El Lobo Rayado

Blog del astrofísico Ángel R. López-Sánchez
sobre Astronomía, Astrofísica y Ciencia en general.



La ignorancia es la noche de la mente,

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El chorro energético del agujero negro súpermasivo de 3C 321

Continuando con la historia de ayer sobre agujeros negros, hoy os dejo otro ejemplo de cómo los más masivos (los que se encuentran en los centros de las galaxias) realmente influyen mucho en sus alrededores. De nuevo tenemos que usar datos multifrecuencia, combinando imágenes en óptico (también ultravioleta e infrarrojo a veces) con observaciones tanto en rayos X (que son los que trazan los fenómenos más energéticos de las galaxias) como en continuo de radio (emisión que se llama "de sincrotrón" y que se origina por las partículas cargadas a grandes velocidades moviéndose según dicta el intenso campo magnético que generan objetos energéticos como púlsares o agujeros negros). En el caso que os presento hoy se trata de la galaxia 3C 321. Este objeto está a 1400 millones de años luz de nosotros, proyectado sobre la constelación de la Serpiente. En realidad son dos galaxias en interacción separadas por sólo 20 mil años luz (menos de la distancia del Sol al centro de la Vía Láctea). La galaxia mayor posee un agujero negro súper-masivo en su centro. Este agujero negro es activo y ha creado un enorme chorro de material que se escapa de la galaxia principal a grandes velocidades. La peculiaridad del sistema es que este chorro de materia atraviesa la galaxia enana compañera.



(Izquierda) Imagen multifrecuencia de la pareja de galaxias 3C 321 combinando datos en rayos X del satélite Chandra de NASA (en púrpura), datos ultravioleta del Telescopio Espacial Hubble (HST, NASA/ESA, en rojo), datos en óptico también del HST (en amarillo y naranja) y datos en radio-continuo (en azul) conseguidos con los interferómetros VLA (EE.UU.) y MERLIN (Reino Unido). El chorro energético de gas que sale del centro de la galaxia mayor (a la izquierda) destaca en color azul, la emisión en radiocontinuo, y atraviesa la galaxia enana compañera. Un punto brillante azul muestra el lugar donde este chorro ha chocado con la galaxia enana, disipando pare te su energía. El chorro energético se ve afectado por ello, y de hecho es desviado parcialmente por la galaxia enana. Los paneles pequeños a la derecha muestran las imágenes individuales obtenidas en cada uno de los rangos espectrales usados para crear la imagen de la izquierda. Crédito: X-ray: NASA/CXC/CfA/D.Evans et al.; Optical/UV: NASA/STScI; Radio: NSF/VLA/CfA/D.Evans et al., STFC/JBO/MERLIN.

El efecto que tiene el chorro de material energético, dominado por radiación en altas energías, sobre la galaxia enana es brutal. No sólo porque "barre" el gas difuso que la galaxia enana pudiera tener, inhabilitando así la formación estelar, sino porque en el caso de existir planetas como la Tierra en esa galaxia enana sus atmósferas se verían afectadas seriamente, por ejemplo, la capa de ozono sería destruida por completo. No obstante, algunos astrofísicos sostienen que, una vez pasado el chorro de gas energético, se podría inducir la formación estelar de nuevo en la galaxia enana al volver a caer el gas difuso a su interior.



Comparación entre la imagen multrifrecuencia de 3C 321 (izquierda) y una ilustración artística que esquematiza el efecto del chorro energético lanzado por el agujero negro súper-masivo sobre la galaxia enana. Los detalles más importantes están identificados. Crédito: Imagen: X-ray: NASA/CXC/CfA/D.Evans et al.; Optical/UV: NASA/STScI; Radio: NSF/VLA/CfA/D.Evans et al., STFC/JBO/MERLIN; Ilustración: NASA/CXC/M. Weiss.

Otra peculiaridad de 3C 231 es que esta alineación tan buena entre el chorro de gas emitido por el agujero negro súper-masivo y la galaxia enana es muy raro. En realidad, algunos de estos chorros energéticos duran poco tiempo dentro de la escala del Cosmos. En el caso del chorro de 3C 231 se estima no tiene más de un millón de años, un suspiro en el tiempo de vida de las galaxias. De ahí la importancia que tiene estudiar este curioso fenómeno.



Imagen de gran campo centrada sobre 3C 321 y que muestra la extensa emisión tanto en radiocontinuo (en azul) como en rayos X (en púrpura), mostrando dos lóbulos a 1.7 millones de años luz creados por los chorros de material energéticos lanzados por el agujero negro súper-masivo central de la galaxia principal. Crédito: X-ray: NASA/CXC/CfA/D.Evans et al.; Radio: NSF/VLA/CfA/D.Evans et al., STFC/JBO/MERLIN.

En realidad, los chorros energéticos emitidos por el agujero negro súpermasivo del centro de la galaxia principal de 3C 321 llegan muy lejos. Como muestra la imagen superior, alcanzan una distancia de 1.7 millones de años luz, esto es, más de 3/4 de distancia entre la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda. En efecto, 3C 321 es un ejemplo de radiogalaxia con dos chorros y dos lóbulos finales.

Historias relacionadas

- Agujeros negros de masa intermedia (26 de marzo de 2015)

- Ciencia ciudadana con Radio Galaxy Zoo (6 de marzo de 2015)

- De galaxias azules y jóvenes a galaxias rojas y muertas (4 de febrero de 2015)


Más información

- Nota de prensa de satélite Chandra (NASA): "Death Star' Galaxy Black Hole Fires at Neighboring Galaxy", 17 de diciembre de 2007, en inglés.

| Publicado 2015-03-27 , 23:49 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Agujeros negros de masa intermedia

Escribir una entrada sobre agujeros negros puede ser peligroso. Primero porque son unos objetos tan curiosos que atraen a todo el mundo, además de ser en muchas ocasiones clave para historias de ciencia ficción. Segundo porque yo no soy un experto mundial en agujeros negros: mi tema de investigación es la formación estelar en galaxias. Tercero, porque uno puede empezar a hablar y hablar, bueno, a escribir y a escribir, buscar referencias y citar trabajos previos (sean de divulgación o científicos) y nunca parar. Por eso voy a intentar hacer esta historia breve y concisa. Espero que también sea clara.

Un agujero negro es un objeto tan masivo y compacto que la velocidad que necesitas para salir de él es mayor que la velocidad de la luz. Como nada en este Universo (al menos con la Física que tenemos ahora, y no me vengáis con los taquiones) puede superar o (en el caso de una partícula material) incluso alcanzar la velocidad de la luz, un rayo de luz que pudiera emitir este tipo de objetos volvería a caer hacia dentro, no volvería a salir. Nada puede salir. De ahí que se designaran "agujeros negros". Estos cuerpos son muy importantes tanto a la hora de entender la evolución de las estrellas masivas, como la propia evolución de las galaxias, e incluso la Cosmología.

Atendiendo a su masa, existen dos tipos básicos de agujeros negros. Por un lado tenemos agujeros negros que se han creado después de la muerte de las estrellas más masivas como supernovas. Estrellas que tuvieran una masa inicial de más de 25-30 veces la masa del Sol, después de quemar su combustible a un ritmo alocado en escasos millones de años y explotar como supernovas, terminan convirtiéndose en un agujero negro porque lo que queda del núcleo de la estrella muerta se ha condensado a un tamaño tan pequeño (kilómetros) y es tan masivo que ni la luz puede escapar de él. Estos son los agujeros negros estelares, los clásicos de toda la vida.

Pero existen otro tipo de agujeros negros: los que habitan en el centro de las galaxias. Estos objetos son unos verdaderos monstruos, tienen más de 1 millón de veces la masa del Sol, en algunos casos incluso alcanzando los miles de millones de masas solares. Son agujeros negros galácticos o agujeros negros súper-masivos. Estos objetos negros son los que "activan" los cuásares, las radiogalaxias, y otros tipos de galaxias con núcleos activos. Tienen una importancia vital a la hora de entender la evolución de las galaxias, dado que pueden hacer suprimir la formación estelar en las galaxias que los albergan, al destruir o expulsar lejos el gas que se necesita para crear nuevos soles. Nuestra propia Galaxia posee un agujero negro súper-masivo, justamente hoy ESO publica una nota de prensa que tiene como protagonista a este objeto.

La pregunta es ahora: si hay agujeros negros de baja masa (agujeros negros estelares) y agujeros negros súper-masivos (agujeros negros galácticos), ¿existen los agujeros negros de masa intermedia? Deberían existir tales objetos, porque la hipótesis que se tiene de la creación de los agujeros negros súper-masivos es por la acreeción de millones de agujeros negros estelares. Así, deberían existir agujeros negros con masas justo entro los dos extremos, esto es, de masas intermedias (miles o decenas de miles de veces la masa del Sol). No obstante, estos agujeros negros de masa intermedia son esquivos de observar, y han eludido a los astrónomos desde hace tiempo. Existen evidencias observacionales de que algunas galaxias enanas y galaxias espirales de baja masa poseen agujeros negros de masa intermedia. A estas pruebas hay que sumar el descubrimiento de un agujero negro de masa intermedia es la partes externas de una galaxia espiral. La investigación científica la ha liderado mi amiga y colega Mar Mezcua (ahora en Harvard Centre for Astrophysics de Boston, EE.UU., aunque hasta hace poco estaba en el Instituto de Astrofísica de Canarias(*), donde realizó casi todo el estudio científico).



Imagen de la galaxia espiral NGC 2276 combinando datos en óptico (rojo, verde azul), rayos X (rosa) y radio (en rojo dentro del recuadro). Los datos en rayos X provienen de observaciones en el satélite Chandra (NASA), los datos en radio corresponden a observaciones usando el "European Very Long Baseline Interferometry Network" (Red Europea de Interferometría de Muy Larga Base). La fuente detectada en radio (NGC 2276-3c) es un agujero negro de masa intermedia, con una masa de unas 50 mil veces la del Sol. Crédito: X-ray: NASA/CXC/SAO/M.Mezcua et al & NASA/CXC/INAF/A.Wolter et al; Optical: NASA/STScI and DSS; Inset: Radio: EVN/VLBI.

Mar (quien ha compartido alguna aventura astronómica conmigo en Australia) y sus colaboradores combinaron datos en rayos X (observaciones en el satélite Chandra de NASA) y datos en radio (usando la "European Very Long Baseline Interferometry Network", Red Europea de Interferometría de Muy Larga Base) para estudiar una zona muy concreta de la galaxia NGC 2276. Esta galaxia espiral a unos 100 millones de años luz de distancia, proyectada sobre la constelación boreal de Cefeo. En uno de los brazos espirales de NGC 2276 se encuentra una fuente ultraluminosa en rayos X (ULX por sus siglas en inglés, ultraluminous X-ray source) conocida como NGC 2276-3c (en realidad son 5 fuentes de rayos X muy cercanas, NGC 2276-3c es una de las componentes). A pesar de que se conocen cientos de objetos del tipo ULX su naturaleza aún no está clara, aunque al emitir en rayos X se asocian a fenómenos violentos, como agujeros negros. Las nuevas observaciones apuntan a que este objeto, que emite tanto en rayos X como en en ondas de radio, es un agujero negro de masa intermedia (IMBH por sus siglas en inglés, intermediate-mass black hole). El estudio combinado de los datos en rayos X y radiocontinuo ha permitido "pesar" este objeto, que tiene una masa de unos 50 000 soles.

Pero la sorpresa no acaba ahí. NGC 2276 es una galaxia con un ritmo de formación estelar relativamente elevado para su clase: ahora mismo está formando el equivalente a entre 5 y 15 estrellas de tipo Sol al año. Por comparación, el ritmo de formación estelar en la Vía Láctea (que es más grande que NGC 2276) no supera las 1 ó 2 veces la masa del sol al año. Ya se sabía que la razón de esta actividad es que NGC 2276 ha sufrido la colisión de una galaxia enana hace poco. De hecho su efecto también se ve en la imagen, dado que la morfología de la galaxia, sobre todo en su parte superior derecha, es bastante atípica, lo que sugiere que la galaxia enana ha sido engullida por NGC 2276. Pues bien, hay sospechas fundadas de que el agujero negro de masa intermedia encontrado aquí provenga en realidad de la galaxia enana. Este hallazgo es vital a la hora de comprender no sólo cómo evolucionan y crecen las galaxias, sino cómo se forman los agujeros negros súper-masivos después de que galaxias se fusionen y terminen también fusionando sus agujeros negros centrales.

El estudio científico de Mar Mezcua y colaboradores también revela que NGC 2276-3c ha producido un intenso chorro que emite en frecuencias de radio y que se extiende por más de 2000 años luz. Además, la región que rodea a esta intensa fuente, en un radio de 1000 años luz, no contiene estrellas masivas. Esto sugiere que el agujero negro de masa intermedia ha influido notablemente en sus alrededores: posiblemente el chorro ha limpiado esta zona de gas frío, inhabilitando la formación estelar.

Finalmente, las propiedades encontradas para NGC 2276-3c casan a la perfección a ser objetos a medio camino entre los agujeros negros súper-masivos y los agujeros negros estelares, proporcionando nuevas pistas a la hora de entender la evolución cosmológica tanto de galaxias como de agujeros negros.

¡Felicidades, Mar! ¡Y que la próxima vez me entere por ti y no por otros lados!


Historias relacionadas

- Ciencia ciudadana con Radio Galaxy Zoo (6 de marzo de 2015)

- De galaxias azules y jóvenes a galaxias rojas y muertas (4 de febrero de 2015)


Más información

- Nota de prensa del Observatorio Europeo Austral: La mejor imagen obtenida hasta ahora de una nube de polvo que pasa junto al agujero negro del centro de la galaxia, 26 de marzo de 2015

- Nota de prensa de Chandra (NASA): NASA's Chandra Finds Intriguing Member of Black Hole Family Tree , 25 de febrero de 2015

- Nota de prensa de MPIfR: A Missing Link in the Family Tree of Cosmic Black Holes, 5 de marzo de 2015

- Artículo científico en astro-ph: The powerful jet of an off-nuclear intermediate-mass black hole in the spiral galaxy NGC 2276, M. Mezcua, T.P. Roberts, A.P. Lobanov, A.D. Sutton, 2015, MNRAS, en prensa.


(*) Por supuesto, la fuga de cerebros es una leyenda urbana...

| Publicado 2015-03-26 , 23:00 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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¿Qué son las novas?

En noviembre de 1572 el astrónomo danés Tycho Brahe identificó una nueva estrella en la constelación de Casiopea. Este astro nunca se había visto antes y "chocaba" fuertemente con la idea aristotélica de la época de la inmutabilidad de los cielos. Al año siguiente Tycho describió sus observaciones en el libro “De nova et nullius aevi memoria prius visa stella“, en latín sería algo así como "Sobre la estrella nueva y nunca vista antes por nadie". Fue así como se introdujo el término nova en la ciencia de la Astronomía para describir estrellas que, repentinamente, aumentaban de brillo, para luego decaer de nuevo de luminosidad y dejar de verse de nuevo. Cierto tiempo después se encontró que algunas de estas novas eran especialmente brillantes y tenían propiedades intrínsecamente distintas a las menos brillantes, por lo que se estableció la separación entre novas y supernovas, siendo obviamente éstas las más brillantes.



Esquema del funcionamiento de una nova. Una estrella enana blanca "roba" el material a una estrella compañera, generalmente una gigante roja. El material robado se fusiona de forma violenta haciendo aumentar notablemente el brillo del sistema. El esquema de una supernova de tipo Ia es similar, pero lo que en este caso ocurre es que el material arrancado añadido a la enana blanca hace la estrella supere las 1.4 veces la masa del Sol (Límite de Chandrasekhar), lo que hace fusionar el núcleo de carbono de la enana blanca. Esta fusión es muy violenta y hace explotar a la enana blanca. Crédito ilustración NASA/CXC/M.Weiss.

No fue hasta la década de los 30 del siglo pasado cuando se estableció que, ciertamente, una “nova” y una “supernova” eran cosas distintas. En la actualidad el término supernova indica la destrucción completa de una estrella tras una violenta explosión. Pero esto no ocurre en una nova. La explicación que los astrofísicos dan a las novas es la siguiente: son estrellas enanas blancas que poseen una estrella compañera muy cercana. La enana blanca va arrancando poco a poco material a la estrella compañera. Este material (hidrógeno y helio) cae a la superficie de la enana blanca, donde de repente se fusiona, esto es, el hidrógeno y el helio robados se transforman en elementos más pesados. Este proceso libera gran cantidad de energía, lo que se traduce en un gran aumento en el brillo de la estrella. En muchos casos, la nova pasa de no verse a simple vista a ser de los astros más brillantes del cielo. En este punto hay que matizar que un tipo de supernovas, las clasificadas como “Ia”, tienen un origen similar: una enana blanca robando material a una estrella compañera cercana. Pero en una supernova de tipo Ia es la propia enana blanca la que explota, destruyendo completamente el sistema, mientras que en una nova sólo "explota" (se fusiona) el material arrancado a la estrella compañera. La “estrella nova” de Tycho Brahe era en realidad una supernova de tipo Ia. Esto no ocurre con las novas: ambas estrellas siguen vivas tras la explosión termonuclear. De hecho, las novas suelen ser “recurrentes”, esto es, cada cierto tiempo (años o decenas de años) experimentan un aumento repentino de brillo.

¿Y a qué viene ahora este post sobre novas? Pues porque justo estas semanas han aparecido un par de noticias astronómicas relacionadas con novas. Por un lado, el 15 de marzo el vulcanólogo-aventurero y astrónomo aficionado australiano John Seach descubrió una nova en Sagitario. Bautizada como Nova Sagittarii 2015 No. 2, se puede ver ahora a simple vista desde un lugar relativamente oscuro, por supuesto, si se sabe dónde mirar, es necesario un mapa de la zona, como este:



Carta con la localización de la Nova Sagittarii 2015 No. 2 en la constelación de Sagitario. Los números representan la magnitud de las estrellas omitiendo el punto decimal (e.g., 82 indica una estrella de magnitud 8.2) que sirven para poder estimar la magnitud de la estrella. Crédito: AAVSO.

Esta nova ha estado subiendo de brillo desde que fue descubierta hace dos semanas (magnitud seis, justo en el límite de verse a simple vista) hasta la magnitud 4 el 21 de marzo. Ahora su brillo ya está cayendo, las últimas observaciones visuales proporcionadas por AAVSO indican que tiene magnitud entre 5.5 y 6. Para observarla hay que madrugar, dado que la mejor visión de la constelación de Sagitario se obtiene antes del amanecer en estas épocas del año.



Imagen de los restos de la nova observada en 1670 tal y como se observan en la actualidad. En azul se codifica la luz en en rango óptico usando observaciones del telescopio Gemini Norte (Hawaii, EE.UU.). En rojo y en verde se codifican la emisión en ondas milimétricas detectada por el radiotelescopio APEX (Atacama, Chile) y el radiointerferómetro SMA (Hawaii, EE.UU.), respectivamente. Crédito: ESO/T. Kaminski.

Por otro lado, el lunes pasado el Observatorio Europeo Austral (ESO) hizo pública la noticia del nuevo estudio sobre la “misteriosa” nova de 1670. Observada por Hevelius y Cassini en el siglo XVII y localizada en la constelación de La Raposa (Vulpecula), justo debajo de la cabeza del Cisne, el comportamiento de este objeto nunca fue similar al observado en otras novas. Gracias a nuevos estudios usando nuevos datos conseguidos con los telescopios Gemini Norte (Hawaii, EE.UU.), el radiotelescopio APEX (Atacama Parhfinder Experiment), el radio-interferómetro SMA (Submillimeter Array) y el radiotelescopio Effelsberg se ha podido demostrar que el fenómeno fue originado por el choque de dos estrellas. En efecto, la composición química no casa con la esperada por las novas tradicionales, y el gas frío circundante está lleno de moléculas que tampoco es lo esperado. Además, la masa de este gas frío es demasiado grande para provenir de la explosión de una nova. La hipótesis que mejor explica las observaciones es que lo que ocurrió fue el choque de dos estrellas. Así se ha creado una nueva definición de estrellas explosivas: las novas rojas luminosas, producto del choque de dos estrellas. Este tipo de objetos transitorios son más brillantes que las novas, pero no tanto como las supernovas.


Historias relacionadas

- Zoco Astronomía: La supernova de 1006 (mayo 2014)

- M82 y SN2014J con Telescopio William Herschel (enero 2014)

- Supernovas, Energía Oscura, y Premio Nobel de Física 2011 (septiembre de 2011)

- Supernovas de tipo Ia, julio de 2011.

- ¿Qué es una supernova?, junio de 2011.

- La supernova de los Anasazi, julio de 2004.


Más información

- Nota de prensa de ESO, 23 de marzo de 2015

- Página de AAVSO con los datos de la Nova Sgr 2015 No. 2

| Publicado 2015-03-25 , 23:53 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Tuiteando durante un eclipse total

Debo reconocer que gracias a esa maravilla de Twitter pude seguir, casi en directo, como se vio el Eclipse Total de Sol del pasado viernes 20 de marzo de 2015 en muchos lugares a la vez. Por primera vez me he animado a compilar esos "tuits" en una Estorifai (Storify), aquí va, a ver si sale bien:



No consigo que salga centrado en la ventana... Agradeceré cualquier comentario sobre cómo se ve en tu dispositivo o si va extremadamente lento.

Mi selección de tuits:













No te pierdas el último vídeo... se nota que el muchacho no estaba preparado a lo que es realmente un eclipse total de sol...

| Publicado 2015-03-24 , 08:02 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Zoco de Astronomía: Nuevas vistas de M 16

Artículo publicado originariamente en el suplemento el Zoco de Diario Córdoba el domingo 22 de marzo de 2015.

Aunque no nos lo parezca, el Telescopio Espacial Hubble (HST) cumple 25 años de vida en el espacio en 2015. En efecto, el HST (que es un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea ESA) fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990. Siguiendo una órbita circular a 593 kilómetros sobre el nivel del mar, HST completa una vuelta a la Tierra en 96 minutos. Con su “modesto” espejo de 2.4 metros de tamaño, el Telescopio Espacial Hubble ha proporcionado infinidad de datos y de imágenes del Universo profundo muy difíciles de obtener desde la superficie terrestre, revolucionando en muchos aspectos nuestra comprensión del Universo.

Una de las primeras imágenes que Hubble consiguió, y quizá de las más famosas, es la conocida como “Pilares de la Creación”. Obtenida en 1995, la imagen muestra el centro de la Nebulosa del Águila (M 16), una región de formación estelar rica en gas y polvo. Localizada a 6500 años luz de distancia, proyectada sobre la constelación de la Serpiente, esta nebulosa presenta unas columnas oscuras en su centro que, por entonces, no se lograban explicar bien. La imagen del HST permitió confirmar que los pilares oscuros, formados sobre todo de gas hidrógeno molecular y de polvo, existen por la acción de las estrellas masivas cercanas (que han nacido del gas de la nebulosa). Su intensa radiación ultravioleta está “rompiendo” el gas molecular, originando así estas curiosas estructuras. Los datos del HST también sirvieron para descubrir unos “pelos” que surgen de las puntas de las columnas. Estos “pelos” son en realidad la sombra que unas diminutas zonas densas, ya liberadas de las columnas, proyectan sobre ellas. Las zonas densas (los “Huevos del Águila” se llamaron, por el acrónimo “EGG”, en inglés, “Glóbulo Gaseoso en Evaporación”) contienen en su interior estrellas en formación.



Imágenes del centro de la Nebulosa del Águila (M 16) obtenidas en 2014 por la cámara WFC3 del Telescopio Espacial Hubble (NASA/ESA). La toma de la izquierda muestra una imagen en colores visibles (los que ven nuestros ojos). Los colores codifican la emisión en hidrógeno y nitrógeno una vez ionizados (verde), azufre una vez ionizado (rojo) y oxígeno dos veces ionizado (azul). La toma de la derecha combina datos en infrarrojo cercano, en las bandas YJ (azul) y H (dorado) y corresponde a la misma zona del cielo. Se necesitaron 30.5 horas para completar las imágenes en la banda óptica, y 22.4 horas para las imágenes en colores del infrarrojo cercano. Crédito: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

A finales de 2014 el HST volvió a mirar a la Nebulosa del Águila, obteniendo las dos detalladas imágenes que mostramos aquí. A la izquierda se ofrece una vista del centro de M 16 en luz visible (los colores que nosotros vemos). Esta toma mejora enormemente la versión de 1995 y permite ver aún más detalles de los violentos fenómenos de formación estelar en M 16. Los colores marcan además el elemento químico predominante en cada región: el hidrógeno y el nitrógeno están en verde, el azufre (que indica material denso o choques) en naranja, y el oxígeno (que indica las zonas del gas más calientes) en azul. Los pilares oscuros tienen un tamaño cercano a los 5 años luz.

La imagen de la derecha (que es exactamente la misma zona del cielo que se muestra en la imagen de la izquierda) se obtuvo con el HST usando filtros del infrarrojo cercano (colores más rojos que nuestro rojo). Esta radiación no se absorbe por el polvo interestelar y permite ver mucho más lejos. La mayoría de las estrellas que se observan en esta toma están detrás de la nebulosa, aunque también se descubren algunos astros muy jóvenes escondidos dentro de los pilares de gas. El color azulado que aparece en la imagen de la derecha sobre las columnas de gas proviene del material calentado por la intensa radiación ultravioleta emitida por las estrellas masivas de la nebulosa (no aparecen en la imagen, estarían arriba a la derecha). La imagen en infrarrojo cercano también ha permitido comprobar que la razón por la que existen los pilares es porque sus extremos superiores son muy densos. De esta manera “bloquean” la luz de las estrellas masivas que ahora no puede llegar al gas frío que está debajo. Sin embargo el gas entre los pilares ya hace tiempo que se ha perdido, destruido por la la acción de los nuevos soles. Aún así, estas estructuras parecen ser efímeras en el proceso de formación estelar, pero dan pistas a los astrofísicos a entender mejor cómo ocurre. No en vano, el Sol y todo el Sistema Solar nació del gas difuso de una nebulosa como la de M 16 hace unos 4600 millones de años.


Historias relacionadas

- Zoco de Astronomía: El color en la Nebulosa del Águila (27 de abril de 2012).

- La nebulosa del Águila en filtros estrechos (27 de febrero de 2008)


Más información

- Nota de prensa del Telescopio Espacial Hubble, en inglés.

| Publicado 2015-03-23 , 09:23 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Hoy eclipse parcial de sol

Artículo para Diario Córdoba en su edición de hoy, viernes 20 de marzo de 2015. Desgraciadamente creo que el tiempo no va a acompañar en absoluto hoy para verlo en España...


Hoy, 20 de marzo, precisamente el día que comienza la primavera en el Hemisferio Norte, podremos disfrutar de un eclipse parcial de sol visible desde toda España. Un eclipse de sol ocurre cuando la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra y proyecta su sombra sobre la superficie de nuestro planeta. Cuando el disco de la luna es capaz de ocultar completamente el disco del sol se dice que ocurre un eclipse total de sol. Si nuestro satélite solo se interpone parcialmente entre el Sol y la Tierra tenemos un eclipse parcial de Sol. El eclipse de hoy es total en las islas Feroe (Dinamarca) y en las islas Svalbard (Noruega), pero en el resto del continente europeo, parte de Asia, norte de África y este de Norteamérica será parcial. Desde el resto de lugares del mundo no podrá observarse. Además de ocurrir en el día del equinoccio de primavera, lo que tiene de especial este eclipse de sol es que la Luna se encuentra muy cerca de la Tierra (en su perigeo, es una “Súperluna”).



Ilustración mostrando la visión del eclipse parcial de Sol del viernes 20 de marzo de 2015, equinoccio de primavera, desde Córdoba. Fuente: Observatorio Astronómico Nacional (OAN).

Desde Córdoba el eclipse comienza a las 9:00 de la mañana y concluye a las 11:11. A las 10:03 ocurrirá el momento de máximo eclipse, cuando la Luna esté ocultado el 69% del disco del Sol. Hay que insistir que, como ocurre cualquier día, es MUY PELIGROSO observar el Sol a simple vista, incluso usando gafas de sol, dado que la intensa luz de nuestra estrella puede dañar seriamente nuestros ojos. Asimismo no se pueden usar “filtros caseros” como radiografías, películas veladas o cristales ahumados: aunque quizá no lo parezca dejan pasar la luz en colores que no vemos (ultravioleta o infrarrojo) que dañarán también nuestra visión. Es aún más grave el usar, sin ninguna protección especial (filtros para el sol), un telescopio o prismáticos para seguir el evento. Si no se disponen de unas gafas homologadas para eclipse (que reducen la intensidad de la luz del Sol unas 30 mil veces) lo mejor para seguir el eclipse es usar el método de proyección. Para ello se usan dos cartulinas, en una se realiza un pequeño agujero (milímetros de tamaño), proyectándose la luz que pasa por dicho agujero sobre la segunda cartulina. Este método es una rudimentaria cámara oscura. El agujero puede sustituirse por un telescopio o prismáticos (pero con cuidado de NUNCA mirar directamente a través de ellos, ni siquiera para buscar el Sol) para tener una imagen ampliada. Sólo debe tenerse el instrumento sometido a la luz del Sol durante poco tiempo, en caso contrario el calor generado puede romper los elementos ópticos del telescopio o prismáticos.

El próximo eclipse total visible desde España sucederá el 12 de agosto de 2026, seguido de otro el 2 de agosto de 2027 y un eclipse anular (Luna lejos de la Tierra, siendo incapaz de ocultar completamente el disco del Sol) el 26 de enero de 2028.

Más información

- Página web del Observatorio Astronómico Nacional (OAN).

| Publicado 2015-03-20 , 08:06 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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La caída de gas en NGC 5253

Tengo una asignatura pendiente en el blog (y aún más en mi blog en inglés, que nació precisamente para ello) que es explicar mi propia investigación y lo que hago como astrofísico, aparte de mis andanzas de congresos y observaciones. Debería ponerme al día pronto, también para recapitular. Lo hice más o menos bien con mis primeros artículos científicos en 2004 (posts ¡Artículo aceptado! y Mkn 1087: Un dinosaurio jugando al fútbol), pero luego, salvo un par de honrosas excepción, la verdad es que lo he ido dejando bastante por una u otra razón.

A ver, que divago. Esta mañana conocí, gracias a Twitter que se había publicado un artículo científico en la prestigiosa revista Nature sobre la galaxia enana compacta azul NGC 5253. A esta galaxia le tengo un cariño especial: es tan rara que me trajo de cabeza tanto el análisis del gas ionizado en su centro (artículo que publiqué en 2007 como parte de mi Tesis Doctoral usando datos del Very Large Telescope, VLT, Observatorio de Paranal, Chile) como luego el análisis detallado del gas neutro (datos en la línea de 21 centímetros del hidrógeno neutro usando del radio interferómetro ATCA, Narrabri, Australia, mientras desarrollaba mi primer postdoc en Australia). Sobre mis datos de radio de NGC 5253 (que en realidad provienen en su mayoría del sondeo Local Volume HI Survey, LVHIS, dirigido por la astrofísica alemana Baerbel Koribalski, CSIRO/ATNF) ya hablé en su momento, aunque sólo fugazmente. El estudio se publicó finalmente en 2012. Además de mostrar por primera vez la extensa y perturbada morfología del gas atómico alrededor de NGC 5253, nuestros datos sugerían que lo que estaba ocurriendo en este objeto es que una nube de gas difuso está cayendo directamente al centro de la galaxia, desatando así la intensa formación estelar. El ritmo de formación estelar en NGC 5253 es muy alto, de ahí que se considere a la galaxia como "starburst" o "estallante". Precisamente, una de las cosas más importantes en las que concluyó mi Tesis Doctoral es que los intensos fuegos de artificio (=formación estelar intensa) en galaxias enanas eran consecuencia de las interacciones con objetos mucho más débiles.



Imagen de la galaxia enana compacta azul NGC 5253 usando datos del Telescopio Espacial Hubble (en azul) y emisión del gas denso con las nuevas observaciones en el interferómetro SMA (rojo-amarillo). Crédito: Jean Turner (UCLA).

Pues bien, los nuevos datos publicados ayer en Nature por Jean Turner y colaboradores, también indican que el gas está cayendo hacia el centro de NGC 5253. El equipo investigador ha usado datos del radio-interferómetro SMA (Hawaii, EE.UU.), que permiten detectar el gas más denso y frío del medio interestelar de las galaxias. Típicamente, las observaciones buscan examinar la emisión que en longitudes de onda milímetricas emite la molécula de CO, trazadora del gas denso. Lo sorprendente del centro de NGC 5253 es que el gas se transforma muy eficientemente en estrellas (más del 50%), algo que normalmente (y en particular cuando el gas tiene poco contenido en metales, como es el caso de NGC 5253) no ocurre (es sólo del 5-10 %). A vista de los nuevos datos, la explicación a este fenómeno viene dada por la caída de gas frío hacia el centro de la galaxia enana. Mientras las observaciones en CO muestran las zonas más densas y frías del gas, que está en estado molecular, y donde se condensa para formar nuevas estrellas, las observaciones en gas neutro (las que yo presenté en mi artículo de 2012) indican de dónde viene ese gas.

Como último comentario personal... tenía un poco de miedo a la hora de ver el nuevo artículo, dado que temía que mis artículos (como ya han pasado otras veces, otro día cuento esto) no fueran citados. Pero afortunadamente no ha sido así. ¡Felicidades a Jean Turner y colaboradores por el precioso artículo sobre "mi galaxia pesadilla", NGC 5253!



Historias relacionadas

- Listado de historias dentro de la categoría "Mi investigación" en el blog

- Galaxias enanas de marea, (27 de mayo de 2009)

- Nota de prensa del IAC: Estallidos de formación de estrellas, (21 de noviembre de 2008)

- James Bond en el VLT, (27 de marzo de 2008)

- Astrónomo de soporte, (6 de febrero de 2008)

- Interacciones cósmicas, (25 de enero de 2008)

- Gas ionizado y gas neutro en la galaxia NGC 5253 (10 de julio de 2007)

- ¡Me doctoro!, (30 de noviembre de 2006)

- Mkn 1087: Un dinosaurio jugando al fútbol (3 de septiembre de 2004)

- ¡Artículo aceptado! (8 de marzo de 2004)



Más información

- Artículo en Nature: Highly efficient star formation in NGC 5253 possibly from stream-fed accretion, 18 de marzo de 2015, en inglés.

- Artículo divulgativo sobre este estudio científico en Phys.org en inglés.

| Publicado 2015-03-19 , 10:00 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Aurora Austral

Ayer, 17 de marzo, día de San Patricio, se pudo disfrutar de la visión de auroras polares tanto en Nueva Zelanda como en Australia. Estos fenómenos, conocidos como Aurora Austral son raros en estas latitudes, aunque ocasionalmente sí se aprecian desde la isla sur de Nueva Zelanda y Tasmania. Me da rabia que yo esta semana iba a estar en el Telescopio Anglo-Australiano de astrónomo de soporte, pero la semana pasada tuve que cancelar ese viaje por diversas razones. Pena porque estoy seguro, después de haber visto las fotos, se habría podido ver la aurora al sur, aunque no tan espectacular como se ve en las fotografías siguientes, extraídas de mi cuenta de Twitter:












El fenómeno fue tan inusual que incluso se habló de él en la cadena ABC (Australian Broadcasting Corporation), donde aparecen algunas de las fotografías anteriores.

Obviamente, en el hemisferio norte la aurora boreal fue mucho más espectacular, en algunos lugares septentrionales dibujando un manto verde en el cielo (algunos decían que para celebrar el día de San Patricio). Desde el espacio se veía así:





Pero mucho más me impresionó este corto vídeo conseguido desde Islandia de mis colegas de los proyectos Shelios y GLORIA, entre los que se encuentran los astrofísicos Ángel Gómez (Revista AstronomíA) y Miquel Serra-Ricart (IAC), que están estos viajan a las Islas Feroe (Dinamarca), a 62º Norte, por donde el viernes pasa la totalidad del Eclipse de Sol que será visible desde toda España. Se van a llevar doblete: espectacular visión de las auroras y el eclipse total de Sol:




Toda esta actividad auroral es consecuencia de la expulsión de masa coronal sufrida por el Sol el pasado 15 de marzo(*), observada muy bien con el satélite SOHO de ESA/NASA:



Imagen de la expulsión de masa coronal que sufrió el Sol a las 2:36 UT del 15 de marzo de 2015 (*) conseguida por el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) de ESA/NASA. Crédito: NASA's Goddard Space Flight Center, SOHO, ESA/NASA.

Tengo ganas de volver a ver un eclipse total de Sol (sólo he visto uno en mi vida, uno anular (2), y muchos parciales). Pero la verdad es que en mi lista ahora mismo está antes el ver una aurora boreal como las que se han disfrutado estos días.




(*) Ojo que la página de SOHO la fecha y la hora se dan en EDT (Eastern Daylight Time), que va 4 horas retrasado con respecto al Tiempo Universal (UT)

(**) ¡Ay, esos buenos tiempos sin Facebook cuando la gente comentaba las historias!


Historias relacionadas

- Eclipse parcial desde Sydney, (10 de mayo de 2013)

- Timelapse del eclipse total de sol, (20 de noviembre de 2012)

- Auroras verdes sobre Islandia, (18 de marzo de 2012)

- Documental: El Telescopio Anglo-Australiano (25 de abril de 2011).

- Mi secuencia del Eclipse Anular (5 de octubre de 2005)

| Publicado 2015-03-18 , 23:55 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Luz y Astrofísica: mi post para blog de IYL15

DP ESPAÑOL: Esta historia entra en la categoría "Doble Post" donde indico artículos que han sido escritos tanto en español en El Lobo Rayado como en inglés en The Lined Wolf.

DP ENGLISH: This story belongs to the series "Double Post" which indicates posts that have been written both in English in The Lined Wolf and in Spanish in El Lobo Rayado.


Este post es la versión en español de mi artículo Light and Astrophysics publicado originariamente en inglés en el blog del Año Internacional de la Luz 2015. La versión en español apareció primero en Naukas.com.

A diferencia del resto de las ciencias la Astrofísica no se basa en experimentos preparados cuidadosamente en un laboratorio sino en la observación directa del Universo. Esto es, los astrofísicos trabajamos analizando la luz que nos llega del Cosmos. Para ello se usan instrumentos extremadamente sensibles que captan pacientemente la luz de planetas, estrellas, nebulosas y galaxias. Es cierto que existen métodos alternativos para estudiar el Universo, como el análisis de meteoritos y rocas lunares, la detección de partículas energéticas como rayos cósmicos y neutrinos, o quizá el uso de ondas gravitatorias si éstas existen realmente. Pero la principal herramienta que tenemos en la actualidad para investigar el Cosmos es mediante el estudio de la radiación que nos llega de él. La luz es así la pieza clave de la Astrofísica actual.

Como el objetivo es captar la débil luz que nos llega de objetos localizados incluso a miles de millones de años luz de nosotros, los observatorios astronómicos profesionales se construyen en lugares relativamente remotos y altos sobre el nivel del mar. Los astrofísicos necesitamos de un cielo oscuro y no alterado por la contaminación lumínica que induce la sociedad actual. El uso inadecuado de la luz artificial emitida por el alumbrado exterior de las ciudades hace aumentar el brillo del cielo nocturno por su reflexión y difusión en los gases y en las partículas de polvo de la atmósfera. Además del enorme derroche económico que supone, la contaminación lumínica tiene un nocivo impacto sobre el ecosistema, incrementa los gases de efecto invernadero y hace disminuir la visibilidad de los objetos celestes. Desgraciadamente la contaminación lumínica hace que gran parte de la Humanidad no pueda disfrutar de un cielo completamente estrellado. ¿Cómo se ve el firmamento desde un lugar oscuro? El siguiente vídeo time-lapse muestra el ejemplo del Observatorio de Siding Spring (Australia). En este observatorio se encuentra el Telescopio Anglo-Australiano (AAT), propiedad del Australian Astronomical Observatorio (AAO), que es donde yo trabajo en la actualidad. La oscuridad del lugar permite observar en su plenitud tanto la Vía Láctea (la banda lechosa que cruza el cielo) como multitud de objetos astronómicos que pueden verse sin problema a simple vista: las Nubes de Magallanes, las nebulosas de Orión y Carina, o los cúmulos estelares de las Pléyades y las Hyades.



Vídeo: Time-lapse “El Cielo sobre el Observatorio de Siding Spring”. Más información sobre este vídeo en esta historia del blog. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ).

Por otro lado, tras su largo recorrido durante cientos o millones de años por el espacio profundo, la información que nos llega codificada en un rayo de luz se ve alterada por la atmósfera terrestre en las últimas millonésimas de segundo de su viaje. De ahí que los telescopios profesionales se instalen en lugares elevados sobre el nivel del mar, donde la atmósfera es algo más estable. No obstante en muchas ocasiones esto no basta: la atmósfera distorsiona la luz e impide resolver con claridad objetos muy cercanos entre sí. Aquí es donde técnicas como la óptica adaptativa, que permiten modificar ligeramente el espejo primario del telescopio en tiempo real para contrarrestar las distorsiones de la atmósfera, entran en juego. En cualquier caso, los astrofísicos necesitamos “dirigir” la luz de los objetos celestes a un detector que transforma la energía luminosa en energía eléctrica. Es así como se han desarrollado las cámaras con chips CCD (del inglés, Charge-Couple Device) que luego se han popularizado en móviles inteligentes y cámaras digitales. Para dirigir la luz que recibe un telescopio a estos detectores se han creado sofisticados dispositivos ópticos. Algunos de estos sistemas están basados en fibras ópticas y han creado la rama de la Astrofotónica, cuyas aplicaciones industriales y médicas están aún por explotar. Precisamente el AAO, junto con la Universidad de Sydney y la Universidad de Macquarie (Australia), son pioneros en campo de la Astrofotónica. No sólo desarrollan instrumentos de última generación para el AAT, sino que también los fabrican para otros grandes telescopios en Chile y Estados Unidos. El siguiente vídeo muestra como la luz del Cosmos es estudiada en el AAT: primero se recoge con el espejo principal del telescopio (4 metros de tamaño) y luego se lanza mediante fibra óptica hacia una sala donde se encuentra un instrumento (el espectrógrafo AAOmega) que descompone la luz en todos sus colores, de forma similar a como un prisma descompone la luz blanca en un arco iris. Este arco iris artificial es luego enfocado y recogido por una chip CCD.



Vídeo: Rainbow Fingerprints, que muestra cómo la luz de las galaxias es recogida por el Telescopio Anglo-Australiano y, usando fibras ópticas, llevada al espectrógrafo AAOmega. Más información en esta historia del blog. Crédito: AAO, Producido por Amanda Bauer (AAO).

En concreto, este vídeo muestra como los astrofísicos usamos el análisis de la luz que nos llega de las galaxias para clasificarlas y conocer su naturaleza. En particular se muestran dos tipos de galaxias, una espiral (panel superior) y otra elíptica (panel inferior), usando datos reales obtenidos con el AAT y el espectrógrafo AAOmega. Codificado en el arco iris obtenido para cada galaxia encontramos los rasgos que la identifican unívocamente: distancia a la que se encuentra, proporción de estrellas jóvenes y viejas, composición química, edad, propiedades físicas como su temperatura o densidad, y mucho más. Toda esta información viene atrapada dentro de un rayo de luz que ha recorrido millones de años luz hasta llegar a nosotros. De forma similar podemos analizar las propiedades de las estrellas (luminosidad, masa, temperatura efectiva, tamaño, composición química, velocidad...), de las nebulosas, y de cualquier otro objeto astronómico (planetas, cometas, asteroides, cuásares...). Y estudiando los pequeños cambios de luz en estrellas cercanas estamos localizando miles de exoplanetas en la Vía Láctea.

El vídeo anterior muestra dos casos de galaxias, pero en realidad el AAT permite estudiar unas 350 galaxias simultáneamente. Esto se consigue gracias al robot “2dF”, que es capaz de configurar hasta 400 fibras ópticas para observar a la vez estrellas o galaxias localizadas en un trozo de cielo con un diámetro equivalente al de cuatro lunas llenas. Algunas de las fibras ópticas se usan para guiar adecuadamente el telescopio o para calibración. En efecto, el AAT es pionero es sondeos profundos de galaxias, no en vano es responsable de alrededor de 1/3 de todas las distancias a galaxias que se conocen hoy día. El sondeo de galaxias más reciente efectuado en el AAT es GAMA (“Galaxy And Mass Assembly”), que ha sido capaz de analizar la luz de más de 300 mil galaxias localizadas en zonas muy concretas del cielo. El siguiente vídeo muestra la posición tridimensional de una de las zonas celestes observadas con GAMA. Este vuelo simulado incluye la posición real de las galaxias, junto con imágenes reales de cada una. Las distancias están a escala, aunque las imágenes de las galaxias se han ampliado enormemente para su mejor visualización.



Vídeo: “Vuelo sobre el Catálogo de galaxias de GAMA”, que muestra un mapa detallado del Universo donde las galaxias están en 3D. Más información: en el vídeo de Vimeo. Crédito: Realizado por Will Parr, Dr. Mark Swinbank y Dr. Peder Norberg (Durham University) usando datos de los sondeos SDSS (Sloan Digital Sky Survey) y GAMA (Galaxy And Mass Assembly).

No obstante, para realmente entender lo que ocurre en el Universo los astrofísicos no sólo usamos la luz que ven nuestros ojos (el rango óptico) sino todas las otras “luces” que componen el espectro electromagnético, desde los energético rayos gamma a las ondas de radio. La luz codificada en frecuencias de radio es observada por los radiotelescopios, la mayoría localizados también en la superficie terrestre. El estudio de la luz del Universo en colores radio permite desvelar, por ejemplo, el gas difuso que existe en y alrededor de las galaxias, las regiones más frías del medio interestelar (que son los lugares donde se forman las estrellas) o los fenómenos energéticos asociados a núcleos de galaxias que poseen agujero negro súper-masivo activo. Muchos logros tecnológicos actuales, incluida la invención de la Wi-Fi, provienen de la Radioastronomía. Para estudiar las luces infrarroja, ultravioleta, rayos X y rayos gamma se deben colocar telescopios en el espacio, dado que la atmósfera terrestre bloquea completamente estos tipos de radiación. La imagen siguiente muestra un bonito ejemplo observaciones de la galaxia M 101 usando distintas “luces” del espectro electromagnético. Los rayos X muestran los fenómenos más violentos de la galaxia, regiones asociadas a restos de supernovas y agujeros negros. La emisión en ultravioleta (UV) indica donde se encuentran las estrellas más jóvenes, formadas en los últimos 100 millones de años. Los colores ópticos (banda R) y del infrarrojo cercano (banda H) localizan las estrellas maduras tipo Sol y viejas. La emisión en la línea del hidrógeno una vez excitado (H-alpha) señala las regiones de formación estelar: las nebulosas de M 101. La luz del infrarrojo medio (MIR) proviene sobre todo de la emisión térmica del polvo, calentado por las estrellas más jóvenes. Finalmente la imagen en radio (hidrógeno atómico neutro, HI a 21 cm) muestra el mapa de gas frío y difuso de la galaxia.



Imagen: Mosaico mostrando seis vistas de la galaxia M 101 a distintas longitudes de onda. Crédito de las imágenes: Datos en rayos X (Chandra): NASA/CXC/JHU/K.Kuntz et al,; datos en UV (GALEX): Gil de Paz et al. 2007, ApJS, 173, 185; datos en filtros R y Hα (KPNO): Hoopes et al. 2001, ApJ, 559, 878; datos en infrarrojo cercano (2MASS): Jarrett et al. 2003, AJ, 125, 525, datos a 8 micras (Spitzer): Dale et al. 2009, ApJ, 703, 517; datos en la línea de 21cm de HI (VLA): Walter et al. 2008, AJ, 136, 2563, ”The H I Nearby Galaxy Survey”. Más información en esta historia del blog. Crédito de la composición: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ)./]

En cualquier caso, la Astrofísica actual no se basa sólo en las observaciones de la luz que nos llega del Cosmos. Hace falta un marco teórico en el que trabajar. Los “experimentos controlados” en Astrofísica se hacen mediante simulaciones por ordenador, donde se incorporan las leyes físicas bajo ciertas condiciones iniciales y se deja evolucionar el sistema. Así se intentan entender tanto los interiores estelares como las explosiones de supernova o la evolución de las galaxias. El siguiente vídeo muestra como ejemplo una simulación por ordenador que predice la evolución de una galaxia del tipo espiral como la Vía Láctea desde poco después del Big Bang hasta nuestros días. La simulación, que supone que el Universo está dominado por energía oscura y materia oscura, separa las estrellas viejas (en color rojo) de las estrellas jóvenes (en color azul), además del gas difuso que se observa en luces de radio y que está disponible para formar nuevas estrellas (en azul pálido). Las predicciones dadas por las simulaciones se comparan luego con las observaciones obtenidas por los telescopios profesionales para avanzar así en el entendimiento del Cosmos.



Vídeo: Modelo de ordenador mostrando la vida de una galaxia espiral. Esta simulación cosmológica sigue la evolución de una galaxia espiral sobre unos 13 500 millones de años. La simulación se corrió en el súper-ordenador Pleiades de NASA en Ames Research Center (Moffett Field, California, EE.UU.) y requirió alrededor de un millón de horas de CPU. Más información: en esta página de NASA. Crédito: F. Governato and T. Quinn (Univ. of Washington), A. Brooks (Univ. of Wisconsin, Madison), and J. Wadsley (McMaster Univ.).

En resumen, es gracias al estudio de la luz por lo que sabemos dónde están, de qué están hechas y cómo se mueven las estrellas, las galaxias y todos los cuerpos que habitan el Universo. Muchos de los estudios del Cosmos que los astrofísicos realizamos en la actualidad combinan la observación y análisis de luces en distintos rangos, de rayos gamma a ondas de radio. En muchos casos, la tecnología empleada para ello sólo tiene unas pocas décadas de existencia y aún no hemos sido capaces de explotar todo su potencial. El estudio detallado de la luz que proviene del Cosmos permitirá grandes descubrimientos en los próximos años y, a la vez, impulsará nuevas tecnologías que se aplicarán en medicina y comunicaciones. Los métodos que se desarrollan en la actualidad en Astrofísica para estudiar la luz del Cosmos tendrán aplicación directa en nuestra vida cotidiana y mejorarán el estado de bienestar de nuestra sociedad, además de ahondar en la comprensión de ese vasto Universo en el que vivimos.

| Publicado 2015-03-17 , 23:15 | ¡ Comenta esta historia ! | 2 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Zoco de Astronomía: Jugando con la Luna

Artículo publicado originariamente en el suplemento el Zoco de Diario Córdoba el domingo 15 de marzo de 2015.

Si existe un cuerpo celeste que atrae a todo el mundo es la Luna. Su visión a través de un telescopio, aunque sea modesto, cautiva por la cantidad de detalles que ofrece. Aparecen ante los ojos del observador miríadas de cráteres, montañas, zonas claras y oscuras, cordilleras, grietas, y muchos juegos de sombras. La Luna es la eterna compañera del Planeta Tierra, no en vano ambos cuerpos tienen un origen común y están fuertemente ligados por la fuerza de gravedad. Vista desde el espacio, la pareja Tierra-Luna casi podría considerarse un planeta doble. En efecto, la Luna es un satélite muy grande en relación con su planeta: su diámetro es sólo 3.6 veces más pequeño que el de la Tierra, aunque sólo posee el 1.2% de su masa. La Luna es el catorceavo cuerpo más grande del Sistema Solar. La superficie de la Luna posee casi 1/10 de la superficie de la Tierra. Aún así, el centro de gravedad común del dúo Tierra-Luna está dentro de la Tierra, a unos 1700 km de profundidad. Si este punto estuviese en el espacio los astrónomos podrían decir estrictamente que vivimos en un planeta doble.



Imágenes de una “súperluna” (Luna llena en perigeo, izquierda) y una “miniluna” (Luna llena en apogeo, derecha) obtenidas desde Córdoba usando el mismo equipo. La súperluna se obtuvoel 10 de agosto de 2014, la miniluna el 5 de marzo de 2015. Crédito: Paco Bellido, El Beso en la Luna.

La Luna orbita alrededor de la Tierra a una distancia media de 384 400 kilómetros, completando una revolución en 27.3 días. Es el mismo tiempo que tarda en girar sobre sí misma, por eso siempre observamos la misma cara de la Luna. No obstante, estrictamente esto no es cierto: la Luna posee un pequeño balanceo (libración) que permite ver desde la Tierra casi el 60% de su superficie. El mes de 29.5 días que nuestros calendarios siguen es el tiempo transcurrido entre la misma fase lunar. Esos dos días y pico extra son los que la Luna y la Tierra necesitan para que estén alineados de la misma manera con el Sol, dado que ambas orbitan alrededor de la estrella del Sistema Solar. Tanto el movimiento de la Tierra alrededor del Sol como de la Luna alrededor de la Tierra (o de cualquier cuerpo que gire alrededor de otro en el Universo) sigue una trayectoria elíptica. Esto es, la órbita de la Luna no es una circunferencia sino una elipse. La diosa Selene está a veces más cerca de la Tierra y otras veces más lejos. Al punto más cercano se le llama “perigeo” y al punto más alejado “apogeo”. En efecto, el tamaño angular con el que vemos la Luna en el cielo cambia, sólo un poco, pero se nota. Como ejemplo aquí mostramos dos espléndidas fotografías lunares conseguidas desde Córdoba capital por el famoso astrofotógrafo Paco Bellido, autor del blog “El Beso en la Luna”. Ambas imágenes están tomadas con el mismo equipo. La toma de la izquierda muestra la Luna llena el 10 de agosto del año pasado, cuando nuestro satélite, a sólo 355 153 km de distancia, estaba cerca del perigeo. A la derecha se muestra una imagen obtenida el jueves de la semana pasada (5 de marzo) cuando la Luna, a 403 306 km de distancia, estaba en el apogeo. Se trató de la luna llena más pequeña del año. Esta diferencia de tamaños es la responsable de que a veces los eclipses de Sol (cuando la Luna tapa al Astro Rey, cuyo tamaño angular prácticamente no varía en el año) sean totales (Luna cerca de la Tierra) y otras veces anulares (Luna lejos de la Tierra). Pero no tiene nada que ver con el hecho de que, cerca del horizonte (cuando sale o se pone), la Luna parece más grande: esto es simplemente una ilusión creada por nuestro cerebro que, sin referencias, no puede estimar bien los tamaños.

En los últimos tiempos se han popularizado designaciones curiosas para nombrar lunas llenas especiales. El término “súperluna” se refiere a una luna llena cerca del perigeo (imagen izquierda), mientras que una “miniluna” sería lo contrario (luna llena cerca del apogeo, imagen derecha). Además se ha designado como “luna azul” a la segunda luna llena dentro del mismo mes. El adjetivo “azul” no tiene nada que ver con el color de la Luna. Otra ingeniosa designación es la de “luna oscura” o “luna negra”, que simplemente indica o un mes que no tenga una luna llena o una luna nueva (sólo puede ocurrir en febrero, pasó en 2014 y pasará en 2018) o la segunda luna nueva dentro del mismo mes. Los términos nada científicos de “lunas azules” y “lunas negras” sólo reflejan ese interés y fijación que los seres humanos del siglo XXI seguimos teniendo por la Luna.

| Publicado 2015-03-16 , 06:01 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Las seis estrellas masivas de Sigma Orionis

El martes pasado os dejé en el blog el artículo de Zoco de Astronomía publicado el 5 de mayo de 2013 en Diario Córdoba. Dedicado a la Nebulosa Cabeza de Caballo, en Orión, os detallaba las peculiaridades de esta nebulosa oscura sobre la nebulosa de emisión IC 434. Decía:

Esta nebulosa de emisión (IC 434) sí brilla en los colores rojizos típicos de las regiones de formación estelar gracias a la acción de Sigma Orionis, un sistema estelar cercano de cinco estrellas, siendo una de ellas muy caliente y masiva.

Afortunadamente, gracias a tener colegas astrofísicos que leen mi blog y no consideran que lo que hago aquí es perder tiempo a mi investigación, he sabido de primera mano que Sigma Orionis son SEIS estrellas MASIVAS, no cinco. El aviso me vino a través de mi amigo Sergio Simón (Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC), experto internacional en el estudio de estrellas masivas. Junto con otro gran amigo y gran astrofísico español, José Caballero (Centro de Astrobiología, CAB), lleva años investigando el sistema de Sigma Orionis, siendo el experto mundial en este sistema estelar. Su investigación ha permitido descubrir que, en efecto, Sigma Orionis son seis estrellas.



Composición de imágenes que muestra la localización del cúmulo de Sigma Orionis, desde la constelación de Orión hasta el sistema triple sigma Ori Aa,Ab,B. Créditos del fotomontaje: Gabriel Pérez (SMM, IAC), Sergio Simón-Díaz (IAC/ULL) y Jose A. Caballero (CAB/INTA), a partir de imágenes de Luis Chinarro (IAC, Orion + Teide), Daniel López / IAC (región del cinturón de Orión), Nigel Sharp (NOAO, NSF, AURA, nebulosa de la Cabeza de Caballo).

Estas estrellas se designan Sigma Orionis Aa, Ab, B, C, D, E. Las tres últimas (C, D y E) son las más frías del sistema, aún así son más brillantes y calientes que nuestro Sol. Sigma Orionis A y B constituían un sistema doble muy cercano, tanto que B orbita a sólo 100 Unidades Astronómicas (100 veces la distancia media entre la Tierra y el Sol) de A, necesitando 157 años en completar una vuelta. Pero las observaciones de mis amigos permitieron descubrir que la estrella más brillante y caliente del sistema, Sigma Orionis A, son en realidad dos estrellas de gran masa girando una alrededor de la otra con un período orbital de sólo 143 días. Así se han designado Sigma Orionis Aa y Sigma Orionis Ab a estos dos astros.

Justamente a principios de este año Sergio y Jose, junto con más colaboradores, publicaron en la prestigiosa revista The Astrophysical Journal su investigación científica sobre este fascinante sistema, Orbital and physical properties of the sigma Ori Aa,Ab,B triple system", Simón-Díaz et al. (2015, ApJ 799, 169). Por ese motivo también se preparó este vídeo que muestra claramente la constitución de Sigma Orionis:



Zoom al centro del cúmulo estelar de Sigma Orionis, desde la constelación de Orión al sistema triple Sigma Orionis Aa,Ab y B. Créditos: Gabriel Pérez (SMM, IAC), Sergio Simón-Díaz (IAC/ULL), y Jose A. Caballero (CAB/INTA).

Lo dicho, ¡gracias por avisar y felicidades por el descubrimiento!


Historias relacionadas

- Zoco de Astronomía: La Nebulosa Cabeza de Caballo (10 de marzo 2015)

Más información

- Nota de Prensa del IAC: "sigma Orionis", mucho más que una estrella, 27 de enero de 2015

- Enlace al artículo científico en ApJ:Orbital and physical properties of the sigma Ori Aa,Ab,B triple system", Simón-Díaz et al. (2015, ApJ 799, 169), en inglés.

- Artículo científico: Stellar multiplicity in the sigma Orionis cluster: a review, Caballero, J.A. 2014, The Observatory, Vol. 134, p. 273-287

| Publicado 2015-03-13 , 23:54 | ¡ Comenta esta historia ! | 2 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Las estrellas del Altar

Muy bonita y colorida la nueva foto noticia del Observatorio Europeo Austral mostrando las miríadas de estrellas que se esconden dentro de la constelación austral de Ara, el Altar,



Imagen captada con la cámara OmegaCAM, instalada en el telescopio de sondeo VST (VLT Survey Telescope), en el Observatorio Paranal, muestra parte de la asociación estelar Ara OB1. En el centro de la imagen vemos el joven cúmulo abierto NGC 6193, y a la derecha la nebulosa de emisión NGC 6188, iluminada por la radiación ionizante emitida por las estrellas cercanas más brillantes. La imagen necesitó de más de 500 tomas individuales obtenidas usando cuatro filtros distintos con el VST, necesitándose 56 horas para obtener todos los datos. Crédito: ESO.

La imagen, obtenida con la cámara OmegaCam (que posee 256 millones de píxeles) del Telescopio de Sondeo del VLT (VST), muestra el joven cúmulo abierto NGC 6193 y la nebulosa de emisión NGC 6188 (la Nebulosa del Borde) dentro de la asociación estelar Ara OB1. De hecho las dos estrellas más brillantes son estrellas muy calientes, jóvenes (pocos millones de años), calientes, luminosas (unas 100 mil veces más luminosas que el Sol) y masivas (casi 50 veces más masivas que el Sol). Como este cúmulo de estrellas jóvenes emite gran cantidad de radiación ultravioleta es capaz de ionizar el gas a su alrededor, de ahí que existan tantas nebulosas en esta región del cielo. La asociación estelar Ara OB1 está a unos 4000 años luz de la Tierra.

Sin embargo yo no me he podido contener y he "jugado con la imagen" para intentar apreciar mejor los detalles, dado que me parece que la luz difuminada por la estrella brillante central es demasiado brillante y no permite ver bien las estrellas circundantes. Éste es el resultado:



Misma imagen anterior pero modificando ligeramente los colores, contrastes y sombras. Crédito: ESO, ligera modificación por Á.R.L.-S.

¿Qué os parece? En fin... a veces es que no me puedo contener en jugar con las imágenes para apreciar mejor los detalles y buscar objetos nuevos.


Historias relacionadas

- Las colas de marea de NGC 7714 (30 de enero de 2015).

- Gas, estrellas y polvo en la galaxia espiral M 101 (13 de julio de 2012).

- Nueva imagen de ESO de la Nebulosa de Orión (24 de enero de 2011).


Más información

- Foto noticia de ESO: Un gran espectáculo de nuevas estrellas

- Telescopio de Sondeo VLT (VST)

- Cámara OmegaCAM en VST (en inglés).

| Publicado 2015-03-12 , 23:52 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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