que, y en pocas palabras, no tenemos idea de porqué existe el Precipicio de Kuiper…

2 – La anomalía Pioneer

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Representación artística de la sonda Pioneer 10.

© NASA

¿Por qué las sondas Pioneer están apartándose de su curso? Este es un asunto que ha dejado perplejos a los astrofísicos, y probablemente sea la cuestión más difícil de responder en las observaciones del sistema solar.

Las Pioneer 10 y 11 fueron lanzadas en 1972 y 1973 para estudiar los confines del sistema solar. A lo largo de su travesía, los científicos de la NASA notaron que ambas sondas estaban experimentando algo extraño; sufrían una inesperada aceleración hacia el Sol que las desviaba de su curso.

Aunque esta desviación no era muy grande para los estándares astronómicos (386 000 kilómetros de deriva después de 10 000 millones de kilómetros de viaje), era sin embargo toda una desviación y los astrofísicos no pueden explicar qué es lo que está sucediendo.

Una hipótesis principal sospecha que la radiación infrarroja no-uniforme alrededor del cuerpo de las sondas (proveniente del isótopo radiactivo de plutonio de sus Generadores Termoeléctricos Radioisotópicos) puede estar emitiendo fotones preferencialmente de un lado, dando un pequeño empuje hacia el Sol.

Otras teorías son un poco más exóticas. Quizás la teoría general de la relatividad de Einstein deba ser modificada para los largos viajes espaciales. O quizás la materia oscura tenga algo que ver, produciendo un efecto enlentecedor en las naves Pioneer.

Hasta ahora, solamente un 30% de la desviación puede ser explicada por la teoría de la distribución no-uniforme de calor, y los científicos realmente no pueden hallar una respuesta obvia.

1 – La Nube de Oort

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Representación artística de la Nube de Oort.

© NASA/JPL

¿Cómo sabemos que existe la Nube de Oort? En lo que tiene que ver con los misterios del sistema solar, la anomalía Pioneer es un hueso duro de roer, pero desde mi punto de vista la Nube de Oort representa el mayor misterio de todos. ¿Por qué? Pues porque nunca la hemos visto, es una región hipotética del espacio.

Al menos, en el caso del Cinturón de Kuiper, podemos observar los KBOs más grandes y sabemos dónde está, pero la Nube de Oort está demasiado lejos (si es que realmente está allí).

En primer lugar, se predice que la Nube de Oort se encuentra a más de 50 000 UA del Sol (es decir, casi un año-luz), lo que significa aproximadamente un 25% de la distancia hasta nuestra vecina estelar más cercana, Próxima Centauri. Por lo tanto, la Nube de Oort se encuentra muy, muy lejos.

Los bordes más lejanos de la Nube de Oort son en buena medida los confines del sistema solar, y a esta distancia los miles de millones de objetos de la Nube se encuentran muy escasamente unidos gravitatoriamente al Sol. Por lo tanto, pueden ser influenciados dramáticamente por el pasaje de otras estrellas cercanas. Se cree que estos trastornos de la Nube pueden hacer que cuerpos helados caigan periódicamente hacia el interior del sistema, creando así los cometas de período largo (como el cometa de Halley, por ejemplo).

De hecho, esta es la única razón por la cual los astrónomos creen que existe la Nube de Oort, como la fuente de cometas helados de período largo que tienen órbitas altamente excéntricas y que surgen de regiones de fuera del plano de la eclíptica. Esto también sugiere que la nube rodea al sistema solar y que no se encuentra confinada a un cinturón alrededor de la eclíptica.

De modo que la Nube de Oort parece estar allí, pero no podemos observarla directamente. En mis libros, este es el mayor misterio de las regiones exteriores de nuestro sistema solar…

NOTA: La primera parte de este artículo puede leerse aquí.

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Artículo original: “Ten Mysteries of the Solar System”
Autor: Ian O´Neill
Fecha: Agosto 18, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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Diez misterios del sistema solar - I

Universe Today y Ian O’Neill nos ofrecen una lista tan antojadiza como intrigante de preguntas científicas sobre nuestro vecindario espacial que todavía siguen en busca de respuesta. He aquí las primeras cinco de ellas (o mejor dicho, las cinco últimas, que la cuenta es regresiva).

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En algún momento u otro, todos nos hemos preguntado cuáles son los misterios que oculta nuestro sistema solar. Después de todo, los ocho planetas (además de Plutón y de todos esos otros planetas enanos) orbitan dentro de un pequeño volumen de la heliosfera (es decir, el volumen del espacio dominado por la influencia del Sol), de modo que: ¿qué es lo que está sucediendo en el resto del volumen que llamamos nuestro hogar?

A medida que lanzamos más robots hacia el espacio, que mejoramos nuestras capacidades de observación y comenzamos a experimentar el espacio en nosotros mismos, aprendemos más y más sobre la naturaleza del lugar de donde venimos y sobre cómo han evolucionado los planetas. Pero incluso con nuestro conocimiento en desarrollo, seríamos tontos si pensáramos que tenemos todas las respuestas, teniendo en cuenta todo lo que queda por descubrir.

De modo que, desde un punto de vista personal, ¿cuáles son los que yo consideraría como los mayores misterios de nuestro sistema solar? Bien, les diré entonces cuales son mis diez favoritos principales entre los más desconcertantes rompecabezas que nuestro sistema nos presenta. Pongamos entonces en juego el balón, y comenzaré por el medio, con el Sol (en caso de que alguien se lo pudiera estar preguntando, ninguno de los siguientes misterios puede ser explicado por la materia oscura… es decir, sí podría, pero solamente una pequeña parte…).

10 - Diferencia de temperaturas en los polos del Sol

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Datos de Ulysses

© D. McComas

¿Por qué el polo sur del Sol es más frío que su polo norte? A lo largo de 17 años, la sonda solar Ulysses nos ha proporcionado una visión sin precedentes del Sol. Después de ser lanzada por el transbordador Discovery en 1990, la intrépida exploradora comenzó un viaje poco ortodoxo a través del sistema solar. Utilizando a Júpiter como una honda gravitatoria, Ulysses fue lanzado fuera del plano de la eclíptica de modo que pudiera pasar sobre el Sol en una órbita polar (normalmente, las naves y los planetas orbitan alrededor del ecuador solar).

Este es el lugar que la sonda ha recorrido por casi dos décadas, tomando observaciones in situ sin precedentes del viento solar y revelando la verdadera naturaleza de lo que sucede en los polos de nuestra estrella. Lamentablemente, Ulysses está muriendo por edad avanzada, y la misión finalizó efectivamente el último día primero de julio, aunque todavía se mantiene alguna comunicación con la nave.

Sin embargo, la observación de regiones no exploradas del Sol puede arrojar resultados incomprensibles. Uno de esos misterios es que el polo sur del Sol es más frío que el polo norte, y por unos 80 000 grados Kelvin. Los científicos están confundidos por esta discrepancia ya que el efecto parece ser independiente de la polaridad magnética del Sol (que cambia el norte magnético por el sur magnético cada 11 años). Ulysses pudo calcular la temperatura solar tomando muestras de los iones del viento solar a una distancia de 300 millones de kilómetros por encima de los polos norte y sur. Al medir la relación de los iones de oxígeno (O6+/O7+), pudieron ser calculadas las condiciones del plasma en la base del agujero coronal.

Esto sigue siendo una cuestión abierta, y la única explicación que pueden dar actualmente los físicos solares es la posibilidad de que la estructura solar en las regiones polares sea de alguna forma diferente. Es una pena que Ulysses haya mordido el polvo; sería bueno contar con un orbitador polar para realizar más investigaciones.

9 – Los misterios de Marte

Marte

Marte, apenas un planeta normal, sin misterios…

© NASA / Hubble

¿Por qué son tan radicalmente diferentes los hemisferios marcianos? Este es un problema que por años ha frustrado a los científicos. El hemisferio norte de Marte se compone predominantemente de tierras bajas sin rasgos resaltables, mientras que el hemisferio sur está lleno de cadenas montañosas, que crean vastas tierras altas.

Muy al principio del estudio de Marte se desechó la teoría de que el planeta había sido golpeado por algo muy grande (creando así las vastas tierras bajas, o una enorme cuenca de impacto). Esto fue así principalmente porque las tierras bajas no presentan los rasgos geográficos de un cráter de impacto. Para comenzar, no hay un “borde” de cráter. Además, la zona de impacto no es circular. Todo esto apuntaba a otra explicación.

Pero el ojo agudo de los investigadores de Caltech han revisado recientemente la teoría del impactor y calcularon que una roca enorme, de entre 1 600 a 2 700 kilómetros de diámetro, pudo haber creado las tierras bajas del hemisferio norte.

Un misterio de adehala: ¿Existe la maldición de Marte? Según muchos programas de TV, sitios web e incluso libros, hay algo (casi paranormal) ahí afuera que devora (o manipula) nuestros exploradores robóticos marcianos.

Si se observa las estadísticas, se podría ser perdonado por sentirse golpeado: casi dos tercios de todas las misiones a Marte han fallado. Cohetes rusos con destino a Marte han estallado, satélites de los EE.UU. han muerto a mitad de vuelo, vehículos británicos han dejado marcas en el paisaje del planeta rojo; ninguna misión a Marte es inmune al “Triángulo Marciano”.

Entonces, ¿hay por allí algún “espíritu galáctico” que esté interfiriendo con nuestras naves? Aunque esto podría resultar atractivo para algunos de nosotros que somos supersticiosos, la gran mayoría de las naves que se han perdido debido a la maldición marciana se encuentra entre las graves pérdidas sufridas durante las misiones pioneras. La proporción reciente de pérdidas es comparable a los fracasos ocurridos en la exploración de otros planetas del sistema solar. Si bien la suerte puede haber tenido alguna parte pequeña en el juego, este misterio es más una superstición que algo realmente mensurable.

8 – El evento Tunguska

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El evento Tunguska

© www.russianspy.org

¿Qué fue lo que causó el impacto del Tunguska? Olvídense de Fox Mulder viajando a través de los bosques rusos; este no es un episodio de los “Archivos X”. El 1908, el sistema solar nos lanzó algo… pero no sabemos qué. Este ha sido un misterio persistente desde que testigos presenciales describieron un destello brillante, que pudo ser visto desde centenares de kilómetros de distancia, sobre el río Podkamennaya Tunguska en Rusia.

Durante la investigación, se pudo establecer que había sido diezmada un área enorme: algo así como 80 millones de árboles habían sido derribados como palillos de fósforo, y más de 2 000 kilómetros cuadrados habían sido arrasados. Pero no había ningún cráter. ¿Qué era lo que había caído del cielo?

Este asunto sigue siendo un caso abierto, aunque los investigadores están apostando a alguna forma de “estallido aéreo” en el cual un cometa o un meteorito entró en la atmósfera y estalló en las alturas, sobre el suelo.

Un estudio forense reciente recorrió los pasos de un posible fragmento de asteroide con la esperanza de descubrir su origen y quizás incluso encontrar el asteroide parental. Los científicos tienen sus sospechas, pero lo intrigante de esto es que prácticamente no hay evidencia de meteorito alrededor del lugar de impacto. Hasta ahora no parece haber muchas explicaciones, pero no creo que sea necesario involucrar a Mulder y a Scully.

7 – La inclinación de Urano

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Urano lo hace de costado

© NASA/Hubble

¿Por qué Urano rota de costado? Urano es un planeta extraño. Mientras que todos los otros planetas tienen, más o menos, sus ejes de rotación apuntando “hacia arriba” del plano eclíptico, Urano yace sobre un costado, con una desviación de su eje de 98 grados. Esto significa que por largos períodos (42 años cada vez) su polo norte o su polo sur apuntan directamente hacia el Sol.

La mayoría de los planetas presenta una rotación “prógrada”, es decir, que todos rotan en dirección anti-horaria cuando se los observa desde sobre el sistema solar (o sea, sobre el polo norte de la Tierra). Sin embargo, Venus muestra un movimiento exactamente opuesto: tiene una rotación retrógrada, lo que llevó a la teoría de que fue desplazado de se eje original en épocas muy tempranas de su evolución, a causa de un gran impacto.

¿Habrá sucedido lo mismo con Urano? ¿Fue acaso golpeado por un cuerpo masivo?

Algunos científicos creen que Urano fue víctima de un golpeador fugitivo, pero otros piensan que puede haber una forma más elegante de describir la extraña configuración del gigante gaseoso.

Los astrónomos han corrido simulaciones de las primeras épocas de la evolución del sistema solar que muestran que la configuración orbital de Júpiter y de Saturno pueden haber pasado por una resonancia orbital de 1:2.

Durante este período de disturbios planetarios, la influencia gravitatoria combinada de esos dos gigantes transfirió momento orbital al más pequeño Urano, desplazándolo de su eje.

Serán necesarias investigaciones futuras para determinar si fue más probable que una roca del tamaño de la Tierra impactara contra Urano, o si Júpiter y Saturno son los culpables.

6 – La atmósfera de Titán

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Imagen en falso color de la atmósfera de Titán.

© NASA/JPL/Space Science Institute/ESA

¿Por qué Titán posee una atmósfera? Titán, una de las lunas de Saturno, es el único satélite del sistema solar con una atmósfera significativa. Es además la segunda luna de mayor tamaño en el sistema, detrás únicamente de Ganímedes, el satélite de Júpiter, y aproximadamente un 80% más masiva que nuestra Luna.

Aunque es pequeño comparado con estándares terrestres, es más parecido a la Tierra de lo que se le acredita. A menudo, Marte y Venus son citados como planetas hermanos de nuestro mundo, pero sus atmósferas son 100 veces más delgada y 100 veces más espesa, respectivamente. Por su lado, la atmósfera de Titán es apenas una vez y media más espesa que la de la Tierra, y está compuesta principalmente por nitrógeno.

El nitrógeno domina la atmósfera terrestre (con un 80%) y domina también la de Titán (con un 95%). Pero, ¿de dónde proviene todo este nitrógeno? Como sucede también con el de la Tierra, es un misterio.

Titán es una luna muy interesante, y rápidamente se está convirtiendo en el primer objetivo para la búsqueda de vida. No solamente posee una atmósfera espesa, sino que también su superficie está abarrotada de hidrocarburos, que a su vez y según se cree están repletos de “tolinas”, o sea productos químicos prebióticos. Agréguese a esto la actividad eléctrica de su atmósfera y tendremos entonces una luna increíble con un enorme potencial para la evolución de la vida.

Sin embargo, y en lo que respecta a de dónde vino su atmósfera… sencillamente, no lo sabemos.

NOTA: La segunda parte de este artículo puede leerse aquí.

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Artículo original: “Ten Mysteries of the Solar System”
Autor: Ian O´Neill
Fecha: Agosto 18, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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sábado, agosto 23, 2008

Corrientes estelares en el halo galáctico

Un nuevo mapa de la Vía Láctea revela una complicada estructura de corrientes entrecruzadas de estrellas, no detectadas anteriormente.

Si bien la mayor parte de las estrellas de nuestra galaxia está concentrada en un disco bastante plano y en una bulbosa región central, el halo sería lo primero que encontraría un viajero intergaláctico cuando se acercara a nuestro universo-isla.

El halo comienza en el borde del disco, a unos 65 000 años-luz del centro galáctico y se extiende hasta unos 300 000 años-luz de distancia del centro. Está compuesto por cúmulos estelares, nubes de gas, materia oscura, y algunas estrellas solitarias. Algunos de estos componentes fueron robados por la Vía Láctea a galaxias enanas que pasaron cerca.

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Modelo teórico de una galaxia como la Vía Láctea, mostrando corrientes de estrellas arrancadas de galaxias satélites destrozadas que se han unido a la galaxia central. Las estructuras que se ven en los mapas estelares SDSS-II apoyan la predicción de una Vía Láctea externa complicada. La región que se muestra tiena aproximadamente un millón de años-luz de lado; el Sol se encuentra a unos 25 000 años-luz del centro de la Vía Láctea, y en esta imagen aparecería como muy cercano al centro.

© K. Johnston, J. Bullock

Las corrientes estelares más grandes del halo han sido cartografiadas a lo lardo de la última década, pero nuevos datos obtenidos por la Prospección Digital Sloan del Cielo (Sloan Digital Sky Survey = SDSS-II) descubrieron muchas otras corrientes más pequeñas no conocidas anteriormente, remanentes de galaxias enanas que se aventuraron demasiado cerca y de algunas pocas compañeras supervivientes. Estas corrientes, entonces, son los restos de galaxias más pequeñas que han sido consumidas por la Vía Láctea.

Los nuevos descubrimientos fueron presentados el pasado 16 de agosto de 2008 en un simposio en Chicago.

Pequeñas corrientes, pequeña fracción

La prospección midió los movimientos de cerca de un cuarto de millón de estrellas en áreas seleccionadas del cielo, en busca de grupos que viajaran a la misma velocidad. La búsqueda descubrió 14 estructuras diferentes, 11 de las cuales nunca habían sido observadas previamente.

Como la investigación incluyó únicamente una pequeña fracción de la Vía Láctea, las 14 corrientes descubiertas “implican un enorme número, cuando extrapolamos el resto de nuestra galaxia”, dijo Kevin Schlaufman, un estudiante graduado de la Universidad de California en Santa Cruz.

Podría haber hasta cerca de 1 000 corrientes en los 75 000 años-luz interiores de la Vía Láctea, agregó Schlaufman, asumiendo que cada una de las 14 estructuras observadas es en realidad una corriente separada. Existe también la posibilidad de que realmente haya menos corrientes que simplemente han sido observadas en lugares diferentes.

Hilos de pasta

La investigadora Kathryn Johnston de la Universidad de Columbia describe al halo como “un entrevero de pasta”.

“En el centro de la galaxia, estos filamentos estelares se acumulan y simplemente se observa una mezcla uniforme de estrellas”, dijo. “Pero cuando se observa más lejos se comienzan a detectar hilos individuales, así como algunos rasgos más parecidos a montones de pasta que provienen de galaxias enanas que se encontraban en órbitas más alargadas”.

Las galaxias enanas que pasan cerca de la Vía Láctea pueden ser estiradas por las fuerzas gravitatorias hasta convertirse en hilos de pasta, que se enroscan alrededor de la galaxia a medida que las estrellas trazan los mismos senderos orbitales a velocidades diferentes, dijo Johnston.

Heidi Newberg, del Instituto Politécnico Rensselaer, y su estudiante graduado Nathan Cole han estado intentando seguir algunos de estos filamentos a medida que los mismos se enroscan en su camino alrededor de la galaxia.

“El poner las piezas todas juntas a representado un gran reto”, dijo Cole, “porque la corriente que proviene de una galaxia enana puede enroscarse alrededor de la Vía Láctea y pasar a través de corrientes de estrellas arrancadas de otras galaxias enanas”.

Newberg y Cole descubrieron al menos dos estructuras superpuestas, y quizás tres o más, en la dirección de la constelación de Virgo, donde las imágenes SDSS revelaron un exceso de estrellas que cubría un área enorme del cielo. Las mediciones de velocidad pueden ser utilizadas para separar los sistemas que se superponen, algunos de los cuales provienen de un brazo gravitatorio de la galaxia enana de Sagitario.

Sobrevivientes

Los datos SDSS revelaron también 14 enanas supervivientes compañeras de la Vía Láctea, incluyendo a dos nuevos descubrimientos anunciados en el simposio. Estas galaxias satélites se encuentran orbitando dentro del halo de materia negra invisible cuya gravedad mantiene unida a la Vía Láctea.

Las enanas recién descubiertas son mucho menos luminosas que las conocidas antes de la prospección. Aunque SDSS puede detectar enanas ultra-tenues, solamente puede hacer si están cerca, de modo que podría haber varios centenares o incluso más dentro del oscuro halo de la Vía Láctea.

“El SDSS nos ha enseñado mucho sobre la Vía Láctea y sus vecinos”, dijo Johnston. “Pero todavía estamos recién comenzando a cartografiar la galaxia en un modo comprehensivo, y hay todo un tesoro de descubrimientos allí afuera esperando por la nueva generación de prospecciones, incluyendo a las dos nuevas inspecciones de la Vía Láctea que serán llevadas a cabo por SDSS-III”.

nombre

Vista total desde la Tierra de toda la prospección 2MASS de la Vía Láctea.

© 2MASS Project


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Artículo original: “Mily Way’s Halo loaded with star streams”
Autora: Andrea Thompson
Fecha: Agosto 16, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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domingo, agosto 03, 2008

Sueño de una noche de verano

Imágenes Celestes: NGC 4618 y NGC 4625, un estudio fascinante en Canes Venatici



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Par galáctico NGC 4618 y NGC 4625, también llamado Arp 23.

© Martin Winder & Dietmar Hager

”Los veloces dragones de la noche cortan las nubes raudamente, y allá a lo lejos brilla…” ¿Otro par galáctico?

Descubierto por Friedrich Wilhelm Herschel in 1787, este particular apareamiento galáctico conocido como Arp 23 se encuentra en Canes Venatici, y tiene ciertamente una colorida historia. El objeto más pequeño, NGC 4618, es una galaxia enana distorsionada clasificada formalmente como Sm, es decir, una estructura que recuerda a las galaxias espirales (especialmente las Nubes de Magallanes). ¿Y qué tiene para decirnos una galaxia con un único brazo espiral?

Se ha teorizado que esta estructura asimétrica podría ser el resultado de una interacción gravitatoria con NGC 4625, el miembro más grande en esta imagen. Y sí, una estructura asimétrica no es algo nuevo en galaxias interactuantes, pero el caso es que hay poco gas hidrógeno neutro fuera del disco óptico de NGC 4618. ¿Qué significa eso? Que muy probablemente el brazo único no es producto de la interacción, sino un resultado natural de las propiedades mismas de la galaxia.

Buena parte de la belleza real de esta imagen se encuentra en las centelleantes regiones de formación estelar, y aparentemente según los estudios científicos tampoco es necesaria una interacción galáctica para explicarlas.

Por si fuera poco, el par también resulta interesante para el estudio de la rotación galáctica, tanto por el que pudiera ser causado por interacción galáctica como por resultado de la evolución del objeto.

¿Queda algo más? Pues sí. También se han estudiado en relación a los núcleos Seyfert, es decir, una compacta región central que puede tomar varias formas y que puede arrojar datos sobre la forma es que ese motor central es alimentado o iniciado. Los estudios muestran que los núcleos Seyfert podrían ser más frecuente entre las espirales interactuantes, pero que lo sería más entre aquellas que únicamente interactúan con mucha fuerza, y no con las que muestran una distorsión extrema por marea. Pero es muy posible que el fenómeno ocurra simplemente como un proceso natural, y también allí se han detectado los rasgos espectrales de estrellas tipo Wolf-Rayet, de modo que muchos factores diferentes pueden estar en juego.

No importa lo que esté sucediendo en esta inusual pareja, ya sea la detección de un agujero negro o un estallido de rayos gamma de larga duración… componen un fascinante objeto de estudio y una imagen realmente hermosa.

”Si a las sombras hemos ofendido, piensen en esto, y todo estará arreglado: que apenas si han aquí dormitado cuando las visiones aparecieron. Y esta débil y ociosa idea, no más rendir, sino apenas un sueño. Amable público, no nos regañes. Si nos perdonas, nos corregiremos.”

La luz necesaria para esta imagen fue capturada a lo largo de un período de unas 7,5 horas por Martin Winder, y luego procesada por el Dr. Dietmar Hager. Agradecemos a ambos por la exclusiva visión de un hermoso dúo galáctico.


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Artículo utilizado como fuente: “A Midsummer Night’s Dream”
Autor: Tammy Plotner
Fecha: Julio 28, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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Siluetas galácticas

Imágenes Celestes: NGC 3314: una inusual pareja de galaxias



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NGC 3314: dos galaxias alineadas

© NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

El Telescopio Espacial Hubble nos muestra aquí una pareja única, que por extraña coincidencia de alineación visual nos permite visualizar el polvo oscuro del objeto en primer plano recortado en silueta sobre la galaxia espiral más grande que se encuentra detrás de él, y que de otro modo sería prácticamente invisible en el espectro visible.

El polvo de los brazos espirales de la galaxia más cercana absorbe la luz proveniente de las estrellas de la segunda galaxia, lo que permite no solamente ubicar su posición, sino también la cantidad de luz que absorbe.

NGC 3314 se encuentra en la dirección de la constelación de la Hidra, NGC 3314a a unos 117 millones de años-luz y NGC 3314b algo más lejos, a unos 140 millones de años-luz.

A diferencia de lo que sucede en muchas otras galaxias, donde el polvo interestelar se encuentra en las mismas regiones que las estrellas azules recién nacidas, en NGC 3314 sus franjas de polvo no están asociadas con estrellas jóvenes luminosas.

El núcleo de la galaxia de fondo, NGC 3314b, se muestra como una mancha pequeña y rojiza cerca del centro de la imagen. Por supuesto, ni su color ni su luminosidad son los que vemos; así como el Sol se ve más rojizo cuando atraviesa la atmósfera terrestre y las pequeñas partículas que ella contiene, el núcleo de NGC 3314b se enrojece y disminuye en intensidad al atravesar el polvo de NGC 3314a.

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Telescopio Espacial Hubble.

© NASA / ESA


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Fuentes utilizadas:
- Hubble Heritage
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jueves, julio 31, 2008

Una explosión silenciosa

Comunicado de Prensa ESO PR 23/08.

Descubren un objeto intermedio entre las supernovas y los estallidos de rayos gamma.

Un equipo de astrónomos dirigido por europeos está proporcionando indicios de que una reciente supernova puede no haber sido tan normal como se creyó inicialmente. En cambio, se considera que la estrella que explotó colapsó en forma de agujero negro, produciendo un chorro débil, típico de acontecimientos mucho más violentos, los así llamados estallidos de rayos gamma.

Este objeto, SN 2008D, se encuentra, por lo tanto, entre las explosiones más débiles que producen chorros de movimiento rápido. Este descubrimiento representa un hito crucial para la comprensión de los fenómenos más violentos que se pueden observar en el universo.

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ESO PR Photo 23a/08 – NGC 2770, SN 2007/uy y SN 2008D

La galaxia espiral NGC 2770 y sus dos supernovas, según las estudió el Observatorio de Asiago.

© ESO

Estos sorprendentes resultados, basados parcialmente en observaciones realizadas con el Telescopio Muy Grande de ESO, aparecieron el día 25 de julio de 2008 en Science Express, la versión on line de Science.

Las estrellas que al nacer poseen más de 8 masas solares finalizan su relativamente corta vida en un espectáculo cósmico de fuegos artificiales que ilumina el universo. El resultado es la formación de los objetos más densos que existen, estrellas neutrónicas y agujeros negros. Cuando estallan, algunas de las más masivas emiten un corto grito de agonía, en forma de estallido de rayos-X o rayos gamma de alta energía.

A primeras horas de la tarde (hora europea) del 9 de enero de 2008, el telescopio Swift NASA/STFC/ASI descubrió por azar un estallido de rayos-X de cinco minutos de duración proveniente de una fuente en el interior de la galaxia NGC 2770, localizada a unos 90 millones de años-luz en la dirección de la constelación del Lince. El satélite Swift estaba estudiando una supernova que había estallado el año anterior en la misma galaxia, pero el estallido de rayos-X provenía de otro lugar, y pronto mostró que surgía de una supernova diferente, denominada SN 2008D.

Investigadores del Instituto Nacional Italiano de Astrofísica (INAF), el Instituto Max Planck de Astrofísica (MPA), ESO, y de varias otras instituciones, han observado la supernova en gran detalle. El equipo está liderado por Paolo Mazzali del Observatorio de Padua del INAF y de MPA.

“Lo que hace que este acontecimiento resulte muy interesante”, dice Mazzali, “es que la señal de rayos-X era muy débil y “suave” [1], algo muy diferente a un estallido de rayos gamma y más en línea con lo que se podía esperar de una supernova normal”.

Por eso, después de que fue descubierta la supernova, el equipo rápidamente la observó desde el Observatorio Asiago en el norte de Italia y estableció que era una supernova Tipo Ic.

“Estas son supernovas producidas por estrellas que han perdido sus capas más externas ricas en hidrógeno y helio antes de estallar, y son el único tipo de supernovas que están asociadas con estallidos de rayos gamma de larga duración”, explica Mazzali. “Por lo tanto, el objeto se hizo aún más interesante”.

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ESO PR Photo 23b/08 – NGC 2770 y sus dos supernovas

Imágenes de NGC 2770 en tres épocas diferentes: la primera del 6 de enero de 2006 muestra la supernova SN 2007uy qye se está desvaneciendo. La segunda, tomada 6 días después, muestra la recién descubierta supernova SN 2008D. Es muy raro que ocurran dos supernovas al mismo tiempo en una galaxia dada, ya que suceden en promedio una vez cada 100 años; la última ocurrida en nuestra galaxia data de 1604. La tercera imagen, tomada casi un mes después, todavía muestra a las dos supernovas. SN 2007uy ha disminuido su brillo, mientras que SN 2008D ha aumentado su luminosidad.

© ESO

A principios de este año un equipo independiente de astrónomos informó en la revista Nature que SN 2008D es una supernova bastante normal. El hecho de que se hubieran detectado rayos-X era, dijeron, porque por primera vez los astrónomos habían sido lo suficientemente afortunados como para detectar a la estrella en el acto mismo de la explosión.

Mazzali y su equipo piensan otra cosa. “Nuestras observaciones y modelos muestran que es un suceso bastante inusual, que se comprendería mejor como un objeto que estuviera en el límite entre las supernovas normales y los estallidos de rayos gamma”.

El equipo organizó una campaña de observación para monitorear la evolución de la supernova utilizando tanto a telescopios de ESO como nacionales, recogiendo una gran cantidad de datos. El comportamiento inicial de la supernova indicó que era un evento altamente energético, aunque no tan poderoso como un estallido de rayos gamma. Sin embargo, después de unos pocos días, el espectro de la supernova comenzó a cambiar. En particular, aparecieron líneas de helio, demostrando que la estrella progenitora no estaba tan desprovista como las supernovas asociadas con los estallidos de rayos gamma.

A lo largo de los años, Mazzali y su grupo han desarrollado modelos teóricos para analizar las propiedades de las supernovas. Cuando se los aplicó a SN 2008D, estos modelos indicaron que la estrella progenitora había sido al nacer unas 30 veces más masiva que el Sol, pero que para el momento de la explosión había perdido tanta masa que tenía apenas entre 8 y 10 masas solares. El resultado probable del colapso de una estrella tan masiva es un agujero negro.

“Dado que las masas y las energías involucradas son más pequeñas que en cualquier supernova conocida relacionada con estallidos de rayos gamma, pensamos que el colapso de la estrella dio nacimiento a un chorro débil, y que la presencia de la capa de helio hizo aún más difícil que el chorro permaneciera colimado, de modo que cuando emergió de la superficie estelar la señal fue débil”, dice Massimo Della Valle, co-autor.

“El escenario que proponemos implica que una actividad motora interior similar a un estallido de rayos gamma existe en todas las supernovas que forman un agujero negro”, agrega el co-autor Stefano Valenti.

“A medida que nuestros instrumentos de rayos gamma y rayos-X se van haciendo más avanzados, estamos descubriendo lentamente las muy diversas propiedades de las explosiones estelares”, explica Guido Chincarini, co-autor e Investigador Principal de la investigación italiana de los estallidos de rayos gamma. “Los brillantes estallidos de rayos gamma fueron más fáciles de descubrir, y ahora estamos viendo variaciones en un tema que enlaza estos eventos especiales con los más normales”.

Estos son, sin embargo, descubrimientos muy importantes, ya que continúan pintando una imagen de cómo las estrellas masivas finalizan su vida, produciendo objetos densos, e inyectando nuevos elementos químicos de regreso al gas del cual del cual se formarán nuevas estrellas.

Más información

“The metamorphosis of Supernova SN 2008D/XRF 080109: a link between Supernovae and GRBs/Hypernovae” (La metamorfosis de la supernova 2008D/XRF 080109: un enlace entre las supernovas y las hipernovas GRB), por Paolo Mazzali et al., Science Express, 24 de julio de 2008.

NOTAS

[1] Los astrónomos clasifican a los rayos-X como débiles cuando la cantidad relativa de rayos-X de alta energía es menor que la de los de menor energía.

VLT

VLT de ESO en Paranal, Chile.

© ESO

Swift_spacecraft

Observatorio espacial de rayos gamma Swift.

© NASA


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Artículo original: ESO Press Release 23/08.
Título: “The Quiet Explosion”
Fecha: Julio 24, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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domingo, julio 27, 2008

Puente a través del espacio

Imágenes Celestes: NGC 5216, el “Sistema de Keenan”, por Martin Winder y Dietmar Hager.

NGC_5216

NGC 5216, el Sistema de Keenan

© Winder/Hager

Observemos cuidadosamente esta imagen de NGC 5216 y su galaxia compañera NGC 5218, y veremos un puente de material galáctico que une estas dos galaxias aisladas. Localizado en la constelación de Ursa Mayor (la Osa Mayor), este par conectado por mareas y conocido como Sistema de Keenan ha sido muy bien estudiado, pero escasamente fotografiado.

Descubierto originalmente por Friedrich Wilhelm Herschel en 1790 y estudiado más tarde por Edwin Hubble en 1926 como una nebulosa intergaláctica, no fue hasta 1935 que P. C. Keenan notó que este doble misterio galáctico parecía estar conectado por “escombros luminosos”, una conexión que se extiende por 22 000 años-luz.

Keenan anotó esta estructura peculiar en su artículo, pero no sería hasta 1958 que el puente fuera re-descubierto por observadores de los observatorios Lick y Palomar en “La interacción de las galaxias y la naturaleza de sus brazos, filamentos y colas”.

Hacia 1966, la peculiar espiral NGC 5216 y la galaxia globular NGC 5218 fueron incluidas con el nombre de Arp 104 en el Catálogo de Galaxias Peculiares de Halton Arp, y el distante par (a 17,3 millones de años-luz de distancia) comenzó a capturar la atención que se merecía.

Se llevaron a cabo estudios de núcleos galácticos activos entre galaxias interactuantes y galaxias con distorsiones de marea extremas, y no pasó mucho tiempo antes de que la ciencia comprendiera que estas dos galaxias habían chocado, arrancándose estrellas, gas y polvo una a la otra, que se muestran a su alrededor como halos torcidos. Una vez que hubo ocurrido la interacción, el puente entre ellas se llenó con “estrellas con órbitas nuevas y perturbadas”.

En estudios en el infrarrojo realizados por Bushouse (et al), se han revelado detalles aún más fascinantes, a medida que fuimos aprendiendo que las colisiones galaxia-galaxia pueden producir emisiones infrarrojas más altas.

“Únicamente los sistemas más fuertemente interactuantes en la muestra presentan valores extremos de exceso infrarrojo, lo que sugiere que son necesarias colisiones profundas e interpenetrantes para llevar la emisión infrarroja a niveles extremos. Las comparaciones con indicadores ópticos de formación estelar muestran que el exceso en el infrarrojo y las temperaturas de color se correlacionan con el nivel de actividad de formación estelar en las galaxias interactuantes. Todas las galaxias interactuantes en nuestra muestra que exhiben un exceso infrarrojo y poseen temperaturas de color más altas que las normales, tienen también indicadores ópticos de altos niveles de formación estelar. No es necesario invocar procesos distintos a la formación estelar para explicar el aumento de la luminosidad infrarroja en esta muestra de galaxias interactuantes”.

Lo que está sucediendo en el medio del par está causando una actividad de brote estelar, quizás debido a la repartición de gases. Según Casaola (et al), “a partir de los datos parecería que las galaxias interactuantes poseen un contenido de gas mayor que el de las normales. Las galaxias clasificadas como elípticas tienen un contenido tanto de polvo como de gas que es un orden de magnitud más alto que las normales. Las espirales tienen, en su mayor parte, un contenido de polvo y de HI normal, pero una masa de gas molecular más alta. La luminosidad en rayos-X también parece ser más alta que en las galaxias normales del mismo tipo morfológico, ya sea incluyendo o excluyendo las AGN (con núcleo galáctico activo). Consideramos las posibilidades alternativas de que el exceso de gas molecular pudiera derivarse de la existencia de torques de marea que producen la caída de gas de las regiones adyacentes… parece que las galaxias interactuantes poseen una masa molecular mayor que las galaxias normales pero con una eficiencia similar de formación estelar”.

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Sistema Keenan

© Zwicky/Palomar/Caltech

Sin embargo, el punto individual más interesante es el notable filamento que conecta a NGC 5216 con su compañera NGC 5218: “una formación concentrada parecida a una cuerda que conecta a los dos sistemas y la extensión parecida a un dedo, o contra-marea, que sobresale del cúmulo globular NGC 5218 y que arranca en la misma tangente que el filamento interconector”. Fue este mismo cordón de material que ha generado un estudio muy reciente de Beverly Smith (et al) en el infrarrojo de Spitzer, en el ultravioleta del GALEX, en la Prospección Sloan Digitalizada del Cielo y en la Asociación Sudoriental para la Investigación en Astronomía. Sus estudios han ayudado a revelar estas “cuentas en una cuerda”, una serie de complejos de formación estelar. Según sus hallazgos, “nuestro modelo sugiere que el material del puente que cae en el potencial de la compañera sobrepasa a la compañera. Entonces, el gas se apila en una acumulación apogaláctica antes de caer nuevamente sobre la compañera, y la formación estelar ocurre en esta acumulación”.

NOTA: Los datos lumínicos de esta impresionante imagen fueron recogidos por Martin Winder y procesados por el Dr. Dietmar Hager. Esta imagen en particular necesitó 10 horas de exposición e incontables horas de procesamiento para transformarse en el hermoso estudio que aquí se puede ver. Agradecemos al Sr. Winder y al Dr. Hager por compartir con nosotros esta exclusiva fotografía.
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Artículo original: “Bridge Across Space”.
Autor: Tammy Plotner
Fecha: Julio 25, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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sábado, julio 26, 2008

Una fábrica de polvo cósmico

Comunicado de Prensa ESO PR 22/08.

El Telescopio Muy Grande de ESO observa, por primera vez, cómo el polvo se forma alrededor de una estrella en erupción.

Utilizando el Interferómetro del Telescopio Muy Grande de ESO y su notable agudeza, los astrónomos fueron capaces, por primera vez, de ser testigos de la aparición de una cáscara de gas polvoriento alrededor de una estrella que acababa de hacer erupción, y de seguir su evolución por más de 100 días. Esto proporcionó a los científicos una nueva forma de estimar la distancia a este objeto y obtener valiosísima información sobre el modo de operación de los vampiros estelares, estrellas muy densas que succionan material de un compañero.

Aunque inicialmente se creyó que las novas eran estrellas nuevas que aparecían en el cielo (de ahí su nombre en latín), ahora se las entiende como señales de estrellas pequeñas y densas. Las novas ocurren en sistemas estelares dobles que están compuestos por una enana blanca (el producto final de una estrella como el Sol) y, generalmente, una estrella normal de poca masa, una enana roja.

Las dos estrellas están tan juntas que la enana roja no puede sostenerse a sí misma y pierde masa que va a su compañera.

Ocasionalmente, la cáscara de materia que cae sobre la estrella ingestora se hace inestable, produciendo una explosión termonuclear que hace que el sistema se vuelva más luminoso.

ESO_PR_Photo22_/08

Envolturas de polvo alrededor de una nova
© ESO

Nova Scorpii 2007a (o V1280 Scorpii) fue descubierta por astrónomos aficionados japoneses el 4 de febrero de 2007 en la dirección de la constelación de Scorpius (el Escorpión). Durante unos pocos días, se fue haciendo más y más luminosa, alcanzado su máximo el 17 de febrero, para convertirse en una de las novas más brillantes de los últimos 35 años. En ese momento era visible a simple vista.

Once días después de haber alcanzado su máximo, los astrónomos fueron testigos de la formación de polvo alrededor del objeto. Este polvo estuvo presente por más de 200 días, mientras que la nova emergió lentamente del humo entre octubre y noviembre de 2007. Durante estos 200 días, la fuente eruptiva fue opacada con gran eficiencia, haciéndose más de 10 000 veces menos luminosa en el espectro visual.

Un monitoreo de alta resolución espacial sin precedentes de este evento de formación de polvo fue llevado a cabo con el Interferómetro del Telescopio Muy Grande (VLTI = Very Large Telescope Interferometer), el cual se extendió por más de 5 meses a continuación del descubrimiento.

Los astrónomos utilizaron el instrumento de infrarrojo cercano AMBER y luego, como la nova continuaba produciendo polvo en gran cantidad, comenzaron a utilizar el instrumento de infrarrojo medio MIDI, que es más sensible a la radiación del polvo caliente.

En forma similar, a medida que la nova se iba haciendo más débil, los astrónomos cambiaron los Telescopios Auxiliares de 1,8 metros por sus hermanos mayores, las Unidades Telescopio de 8,2 metros.

En el modo interferométrico, la resolución obtenida es similar a la de un telescopio de entre 35 y 71 metros (la distancia entre dos telescopios utilizados).

Las primeras observaciones, afirmadas 23 días después del descubrimiento, mostraban que la fuente era muy compacta, de menos de un milésimo de arcosegundo (o mas), lo que se puede comparar con observar un grano de arena desde una distancia de unos 100 kilómetros. Unos pocos días después, luego de la detección del evento principal de formación de polvo, la fuente medía 13 mas.

“Es muy probable que el tamaño último corresponda al diámetro de la cáscara de polvo en expansión, mientras que el tamaño medido previamente era el límite superior de la fuente eruptiva”, explica el autor principal Olivier Chesneau. A lo largo de los meses siguientes la cáscara de polvo se expandió regularmente, a una velocidad cercana a los dos millones de kilómetros por hora.

“Es la primera vez que la envoltura de polvo de una nova se resuelve espacialmente, y su evolución es registrada desde el comienzo mismo de su formación hasta el punto en que se encuentra tan diluida que no se la puede ver más”, dice el co-autor Dipankar Banerjee, de la India.

La medición de la velocidad angular de expansión, junto con el conocimiento de la velocidad misma de expansión, permite al astrónomo derivar la distancia del objeto, en este caso unos 5 500 años-luz.

“Es una nueva y prometedora técnica para proporcionar las distancias de las novas más cercanas. Fue posible porque gracias a la instalación de última generación del VLTI, tanto en términos de infraestructura y manejo de las observaciones, le permite a los científicos programar este tipo de observaciones”, dice el co-autor Markus Wittkowski de ESO.

Más aún, la calidad de los datos proporcionados por el VLTI era tal que fue posible estimar la producción diaria de polvo e inferir la masa total eyectada. “En total, V1280 probablemente eyectó más del equivalente a 33 masas de la Tierra, un hecho bastante impresionante si se considera que la masa fue arrojada desde una estrella que no tiene un radio más grande que el de nuestro planeta”, concluyó Chesneau. De todo este material, aproximadamente un uno por ciento o algo menos estaba en forma de polvo.

Más información

"VLTI monitoring of the dust formacion eventa of the Nova V1280 Sco” (“Monitoreo por el VLTI del evento de formación de polvo de la nova V1280 Sco”) por O. Chesneau et al. apareció el día 24 de julio de 2008 en la revista de investigación Astronomy & Astrophysics.

El equipo está compuesto por O. Chesneau, S. Sacuto, y A. Spang (CNRS/OCA, Grasse, Francia), D. P. K. Banerjee, N. M. Ashok y R. K. Das, (Physical Research Laboratory, Gujarat, India), F. Millour, N. Nardetto y S. Kraus (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Alemania), E. Lagadec (Departmento of Physics and Astronomy, Universidad de Manchester, Reino Unido), y M. Wittkowski, C. Hummel, M. Petr-Gotzens, S. Morel, F. Rantakyro, y M. Schöller (ESO).

VLT

VLT de ESO en Paranal, Chile.

© ESO


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Artículo original: ESO Press Release 22/08.
Título: “Watching a 'New Star' Make the Universe Dusty”
Fecha: Julio 24, 2008
Enlace con el artículo original:
aquí
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