Gas, formación estelar y enriquecimiento químico en la galaxia espiral NGC 1512

Artículo publicado originariamente en Naukas.com y basado en la nota de prensa conjunta que hoy publican Australian Astronomical Observatory (AAO), CSIRO Astronomy and Space Science, y el International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR) sobre mi artículo científico "Ionized gas in the XUV disc of the NGC1512/1510 system", “Gas ionizado en el disco XUV del sistema NGC 1512/1510”, Ángel R. López-Sánchez, Tobias Westmeier, César Esteban & Baerbel S. Koribalski 2015, MNRAS, 450, 3381, aparición en la versión electrónica online el jueves 21 de mayo de 2015, 1:00 am (tiempo local España peninsular).

Introducción

¿Cómo crecen y evolucionan las galaxias? Las galaxias están constituidas por estrellas y gas que interaccionan entre sí de formas muy complejas. El gas frío y difuso se condensa para formar estrellas. Las estrellas más masivas son capaces de “calentar” el gas haciéndolo brillar como nebulosas (gas nebular). Las estrellas brillan durante millones o miles de millones de años. Terminan muriendo como supernovas las más masivas o formando nebulosas planetarias las menos masivas. En cualquier caso las estrellas al morir liberan los nuevos elementos químicos que han sido cocinados en sus hornos estelares. Este material se mezcla con el gas difuso ya existente dentro de las galaxias y que formará nuevas generaciones de estrellas. Por otro lado, a veces las galaxias pueden perder gas y estrellas, quizá por una interacción con otra galaxia cercana, o por los efectos de un agujero negro súper-masivo en su centro que expulsa lejos el material difuso. A la vez, muchas veces las galaxias acretan gas y estrellas que pertenecían a otros sistemas más pequeños. Las galaxias también absorben gas difuso existente en el medio intergaláctico y que quizá ha estado inerte durante miles de millones de años. La teoría actualmente aceptada es que las galaxias van construyendo su componente estelar a partir del gas que tienen disponible y que, de vez en cuando, reciben del espacio. A la vez, las galaxias se hacen cada vez más ricas en elementos químicos como consecuencia del gas procesado en las estrellas. ¿Pero cómo ocurre todo esto exactamente?

Ésta es una de las preguntas que me hago a diario en mi trabajo como astrofísico. En realidad son muchas cuestiones a resolver: ¿Cómo ocurre la formación estelar en las galaxias? ¿Cómo evolucionan? ¿Qué papel tiene el gas difuso? ¿Cuál es la composición química del gas de las galaxias? Para responder a estas preguntas necesito dos cosas: primero, tener modelos teóricos de evolución de galaxias que me tracen, bajo ciertas características, cómo el gas se transforma en estrellas y cómo las galaxias se enriquecen de elementos químicos. Y segundo, en mi caso más importante, tener observaciones directas de galaxias que me informen tanto de dónde están las estrellas y el gas como de su composición química. Estas observaciones no se pueden ceñir únicamente a la parte central de las galaxias: si quiero trazar lo que le pasa al gas (¿cae a la galaxia o es expulsado? ¿Es rico o pobre en elementos químicos?) es fundamental tener observaciones en sus partes externas. Pero, desgraciadamente, esto no es siempre posible. Lo que sí es seguro es que necesito dos tipos de datos: observaciones en el rango óptico del espectro (los colores que nosotros vemos), que es donde encontramos la emisión de las estrellas y del gas de las nebulosas, a partir del que se puede trazar la composición química de los objetos, y observaciones usando radiotelescopios para observar la línea de 21 cm del hidrógeno atómico, que es la que traza el gas difuso existente en y alrededor de las galaxias.

Precisamente hoy, 21 de mayo de 2015, aparece publicado en la prestigiosa revista científica “Monthly Notices of the Royal Astronomical Society” (MNRAS), mi último trabajo científico, que intenta ayudar a resolver estas preguntas. Junto con los astrofísicos Tobias Westmeier (ICRAR, Australia), César Esteban (IAC, España) y Baerbel Koribalski (CSIRO, Australia), presento un estudio multi-frecuencia de la pareja de galaxias NGC 1512 y NGC 1510 que muestra cómo el gas se re-procesa dentro de estrellas y el enriquecimiento químico que dicho gas ha experimentado. Por este motivo, el Australian Astronomical Observatory (AAO), CSIRO/CASS e ICRAR publican una nota de prensa que recoge los aspectos más relevantes de esta investigación. No obstante, me gustaría contar por aquí en primera persona y en español de qué va todo esto.


La pareja de galaxias NGC 1512 y NGC 1510

Hace ya varios años, y gracias a mi trabajo de radioastrónomo dentro del cartografiado “LVHIS” (“Local Volume HI Survey”, Cartografiado en gas atómico del Volumen Local; “HI” es como los astrofísicos designamos al gas atómico) que lidera mi amiga y colega la astrofísica Baerbel Koribalski (CSIRO), encontré un par de galaxias cercanas que reunían los requisitos que andaba buscando para este tipo de investigación. Una de ellas es la curiosa galaxia espiral NGC 1512. Esta galaxia, localizada a sólo 31 millones de años luz (9.5 mega-parsecs) de nosotros, proyectada sobre la constelación austral de Horologium (“El Reloj de Péndulo”), posee gran cantidad de gas difuso y cientos de regiones de formación estelar en sus partes externas, tal y como fue revelado usando datos en ultravioleta del satélite GALEX (NASA). De hecho las regiones con gran emisión en UV localizadas en la parte externa de la galaxia forman un “disco extenso de emisión en ultravioleta” (o “disco XUV” por sus siglas en inglés, “eXtended UV-disc”), y se han detectado en alrededor del 15% de las galaxias espirales cercanas. Curiosamente las regiones de formación estelar en las partes externas de NGC 1512 ya las había detectado mi colega David Malin (AAO) a mitad de la década de los 70 del siglo pasado (¡antes incluso de que yo naciera!) usando placas fotográficas obtenidas con el telescopio de 1.2 metros UK Schmidt (AAO) del Observatorio de Siding Spring (Australia).

Figura 1. Imágenes profundas de la pareja de galaxias NGC 1512 y NGC 1510 en luz visible (izquierda) y en luz ultravioleta (derecha). NGC 1510 se encuentra a la derecha abajo de la galaxia espiral y parece una estrella gorda. En ambas tomas se aprecia perfectamente la existencia de múltiples regiones estelares muy lejos del centro de las galaxias. El destacado color azul que estas zonas presentan en colores ultravioleta sugiere que se tratan de regiones de formación estelar. Crédito: Imagen óptica: David Malin (AAO), usando placas fotográficas obtenidas en 1975 en el telescopio 1.2m UKST (Observatorio de Siding Spring, Australia). Imagen ultravioleta: satélite GALEX (NASA), imagen combinando tomas en filtro del ultravioleta lejano (azul) y ultravioleta cercano (rojo).

El motivo por el que me empezó a interesar NGC 1512 es que está en interacción con otra galaxia más pequeña: NGC 1510. De hecho, constituyen una pareja de galaxias bastante peculiar. Además NGC 1510 es una galaxia enana compacta azul, del tipo de objetos que yo estudié en detalle durante mi tesis doctoral, allá por mis tiempos en el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), y dirigida por el astrofísico César Esteban. Cuando yo vine a trabajar a Australia en 2007 con Baerbel, ella ya había conseguido observaciones del gas difuso de NGC 1512 y NGC 1510 usando el interferómetro “Australian Telescope Compact Array” (ATCA), como parte del cartografiado “LVHIS”. Al combinar estos datos en radio descubrimos algo sorprendente: el sistema tenía una enorme cantidad de gas. Además, combinando las observaciones en radio con los datos en ultravioleta, pudimos trazar la formación estelar y cómo el gas se condensa para formar estrellas en las zonas externas de NGC 1512. Nuestros resultados científicos se publicaron en un artículo en MNRAS en 2009 (Koribalski & López-Sánchez, 2009).

Figura 2. Imagen multi-frecuencia de la pareja de galaxias NGC 1512 y NGC 1510 combinando datos ultravioleta (datos de GALEX, NASA, en azul oscuro), óptico (bandas B y R de Digital Sky Survey, en azul claro y amarillo respectivamente), infrarrojo cercano (banda J del cartografiado 2MASS, en naranja), infrarrojo medio (datos del Telescopio Espacial Spitzer, NASA, en rojo) y radio (línea de 21 cm del hidrógeno atómico obtenidos por el interferómetro ATCA como parte del proyecto LVHIS, en verde). Se identifican algunas zonas de interés y las dos galaxias. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU) y Baerbel Koribalski (CSIRO).

La imagen superior muestra que, en efecto, el gas difuso (en verde) envuelve completamente a las dos galaxias, extendiéndose siguiendo dos largas estructuras espirales hasta más de 250 mil años luz del centro de NGC 1512. Es importante notar que esta distancia es unas 2.5 veces mayor que el tamaño de nuestra Vía Láctea, ¡pero NGC 1512 es unas 3 veces más pequeña que nuestra Galaxia! Además, los datos del gas atómico revelaban que una de las estructuras espirales ha sido perturbada recientemente como consecuencia de la interacción gravitatoria entre NGC 1512 y NGC 1510, que estimamos comenzó hace unos 400 millones de años. Por otro lado, las regiones más densas de gas están normalmente asociadas a las regiones de formación estelar que destacan en las imágenes en ultravioleta. En efecto: en estas regiones el gas se está condensando para formar nuevos soles. ¿Pero de dónde viene el gas?

Observaciones usando el Telescopio Anglo-Australiano

Una de las formas que tenía para intentar trazar la evolución del gas en estas regiones tan lejanas de su galaxia principal era estudiar su composición química. Para ello necesitaba observaciones en el rango óptico, que es donde vemos “brillar” las nebulosas. ¿Pero cómo observar decenas o cientos de estas regiones tan débiles, para las que al menos se necesitan un par de horas de integración total para obtener buenos datos?

Precisamente en Australia tenemos un instrumento ideal para realizar este tipo de observaciones: la combinación del robot 2dF y del espectrógrafo AAOmega instalados en el Telescopio Anglo-Australiano (AAT, propiedad del AAO), de 3.9 metros de tamaño, en el Observatorio de Siding Spring (Australia). 2dF posee 400 fibras ópticas que se pueden colocar, gracias a un brazo mecánico, dentro de un campo circular de dos grados de diámetro (esto es el tamaño de cuatro lunas llenas). Las fibras ópticas se proyectan en la cámara AAOmega, que descompone la luz para obtener la información espectroscópica. A finales de 2008 acompañé a mi amigo, colega, y por entonces también compañero de piso, el astrofísico Tobias Westmeier (ICRAR), a realizar unas observaciones con 2dF/AAOmega en el AAT (irónicamente pocos años después me convertí en uno de los “Científicos Instrumentales” de 2dF/AAOmega, labor que aún poseo en la actualidad). Nuestras observaciones de 2008 incluyeron obtener datos espectroscópicos de las regiones de formación estelar en NGC 1512 y NGC 1510.

Los astrónomos solemos usar 2dF/AAOmega para observar a la vez cientos de estrellas individuales dentro de la Vía Láctea o cientos de galaxias. Sin tener en cuenta observaciones con 2dF/AAOmega en las Nubes de Magallanes, ésta es la primera vez que este instrumento se usa para estudiar regiones de formación estelar dentro de la misma galaxia. En cierta forma, usamos 2dF/AAOmega para crear una enorme “Unidad de Campo Integral” (IFU en inglés) para observar las partes más importantes de la galaxia. En total, pudimos colocar fibras ópticas en 136 regiones independientes.

Figura 3: Dos ejemplos de la alta calidad de los espectros ópticos de las regiones brillantes en ultravioleta de NGC 1512 conseguidos usando la combinación instrumental 2dF/AAOmega en el Telescopio Anglo-Australiano. El papel superior muestra el espectro de la galaxia enana compacta azul NGC 1510, muy rico en líneas de emisión, junto con absorciones en las líneas de hidrógeno y helio trazando la rica componente estelar de la galaxia enana. El panel inferior muestra el espectro de una de las regiones más brillantes en ultravioleta, también rico en líneas de emisión, pero con apenas absorciones estelares. En ambos paneles las líneas más importantes están identificadas. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ), Tobias Westmeier (ICRAR), César Esteban (IAC) & Baerbel Koribalski (CSIRO).

Sinceramente, no esperaba que viésemos las líneas espectrales ópticas que trazan elementos químicos como oxígeno, azufre o nitrógeno en muchas de las regiones observadas (insisto: estos objetos son realmente débiles). Cuál fue mi sorpresa, una vez procesados los datos, al descubrir que en casi todos ellos podíamos ver algunas de estas líneas de emisión, junto con las famosas y brillantes líneas de emisión del hidrógeno ionizado (H-alpha y H-beta, algunas veces incluso más líneas de la serie de Balmer). Estos espectros ópticos obtenidos con el AAT confirmaban que, en efecto, la mayoría de las regiones con gran emisión en UV eran realmente zonas de formación estelar. No obstante, algunas regiones (típicamente las que no coincidían con las regiones más densas de gas) resultaron ser galaxias de fondo (esto es, objetos mucho más lejanos que NGC 1512 y que no están asociados físicamente con el sistema), también con alta formación estelar. Además, una de esas regiones era una estrella muy azul perteneciente a nuestra Galaxia.

¿Se mueven el gas difuso y el gas nebular de la misma manera?

Una de las grandes ventajas al usar datos espectroscópicos de campo integral (algo que los interferómetros radio han hecho desde hace décadas) es que se consigue a la vez la distribución de gas y cómo se mueve. Así, este tipo de observaciones permiten estudiar la “cinemática” del sistema y encontrar, por ejemplo, si el gas rota de formar regular (como en un disco) o posee colas de marea o estructuras peculiares mostrando procesos de interacción con otras galaxias. Nuestros datos en radio ya publicados en 2009 permitían conocer la cinemática del gas difuso de NGC 1512 con gran precisión. A grandes rasgos, el gas difuso se mueve en un disco de forma regular, pero aparecen claras discrepancias donde está la galaxia enana NGC 1510 y en los extremos de las colas de gas difuso. Ambos tipos de irregularidades en el movimiento del gas son consecuencia de la interacción gravitatoria entre NGC 1512 y NGC 1510.

Figura 4: Mapa mostrando la cinemática del gas nebular en la pareja de galaxias NGC 1512 y NGC 1510 (estrella roja) tal y como lo traza el pico de la emisión en H-alpha usando los datos del AAT. Círculos, rombos, triángulos y cuadrados muestran distintas componentes de NGC 1512. El color de estas formas geométricas codifica la velocidad radial del gas, cifrada en kilómetros por segundo tal y como indica la barra de color. Se señala una región (triángulo rojo) con una velocidad inusual: es probable que este objeto sea los restos de una galaxia enana en proceso de fusión con NGC 1512. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ), Tobias Westmeier (ICRAR), César Esteban (IAC) & Baerbel Koribalski (CSIRO).

Usando el pico de emisión de la línea de H-alpha, los datos espectroscópicos proporcionados por el AAT también sirven para trazar cómo se mueve el gas, en este caso, el gas nebular. La figura superior incluye el mapa de velocidad de la línea H-alpha, que muestra cómo el gas se está moviendo en el sistema usando las líneas de emisión del espectro óptico hasta una distancia de 250 mil años luz del centro de NGC 1512. Esto es 6.6 veces el tamaño óptico de la galaxia. Hasta la fecha no se ha obtenido ningún otro mapa usando técnicas de espectroscopía óptica de campo integral con estas características.
¿Contaban las nuevas observaciones ópticas del AAT la misma historia que la que proporcionan los datos en frecuencias de radio conseguidos con ATCA? La respuesta es que sí: ambos mapas cinemáticos (gas difuso trazado en radio y gas nebular trazado en óptico) muestran esencialmente la misma información en todas las regiones, excepto en un objeto. Esta región podría constituir los restos de una galaxia enana independiente y de baja luminosidad (según marca su emisión en H-alpha) que está en proceso de acreción con NGC 1512.

La composición química del gas nebular

Pero como he comentado arriba mi verdadero interés de las observaciones con el AAT es trazar la composición química de las regiones de formación estelar brillantes en ultravioleta en la partes externas de NGC 1512. Para ello se deben usar las líneas de emisión que se detectan en el espectro óptico, incluyendo las líneas de HI, [O II], [O III], [N II] y [S II] (hidrógeno, oxígeno, nitrógeno y azufre). Con estas líneas de emisión podemos trazar lo que los astrónomos llamamos “metalicidad”, esto es, el contenido en metales del gas nebular, que ya hemos visto es coincidente con el gas difuso.

¡Un momento! - pensará el lector. - ¿Oxígeno, nitrógeno y azufre son “metales”?- Pues sí, los astrofísicos somos muy sencillos en esta cuestión: todos los elementos químicos que no son hidrógeno o helio los definimos como “metales”. Por supuesto esto tiene su lógica: sólo el hidrógeno y el helio se crearon en el Big Bang. El resto de los elementos químicos se han formado o dentro de las estrellas (como consecuencia de reacciones nucleares) o por la acción de las estrellas (como en supernovas). Los nuevos elementos que se crean dentro de una estrella se liberan al espacio intergaláctico de las galaxias cuando la estrella muere, y se mezclan con el gas difuso para formar más estrellas. Las estrellas de nueva generación tendrán una composición química más rica que las generaciones de estrellas que las precedieron. Así, trazando la cantidad de “metales” (normalmente el oxígeno) dentro de las galaxias se puede conocer cuántas veces el gas se ha re-procesado dentro de las estrellas.

Figura 5: Mapa mostrando la composición química del gas nebular en la pareja de galaxias NGC 1512 y NGC 1510 (estrella azul oscuro) usando los datos del AAT. Círculos, rombos, triángulos y cuadrados muestran distintas componentes de NGC 1512. El color de estas formas geométricas codifica la metalicidad del gas nebular siguiendo la abundancia de oxígeno en cada región. Objetos morados-azules son pobres en oxígeno, mientras que objetos rojos son muy ricos en oxígeno. Los rombos rojos trazan las regiones de alta metalicidad del centro de NGC 1512. Los círculos (azules en su mayoría) trazan el largo brazo espiral izquierdo, no afectado seriamente por la interacción con NGC 1510, y que poseen baja metalicidad. Los triángulos y los cuadrados siguen el otro brazo espiral, que sí ha sido destruido por la interacción con NGC 1510. Las regiones en este brazo suelen tener típicamente colores verdes, esto es, ha habido cierto enriquecimiento químico en ellas. El pentágono azul es la región más lejana del sistema, a 250 mil años luz del centro de NGC 1512, y que posee una metalicidad similar a la observada en el brazo izquierdo. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ), Tobias Westmeier (ICRAR), César Esteban (IAC) & Baerbel Koribalski (CSIRO).

La imagen superior muestra el “mapa de composición química” o “mapa de metalicidad” del sistema. En efecto, el centro de NGC 1512 posee gran cantidad de metales (rombos rojos), con una proporción similar a la que se encuentra en el centro de nuestra Vía Láctea. Sin embargo las partes externas presentan dos comportamientos claramente diferenciados: las regiones localizadas a lo largo de uno de los brazos espirales (izquierda en el mapa) poseen pocos metales (círculos azules), pero aquellas que se encuentran en el otro brazo espiral (derecha en el mapa) tienen una cantidad de metales intermedia (cuadrados y triángulos verdes) entre la que se ve en el centro de NGC 1512 y la que se encuentra en el otro brazo. Además, todas las regiones del “brazo azul” tienen metalicidades similares, mientras que dentro del “brazo verde” se localizan también regiones con pocos metales (azules) y con mucho metales (naranja).

La razón de este comportamiento es que el gas que se encuentra en el “brazo verde” ha sido contaminado muy recientemente por los productos de nuevas estrellas. Esta formación estelar ha sido disparada por la interacción con la galaxia enana azul compacta NGC 1510 (estrella azul en el mapa).

¿Cuánto enriquecimiento químico ha experimentado el sistema?

Al combinar los datos ultravioleta y los datos en radio con los nuevos datos ópticos conseguidos en el AAT se puede estimar la cantidad de enriquecimiento químico que el sistema ha experimentado recientemente. Este análisis nos ha permitido concluir que el gas difuso que se detecta en las partes externas de NGC 1512 estaba ya contaminado con metales incluso antes de que la interacción con NGC 1510 empezara hace unos 400 millones de años. Esto es, el gas difuso que NGC 1512 posee en las regiones exteriores no es primordial (no se formó en el Big Bang) sino que ha sido procesado previamente por varias generaciones de estrellas.

En efecto, nuestros datos sugieren que los metales dentro de esta enorme nube de gas difuso no provienen del centro de NGC 1512, sino que vienen del exterior del sistema. Así, gran parte del gas difuso de NGC 1512 ha sido acretado durante la vida de la galaxia, o bien absorbiendo otras galaxias enanas pero ricas en gas (como le está pasando ahora con NGC 1510 o ese objeto peculiar que hemos “cazado” gracias a la distinta cinemática que posee en óptico y en radio) o por la acreción de gas difuso intergaláctico enriquecido previamente por la formación estelar que previamente había estado en otra galaxia.

En cualquier caso, estos resultados observacionales restringen fuertemente los modelos de evolución de galaxias. En efecto, cuando se analizan de forma conjunta el gas difuso (que se observa con radiotelescopios) y la distribución de metales en él (usando los telescopios ópticos), se obtienen pistas claves a la hora de entender la naturaleza y la evolución de las galaxias que ahora observamos en el Universo Local.

Pasos futuros

¿Cuál es el siguiente paso en la investigación? NGC 1512 es una galaxia espiral “peculiar” dada las características que presenta, así que ahora toca realizar un estudio similar en otras galaxias para confirmar que los resultados son similares a los encontrados en NGC 1512. Parte de mi investigación actual en el AAO la dedico a resolver esta cuestión, usando datos en óptico y en radio de otras galaxias cercanas. Idealmente habría que utilizar una muestra de objetos significativa y obtener datos tanto en óptico como en radio, extendiendo este tipo de estudio a galaxias. Este tipo de estudios se podrá hacer pronto gracias a la combinación de cartografiados usando espectroscopía óptica de campo integral, como CALIFA en el Observatorio de Calar Alto, Almería, o los instrumentos SAMI (ya en funcionamiento) y HECTOR (futuro cercano) en el AAT, junto con los grandes cartografiados del gas difuso que se van a completar próximamente usando radio interferómetros como ASKAP (“Australia Square Kilometre Array Pathfinder”, Australia) y JVLA (“Jansky Very Large Array”, Nuevo México, EE.UU.).


Más información

- Scientific Paper in MNRAS: "Ionized gas in the XUV disc of the NGC 1512/1510 system". Á. R. López-Sánchez, T. Westmeier, C. Esteban, and B. S. Koribalski.“Ionized gas in the XUV disc of the NGC1512/1510 system”, 2015, MNRAS, 450, 3381. Published in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) through Oxford University Press.

- AAO/CSIRO/ICRAR Press Release (AAO): Galaxy’s snacking habits revealed

- AAO/CSIRO/ICRAR Press Release (ICRAR): Galaxy’s snacking habits revealed

- Royal Astronomical Society (RAS) Press Release: Galaxy’s snacking habits revealed

- Article in Phys.org: Galaxy’s snacking habits revealed

- Article in EurekAlert!: Galaxy’s snacking habits revealed

- Article in Press-News.org: Galaxy’s snacking habits revealed

- ATNF Daily Astronomy Picture el 21 de mayo 2015.

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1

De: Miguel Angel Garcia Fecha: 2015-05-21 19:44

Que bueno. nunca me habia planteado la taba periodica como la metaizacion de procesos estelares. Siempre la conoci como la tabla de los elementos. Puede que mi aprendizage sea ya antiguo. La observacion de todos estos detalles es un estupendo trabajo. Como buen aficionado a lo que pasa ahi fuera, espero que sea el comieenezo de una gran investigacion que nos diga como funciona todo este tinglado. Gracias y buena suerte.

2

De: Jorge Bueno Fecha: 2015-05-21 20:17

Muy buen artículo, tanto el paper como el post. Está muy bien explicado. ¡Me encanta la investigación que haces! Tengo una pregunta que igual se va mucho del tema o digo alguna tontería. ¿Se puede determinar el grado de evolución de las estrellas en formación? Lo digo por si a través de observaciones en radio, se pueden llegar a observar jets del tipo del que se forman en los objetos Herbig-Haro. Aunque me imagino que la distancia, entre otras cosas, es un gran problema para ello. Es que los objetos H-H siempre me han fascinado ;o))

3	De: Mukuki Fecha: 2015-05-22 01:10
Hola,, muy interesante articulo. Enhorabuena,,,sigue asi ,eres un angel,,,,jjjjj Un abrazo..

4	De: TiXolO Fecha: 2015-05-24 19:23
Gran post!! Cuando hacéis estudios de galaxias me da vértigo al ver esas cifras de parsecs y masas solares O_0 me parecen de otro universo pero nosotros formamos parte de él... Saludos

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