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,

pero una noche sin luna y sin estrellas.
Confucio

Si las estrellas aparecieran tan
sólo una vez cada mil años
¡Como las adorarían los hombres!


Ralph Waldo Emersson

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- El egiptólogo
- En busca del unicornio
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- La Cruzada del Sur (rep)
- La Aventura de los Godos (rep)
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- De la Tierra a la Luna
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- La aventura de los romanos en Hispania
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- El incendio de Alejandría
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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.

| Publicado 2015-05-21 , 11:48 | ¡ Comenta esta historia ! | 4 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Zoco de Astronomía: Supernovas, ecos del pasado

Artículo originariamente publicado originariamente en el suplemento el Zoco de Diario Córdoba el domingo 18 de octubre de 2009.

El 11 de noviembre de 1572 apareció una estrella nueva en la constelación de Casiopea. El famoso astrónomo danés Tycho Brahe escribiría que este astro, más brillante que el propio planeta Venus, podía llegar a divisarse a plena luz del día. Sus detalladas observaciones (realizadas a simple vista, dado que el telescopio no se usó para observar el cielo hasta que Galileo lo hizo en 1609) junto con las del astrónomo y geógrafo valenciano Jerónimo Muñoz probaron que esa estrella estaba mucho más lejos que la Luna, chocando con el dogma aristotélico asumido por la Iglesia de que los cielos eran inmutables. Jerónimo Muñoz, uno de los primeros astrónomos españoles en defender el sistema copernicano que sitúa el Sol en el centro del Sistema Solar, fue criticado, censurado y casi olvidado por ello, pese a que fue Felipe II quién le pidió publicara su investigación en un libro. La estrella nueva fue perdiendo brillo poco a poco y dejó de verse a simple vista en marzo de 1574. Nadie pudo explicar entonces lo sucedido.

Fue a mitad del siglo XX cuando los astrónomos interpretaron correctamente el suceso como una supernova, esa titánica explosión que hace reventar una estrella en un instante, haciéndola brillar más que toda una galaxia. Aunque las explosiones de supernova más conocidas son las que se producen tras el auto-colapso de estrellas masivas (con ocho o más veces la masa del Sol), otras supernovas ocurren como consecuencia de las interacciones cataclísmicas en un sistema binario cerrado. Los astrónomos bautizaron a la primera clase como supernova tipo II (auto-colapso de estrellas masivas) y a la segunda clase supernova tipo Ia1 (destrucción de una estrella enana blanca al fusionarse instantáneamente todo el material robado a una estrella gigante roja).



Recorte de las páginas 8 y 9 del suplemento El Zoco del periódico Diario Córdoba publicado el domingo 18 de octubre de 2009. La imagen es el resto de la supernova de Tycho combinando datos en óptico (Telescopio 3.5m Calar Alto), infrarrojo (Telescopio espacial Spitzer) y rayos X (Telescopio espacial Chandra). Crédito de la imagen: Observatorio de Calar Alto.

¿De qué tipo fue la supernova de 1572? La luz de la explosión lleva la información física y química necesaria para entender el suceso, por lo que sin medidas detalladas ella los astrónomos no pueden, en principio, responder a esta pregunta. Sin embargo, existe un método muy ingenioso para conseguirlo: observar el reflejo de la luz en un objeto localizado a cierta distancia de la explosión. En otras palabras, buscar el eco de luz de la supernova. Para comprender esta técnica, recordemos que la luz se propaga en todas las direcciones de forma esférica a una velocidad finita (300 000 km/s). La luz de la supernova alcanzó la Tierra en 1572, aunque en realidad había explotado 11 000 años antes (la distancia que nos separa de este objeto es algo mayor de 11 000 años luz). Unos 435 años después de la explosión de supernova su esfera de luz chocó con una nube de polvo, que actuó como espejo. Parte de la luz fue reflejada hacia la Tierra, llegando a nosotros con 435 años de retraso. El caso es similar a cuando escuchamos un eco: recibimos una información sonora que se emitió en el pasado porque parte de la onda de sonido se refleja en algún obstáculo.

Gracias a esta técnica y usando los telescopios 2.2m y 3.5m del Observatorio de Calar Alto (Almería) y 8.2m Subaru en el Observatorio de Mauna Kea (Hawai, EE.UU.), un grupo internacional de astrofísicos pudo concretar que la estrella nueva que observaron Tycho y Jerónimo Muñoz en el siglo XVI fue del tipo Ia. La imagen muestra el resto de la supernova de 1572 combinando imágenes del telescopio 3.5 de Calar Alto y telescopios espaciales observando en infrarrojo (Spitzer) y rayos X (Chandra). Estas observaciones proporcionan nuevas ideas sobre cómo viven y mueren las estrellas y nos sirven para entender mejor qué le puede suceder a nuestro Sol en el futuro.

| Publicado 2015-05-04 , 10:39 | ¡ Comenta esta historia ! | 1 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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M 16 en 3D

Quería haber escrito este post esta mañana de jueves (en España) pero, de nuevo, se me presentó trabajo de más y me fue completamente imposible atender nada más. Obviamente, ya en mi mañana temprana del viernes 1 de mayo (quién me hubiese dicho en otros tiempos que me iba a levantar de forma automática antes de las 6 de la mañana casi a diario), esta noticia se ha recogido en varios lugares, desde blogs amigos hasta periódicos. Pero aquí la dejo yo también con mi propio estilo.

Hace un par de meses os detallaba el instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) instalado en la unidad 4 del complejo de telescopios VLT (Observatorio de Paranal, Chile), del Observatorio Europeo Austral (ESO por sus siglas en inglés). Hoy se ha hecho pública una nota de prensa de ESO mostrando nuevos datos obtenidos con MUSE, en esta ocasión del centro de la Nebulosa del Águila, M 16 (*). Localizada a unos 7000 años luz de distancia, proyectada sobre la constelación de la Serpiente (Serpens), la Nebulosa del Águila brilla con luz propia gracias a la acción de las estrellas más masivas del cúmulo cercano NGC 6611, que se ha formado precisamente del propio gas de esta nube interestelar. M 16 sigue dando que hablar, a principios de año el Telescopio Espacial Hubble publicó nuevas imágenes de ella. No en vano, es probablemente la fotografía más icónica que ha dado el HST. La "paleta de colores" que se usó para conseguir la imagen de M 16 con HST en 1995 marcó estilo: muchas imágenes posteriores de nebulosas (incluidas las que yo hago) se han creado "codificando la luz" siguiendo el mismo patrón: [O III] en azul, Hα+[N II] en verde y [S II] en rojo. Como he repetido en múltiples ocasiones por aquí a lo largo de estos años, las imágenes de nebulosas en filtros estrechos tienen dos características sobresalientes: primero: su delicada belleza, dado que el colorido de las formas caprichosas de gas y polvo que moldean las nebulosas de emisión capta profundamente la atención de profesionales y público. Por otro lado la gran información científica que proporcionan dado que cada filtro (color) nos informa de las condiciones física y químicas del gas: si vemos algo muy azul (filtro de oxígeno dos veces ionizado, [O III]) podemos decir que el gas ahí es muy caliente, esto sucede muy cerca de las estrellas masivas, las que ionizan el gas. Similarmente, las zonas rojas (filtro de azufre una vez ionizado, [S II]) nos señalan las regiones más densas y relativamente más frías del gas.



Visualización en 3D de la zona central de la nebulosa del Águila, M 16, usando datos del instrumento MUSE instalado en el VLT. Los pilares están compuestos de varias partes localizadas a ambos lados del cúmulo estelar NGC 6611. Esta ilustración muestra cómo están distribuidos los pilares, aunque la distancia relativa entre ellos a lo largo de la línea de visión no está a escala. Crédito: ESO/M. Kornmesser.

Pues bien, gracia al instrumento MUSE, los astrofísicos de ESO han conseguido la primera imagen tridimensional completa de la zona central de M 16. En particular, los datos de MUSE han servido para conocer cómo están distribuidos en el espacio los famosos pilares oscuros ("el pico del áquila"), relevando a su vez nuevos detalles hasta entonces desconocidos, como la detección de un nuevo chorro de gas procedente de una estrella joven. La imagen superior ilustra la distribución de los pilares de M 16. Los datos de MUSE han mostrado que la columna izquierda (la estructura más extensa, dado que alcanza los 4 años luz de tamaño, el doble que lo que mide el pilar derecho) está detrás del cúmulo NGC 6611. Además, su punta está de frente (esto es, mirando hacia nosotros), por lo que recibe de forma más directa la intensa radiación ultravioleta que emiten las estrellas masivas de NGC 6611. Esta es la razón por la que vemos la parte superior de esta columna como la estructura más brillante. Los picos superiores de las columnas derecha, centro e inferior izquierda (que están delante del cúmulo estelar) apuntan fuera de nuestro campo de visión, por eso aparecen tan oscuras en las imágenes y sólo podemos ver "el contorno del borde".



Al igual que se hizo con la icónica imagen de M 16 obtenida con el HST en 1995, la nueva imagen de esta nebulosa obtenida con espectrógrafo 2D MUSE instalado en el VLT de ESO codifica la emisión del oxígeno dos veces ionizado, [O III], en azul, la emisión del hidrógeno una vez ionizado, H&alpha, en verde, y la emisión del azufre una vez ionizado, [S II], en rojo. Pero los datos también sirven para "localizar espacialmente sobre la línea de visión" dónde se encuentran los picos de emisión de estas líneas espectrales. Analizando el cubo de datos de MUSE es como se ha podido saber la estructura tridimensional de esta nebulosa. Crédito: ESO.

Los datos de MUSE han servido también para medir la velocidad con la que el gas se evapora en los pilares de M 16. Con ellos, se ha estimado que se pierden aproximadamente unas 70 veces la masa del Sol cada millón años. Como la masa total actual de las estructuras es de unas 200 veces la masa del Sol, se estima que sólo tengan una vida de 3 millones de años. En ese tiempo se habrán destruido en su totalidad.


(*) Por cierto, nunca me ha gustado el sobrenombre de "Los Pilares de la Creación" que se le dio al centro de M 16, así que lo omito en mi texto.


Historias relacionadas

- Zoco de Astronomía: Nuevas vistas de M 16 (23 de marzo de 2015).

- MUSE observa el Campo Profundo del HST (27 de febrero de 2015)

- CALIFA: El pasado de las galaxias, 26 de febrero de 2015.

- Diseccionando galaxias con el sondeo CALIFA, 1 de octubre de 2014.

- 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)

- OASIS en el Observatorio, 3 de enero de 2006.


Más información

- Nota de prensa de ESO: Los pilares de la creación, revelados en 3D

- Instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), en inglés

- La primera luz de MUSE, nota de prensa de ESO, 5 de marzo de 2014.

| Publicado 2015-04-30 , 23:52 | ¡ Comenta esta historia ! | 1 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Zoco de Astronomía: Moléculas en el Cosmos

Artículo publicado originariamente en el suplemento el Zoco de Diario Córdoba el domingo 26 de abril de 2015.

Una de las técnicas más poderosas que poseen los astrofísicos para investigar el Cosmos es mediante la descomposición de la luz en todos sus colores: la espectroscopía (*). No importa que los planetas, las estrellas o las galaxias estén a minutos, años o millones de años luz de distancia: la información física y química de sus propiedades ha quedado codificada en su luz. Cada elemento químico, cada molécula, cada ion (un átomo o una molécula con carga eléctrica) posee unos rasgos característicos (líneas espectrales) que, mediante técnicas espectroscópicas, permiten identificarla unívocamente, de forma similar a como las huellas dactilares identifican a un único individuo. Esto es posible porque todos esos compuestos se han podido estudiar en un laboratorio en la Tierra y, gracias a la Mecánica Cuántica, sabemos explicar cómo se originan esas “líneas espectrales” en cada uno de ellos.

En el rango óptico (los colores que nosotros vemos) las líneas espectrales que dominan corresponden a átomos e iones de elementos químicos: hidrógeno, helio, oxígeno, carbono, azufre, calcio, hierro. Estas “líneas” nos han permitido medir distancias a galaxias a miles de millones de años luz, e incluso conocer la composición química de estos objetos tan lejanos en el tiempo y en el espacio. Sin embargo, las observaciones en “colores más rojos y más fríos”, en infrarrojo, microondas y ondas de radio, permiten la detección ya no de elementos químicos sino de moléculas, algunas de ellas muy complejas para los estándares del Universo. Es aquí donde telescopios espaciales como Spitzer (NASA), que observa en el infrarrojo medio, o el complejo de radiotelescopios ALMA (Atacama, Chile), que observa en microondas, están jugando un papel clave a la hora de desentrañar la compleja química que posee el Universo. En la actualidad se han detectado alrededor de 180 moléculas en el medio interestelar de las galaxias y alrededor de estrellas en formación. La gran mayoría son del tipo orgánico, esto es, moléculas con carbono. Las más curiosas son los fullerenos, bolas de 60 ó 70 carbonos unidos entre sí, detectadas por primera vez en 2010 en nebulosas planetarias por un grupo de astrofísicos españoles usando datos de Spitzer.

La química interestelar para formar moléculas suele comenzar en las últimas fases de la vida de las estrellas. Cuando una estrella alcanza la fase de gigante roja, las partes externas de su atmósfera estelar se enfrían, permitiendo la formación de granos de polvo de silicio, hierro, carbono y oxígeno, estos últimos en muchas ocasiones ya formando la molécula de monóxido de carbono, CO, y el carbono también unido al hidrógeno (CH) o nitrógeno (CN). De hecho, las estrellas más frías ya muestran estas “bandas moleculares” en sus espectros. Una vez la estrella ha muerto el polvo es liberado al medio interestelar. Ahí se encuentra con hidrógeno, a veces ya en forma molecular (H2). En ciertas condiciones (normalmente por la acción de luz ultravioleta de estrellas jóvenes cercanas) el hidrógeno reacciona con los átomos de los granos de polvo, formando así moléculas sencillas como metano (CH4), amoniaco (NH3) y agua (H2O). Si el medio es rico en hidrógeno se generan moléculas como metanol, etanol o formaldehido. A veces no hace falta polvo para crear moléculas: las condiciones que se dan en las nebulosas y en las estrellas de formación, donde la temperatura es extremadamente baja, permite también su formación. De hecho, identificamos las zonas donde realmente se están formando nuevos soles gracias a las nubes moleculares, que se detectan sobre todo trazando la emisión de la molécula de monóxido de carbono.



Ilustración del disco protoplanetario que rodea a la joven estrella MWC 480. ALMA ha detectado cianuro de metilo, una molécula orgánica compleja, en los confines del disco, en la región donde se cree que se forman los cometas. Esta sería una prueba más de que la química orgánica compleja, así como las condiciones iniciales necesarias para la vida, son universales. Crédito: B. Saxton (NRAO/AUI/NSF).

Precisamente la última nota de prensa emitida por ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) informa del descubrimiento de la molécula de cianuro de metilo (CH3CN) en el disco protoplanetario que rodea a la joven estrella MWC 480. Este disco frío de polvo y moléculas complejas está localizado en las partes externas del sistema, equivalentemente más allá de la órbita de Neptuno. Es precisamente de esta región de donde provienen muchos cometas y asteroides que, en tiempos primitivos, caían a menudo a las partes internas del Sistema Solar. Se piensa que estos cuerpos trajeron no sólo gran parte del agua que posee la Tierra sino también las moléculas base para la vida. Resulta que los cianuros y, en concreto, el cianuro de metilo, son clave para la formación de los aminoácidos (la base de las proteínas y componente esencial para la vida) gracias a los enlaces carbono-nitrógeno. Hasta el descubrimiento de ALMA esto eran conjeturas, pero las observaciones han mostrado que estas moléculas son mucho más abundantes en el sistema protoplanetario que en las nubes interestelares. Esas moléculas complejas podrían caer en cometas hacia los posibles planetas que se están formando en las zonas internas alrededor de MWC 480, donde podrían darse las condiciones necesarias para el surgimiento de la vida.


Más información

- Nota de prensa de ESO: Descubiertas moléculas orgánicas complejas en un joven sistema estelar, 8 de abril de 2015.

- Listado de moléculas detectadas en el espacio (180 a noviembre de 2014, en inglés)


(*) Nótese el autor acentúa adrede “espectroscopía” y, por lo tanto, no sigue las leyes ortográficas que dicta la Real Academia de la Lengua Española en esta palabra, dado que es así como se pronuncia esta palabra entre la comunidad científica de habla española.

| Publicado 2015-04-27 , 10:35 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Mis artículos de 1994 del choque del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter

Hoy os dejo una historia especial. Recojo los dos artículos que escribí sobre el choque del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en julio y septiembre de 1994, con sólo 17 años, para el Boletín Informativo de la Agrupación Astronómica de Córdoba. Os decía el el post del jueves que, al pensar en el cuarto de siglo que lleva el Telescopio Espacial Hubble ahí arriba, me había entrado nostalgia de aquellos tiempos de adolescencia. Por entonces yo ya escribía artículos de divulgación astronómica y de observaciones astronómicas con telescopios de aficionado, pero, claro, no están en internet, eran sobre todo para revistas de asociaciones astronómicas o para el periódico local. A veces pienso qué habría hecho si hubiese tenido los medios actuales: redes sociales, internet en el móvil, impresionantes fotografías astronómicas, noticias en directo. Bueno, no me pongo más nostálgico.

He estado como una hora buscando estos artículos entre mis discos duros antiguos hasta dar con ellos. Aquí los reproduzco. El segundo sí está en su totalidad, pero no puedo ofreceros completamente el primero porque tenía dibujos y esquemas que preparé a mano. La próxima vez que esté en Córdoba intentaré escanear esas páginas y completarlo. Además, Los documentos de Word 94 donde los escribí ya tenían el formato final para ser incluidos en el Boletín Informativo, luego recortaba y pegaba las imágenes en los huecos que dejaba entre el texto. Obviamente me ha salido todo desordenado ahora, pero creo que más o menos lo he arreglado. He buscado las fotografías que usé entonces, la mayoría del Telescopio Espacial Hubble. Espero os gusten, a pesar de tener 21 años de antigüedad.

Colisión con Júpiter


Artículo publicado originariamente en el Boletín Informativo de la Agrupación Astronómica de Córdoba, julio de 1994.

Es, sin duda, el acontecimiento astronómico del año: el violento choque del cometa Shoemaker-Levy 9 con el gigante Júpiter. Ocurrirá dentro de apenas unos días. El cometa, fragmentado en alrededor 21 trozos, se estrellará con la atmósfera joviana, en un acontecimiento sin precedentes en toda la Historia de la Astronomía.

No será la primera ni la última vez que un cometa se estrelle con alguno de los nueve planetas que giran alrededor del Sol, pero sí será la primera vez en toda la Historia de la Astronomía que se tenga esta noticia de antemano. Nunca antes se ha tenido preparado tan cuidadosa-mente un acontecimiento de estas magnitudes. Se movilizarán casi todos los grandes telescopios ópticos, además de los situados en órbita alrededor de la Tierra. Los medios de comunicación han hablado (y hablarán) mucho del tema. Los astrónomos aficionados también estaremos atentos a lo que acontezca en el planeta gigante en los próximos días.

El Cometa Shoemaker-Levy 9

La noche del 24 de marzo de 1993, el matrimonio de astrónomos Carolyn y Eugene Shoemaker (éste es geólogo planetario), junto con sus compañeros de trabajo David Levy y Philippe Bendjoya, en una exposición con la cámara Schmidt de 46 cm del Monte Palomar, recogían un objeto, que podía ser un nuevo cometa. Sin embargo, algo extrañados debido al aspecto inusual que presentaba (parecía estar "aplastado"), avisaron del descubrimiento a su colega Jim Scotti, en el observatorio de Kitt Peak. Éste, con el telescopio de 91 cm "Spacewatch" provisto de una cámara CCD, captó dos noches después el cometa. Para sorpresa de todos, se encontraba bastante cerca de Júpiter (menos de cuatro grados), además de que el movimiento de ambos era casi similar. ¿Pura coincidencia?

En las primeras observaciones, el "cometa aplastado" parecía partido en cinco núcleos, contándose más tarde hasta once. Parecía ser un cometa, pero en vez de tener la forma borrosa y redonda normal, parecía una barra lineal, en dirección este-oeste, mostrando tanto al oeste como al norte débiles colas. David Jewitt de la Universidad de Harvard y Jane Luu de la Universidad de California utilizaron el telescopio de 2.2 m de la cumbre del Mauna Kea (Haway), contabilizando 17 trozos separados. Estas fotografías sirvieron a otros muchos astrónomos, siendo rápida-mente transmitidas por todo el globo mediante el correo electrónico. El administrador de la Sede Central de la Unión Astronómica Internacional, Brian Marsden, bautizó al cometa como 1993e, o Shoemaker-Levy 9, el noveno cometa descubierto por el mismo equipo.

Pero los problemas no habían hecho más que empezar. Cuando los especialistas en movimientos orbitales se pusieron a estudiar su traslación, surgieron nuevas sor-presas: el cometa no giraba alrededor del Sol, como es lo lógico, sino que orbitaba alrededor de Júpiter, comportándose como un satélite del planeta joviano. Esto fue descubierto por Donald Yeomans y Paul Chodas, del Jet Propulsion Laboratory (Labo-ratorio de Propulsión a Chorro). Con estas observaciones, y las realizadas por Eleanor Helin ( quien había fotografiado el cometa nueve días antes de ser descubierto por los Shoemaker), se confirmó que el cometa tenía una órbita elíptica, y no parabólica.

Era extremadamente difícil calcular el centro de masas de un cuerpo tan extenso, y del que no se tenían apenas mediciones exactas de cada uno de los núcleos. Además, Júpiter iba a influir en su movimiento, dificultando aún más los cálculos.

Los cálculos llevaron a Brian Marsden a percatarse de que el cometa había pasado muy cerca de Júpiter durante el verano de 1992, llegando incluso a penetrar durante unas horas en el Límite de Roche, fragmentándose debido a las fuertes fuerzas de marea del planeta.

Un cometa fragmentado

Si la diferencia entre la fuerza gravitatoria del planeta en una cara (la más cercana) y en la otra ( la más lejana) es muy grande, puede superar la fuerza que mantiene unido al núcleo del cometa, desintegrán-dose en varios trozos. Esto está en función de la densidad del planeta, de la densidad del núcleo, y de la masa de ambos, aparte de la distancia entre los centros de masas. El 7 de julio de 1992 el cometa pasó a "sólo" 20.000 km sobre las nubes superiores del planeta gigante. Este encuen-tro tan cercano (en el interior del Límite de Roche) provocó que se desfragmentara en más de una veintena de trozos grandes, y cientos de otros pequeños. El núcleo debía de ser muy frágil.

Ted Bowell y Lawrence Wasserman del Lowel Observatory sugirieron que era un asteroide que se encontraba en el exterior del cinturón de asteroides. Sin embargo, Lance Benner y Bill McKinnon, de la universidad de Wa-shington pensaron que el objeto era un cometa que estuvo un tiempo en dicha zona, pero que fue atrapado wn una órbita alrededor de Júpiter. Alan Boss calculó la densidad del objeto para que se produjera la fragmentación, encontrando que era demasiado baja para ser un asteroide rocoso. De esta forma, concluyó que el objeto era probablemente un cometa, con una gran cantidad de hielo.

Aunque el cometa estuviese durante unas horas en el interior del límite de Roche, no se debe suponer que la fragmentación se realizó en aquellos momentos, en la máxima aproximación a Júpiter ( o "perijove") el 8 de julio de 1992. Este nuevo problema llevó a los expertos ha realizar varios estudios. Las conclusiones fueron que si no ocurrió en aquella fecha, habría tenido lugar en otra muy próxima. Esto se debe a que, contra más lejos del perijove sucede la fragmentación, mayor tiene que ser la velocidad de los fragmentos y, por tanto, el núcleo cometario sería también mayor. Para una rotura tan sólo cuatro horas después del máximo acercamiento, el cometa debía de tener un núcleo similar al del Halley. Pero el Shoemaker-Levy 9 no es tan grande.

El tamaño del cometa

Quizás ha sido esta cuestión la que ha generado más disputas y, de hecho, es uno de los datos más importantes para predecir lo que pueda pasar cuando el cometa atraviese la altas capas de nubes del planeta joviano. Mientras algunos grupos de astrónomos opinan que el tamaño del núcleo era de alrededor de 20 km ( con esta masa sería 10 veces mayor que el Halley), otro grupo opina que es muchísimo menor (1 kilómetro o menos). Esto es un dato trascendental: una diferencia de veinte en diámetro supone un factor de ocho mil en masa (y, por tanto, de energía al chocar con Júpiter). De esta manera, si es muy grande, resultará una increíble explosión, siendo bastante más débil en caso contrario.

En marzo de 1992 una serie de fotografías de 90 minutos de exposición fueron realizadas desde el telescopio de 1 m del ESO (Chile) por Guillermo Tancredi, Mats Lindgren y C.I. Lagerkvist, con la intención de captar algún cometa en las cercanías de Júpiter, alcanzando una magnitud límite de 22. Un núcleo de 20 km, a dicha distancia, habría rondado la magnitud 20. Sin embargo las placas no recogieron nada. De esta manera, el cometa debía de ser menor de 8 km.

Con el telescopio espacial Hubble, Harold Weaver estimó que los fragmentos mayores de tren cometario tienen un diámetro de 3 ó 4 km. De ser así, el núcleo estuvo a punto de ser revelado en las fotografías anteriores. David Levy cree exactamente eso, que el cometa se encontraba justo en el límite de las placas, y que quizás un observador experto pudiese descubrirlo, pero las placas no le han sido cedidas. En octubre de 1993 se celebró una reunión de la American Astronomical Society, en la que se discutió dicho tamaño. Esta opinión fue discutida con la de David Jewitt, quien sostenía que los fragmentos son mucho menores que 1 km de diámetro.



Imagen del tren cometario del cometa P/Shoemaker- Levy 9 (1993e) observados con el Telescopio Espacial Hubble en diciembre de 1993.
Crédito: Dr. H.A. Weaver & T.E. Smith (STScI), NASA.

El tren cometario

Las primeras imágenes realizadas desde el Mauna Kea desvelaron veinte fragmentos individuales. El Hubble, el verano pasado, contabilizó dos núcleos más. Después de que el cometa pasara por la conjunción, y el telescopio espacial lo volviera a ver (ya arreglado) a principios del presente año, reveló que dos de los núcleos (el 7 y el 8) son dobles, mientras que los números 10 y 13 han desaparecido. Puede que se volatilizaran con el calor del Sol, al ser muy pequeños. El fragmento número 3 también quedo en duda, pero el Hubble lo encontró. De esta manera, se han observado 24 núcleos individuales, de los que quedan tan sólo 21.

Las imágenes del Hubble muestran varios fragmentos dentro del tren cometario que forma el cometa, y son realmente espectaculares. Todos los núcleos poseen una cola y una coma, aparte de una envoltura más débil que rodea a todos los núcleos. Una envoltura delgada de polvo se extendía el año pasado desde los dos extremos del cometa, pero ha desaparecido tras la conjunción. Sin embargo, ahora las colas se destacan más, e incluso los pequeños fragmentos tienen su cola.

Si suponemos que, antes de la desintegración, el núcleo medía alrededor del centenar de metros, se podía haber fragmentado en veinticinco o treinta trozos iniciales, los que se irían fragmentando aún más, dando cada uno lugar a su pequeña nube de expansión. Los trozos pequeños se apagarían lentamente, desapareciendo más tarde, explicando que algunos núcleos ya no aparezcan en las exposiciones. Los pequeños fragmentos se harán más difuminados. El cometa no sobreviviría durante mucho tiempo. En este caso, en vez de un choque, habrá una lluvia de meteoros en la alta atmósfera joviana.

Jim Scotti y Harold Melosh, del Laboratorio Planetario Lunar en Tucson, afirman que el tren cometario depende del tamaño original del cometa. Calcularon, utilizando la órbita del centro del tren y aplicando las perturbaciones producidas por todos los planetas, que el diámetro del núcleo original (antes de la desintegración) era de 1,9 km, siendo la longitud media de los fragmentos 0,7 km. Ésta es la versión más aceptada. El cometa no sobrepasó los 2 km de diámetro, pudiendo haber sido bastante menor. Los fragmentos que ahora se observan están comprendidos entre los 300 y los 800 metros, y los más diminutos rondarán la decena de metros.

La colisión

En este sentido también encontramos dos suposiciones totalmente antagónicas: entre los que opinan que no habrá ningún efecto visible y que Júpiter apenas notará el impacto, y entre los que piensan que podría desencadenar una actividad en la atmósfera joviana tan grande como para causar una nueva Gran Mancha Roja.

Se han hecho estimaciones exageradas, y los medios de comunicación, como otras veces, han exagerado la noticia. La diferencia de 20 en tamaño hace reducir un factor de 8.000 la energía del impacto. Dos prestigiosas revistas astronómicas internacionales discreparon en dos ceros los cálculos. El fragmento más grande, según l a cifra más pequeña, podría liberar alrededor de 60.000 Mtoneladas al explosionar.

Como lo más probable sea que el tamaño de los fragmentos esté comprendido entre los 300 y los 800 metros de diámetro, siendo los valores más pequeños los más acertados, la energía total liberada debería ser 4 x 10^19 y 8 x 10^20 julios. Dicho de otra forma, sería equivalente entre 10 y 200 Mtoneladas de fuerza explosiva.

Sin embargo, alrededor del 20 ó 25 % de la energía será irradiada al espacio, quedándose tan sólo una fracción en la atmósfera joviana. Toda la energía se verá limitada a la Banda Templada del Sur (STB), en una capa bastante delgada de la atmósfera exterior., y donde la presión atmosférica es menor que 100 mb, en la estratosfera. Tan sólo si la explosión se realizara en la troposfera, una capa más profunda, el 100% de la energía sería retenida por Júpiter. Sin embargo, las nuevas cifras de los tamaños de los fragmentos nos lleva a calcular que se liberarán entre 20 y 25 millones de toneladas, equivaliendo a una energía explosiva en la atmósfera de diez mil Mtoneladas por fragmento, como medio millón de bombas "Hiroshimas". De esta opinión es Mark Kidger, investigador del IAC, quien señaló que "la estimación más probable del tamaño de los fragmentos nos conduce a una energía explosiva (total) en la atmósfera de entre dos y cuarenta millones de megatoneladas ( de 100 a 2.000 bombas "Hiroshimas"). Aunque esta energía pueda parecer enorme, debe de tenerse en cuenta que Júpiter es más de mil veces mayor que la Tierra y que incluso tal estallido podría absorber Júpiter durante los pocos días que duraran los impactos. Así que es posible que no dejen ninguna huella".

De todas maneras, hay tantas incógnitas en los datos que es imposible descartar cualquier hipótesis. Puede ocurrir un efecto imprevisto, por lo que se debe estar preparado para que suceda lo inesperado.

Explosión en las nubes

¿Qué ocurrirá cuando el cometa choque con las capas superiores de Júpiter? Los especialistas dan varias opiniones, dependiendo de la masa del fragmento. No se sabe ni la altitud a la que tendrá lugar ni si la energía liberada se liberará de forma gradual o súbita. Desde las lunas de Júpiter, el brillo de las explosiones rivalizarán con la luz del Sol, llegandase a alcanzar temperaturas de los 10.000 K. Quizás cuando se enfríen, formen nubes compuestas de cristales de hielo, permaneciendo en la atmósfera.

Aquí iría uno de mis dibujos/ilustraciones.

(Abajo, izquierda) Los teóricos Takata, Thomas J. Ahrens y sus compañeros creen que los núcleos cometarios traspasarán la capa de nubes, alcanzando una gran profundidad. (Abajo, derecha) Por otro lado, los investigadores Mordecai-Mark Mac Low y Kevin Zahnle piensan que los fragmentos no podrán soportar las altas presiones, aplastándose y liberando rápidamente toda su energía cinética en una increible explosión.

Horario de los impactos

Los cálculos realizados para averiguar las fechas de los impactos de cada uno de los núcleos del tren cometario tienen un error aproximado de 45 minutos antes o después de la hora prevista., por lo que algunos incluso podrían tener un error de más de una hora y media, arriba y abajo. Desgraciadamente, todos los puntos de impacto están en la cara oculta del planeta, entre los 5 y los 9 grados detrás del limbo de Júpiter. De esta forma, alrededor de 10 o 15 minutos después del impacto, y debido a la rápida rotación del planeta, este lugar podrá ser visible desde nuestro lugar de observación, en la Tierra. Además, estarán visibles durante unas cinco horas, antes de que regresen a la cara oculta por el lado contrario del planeta.

Por lo general, los impactos se van a distribuir por casi toda la circunferencia de Júpiter. Los núcleos 18, 15 y 5 caerán dentro de un área de 7º, justo un poco al Sur de la Gran Mancha Roja. Los fenómenos más probables que se pueden observar de las colisiones serían la aparición de varias capas de nubes de materia, ascendiendo por la convección.

En España tan sólo podremos presenciar tres colisiones: el núcleo 11, observable desde todos los lugares de nuestro país, el 3 que tan sólo se verá desde la Península, y el núcleo 16, tan sólo observable desde las islas Canarias. A esto hay que añadir que Júpiter se va a encontrar bastante bajo en el horizonte, hacia el sur (en la Península Ibérica, estará a 20º por encima del mismo, por lo que hay que añadir las turbulencias atmosféricas y la inestabilidad de esas zonas), y bastante cerca de una Luna creciente, que podrá deslumbrar un poco.

Aquí iba una tabla con otro de mis dibujos/ilustraciones.

En la primera columna, está situado el fragmento. En la segunda, la fecha, seguida de la hora en TU (sumar 2 horas en la península y una Canarias para la hora local). La cuarta señala la latitud en la que caerá el trozo, y la quinta el ángulo detrás del limbo joviano. Si un satélite está en buena disposición para reflejar el impacto, se señala con una X. Una E indica que el satélite estará eclipsado el momento del impacto. ? significa que puede ser reflejado. * nos advierte que puede ocurrir durante un eclipse. DES: fragmento desaparecido.

Cometas suicidas

El Sistema Solar exterior está plagado de cometas. En la nube de Oort, cientos de millones de cuerpos congelados esperan un empujón gravitatorio que los lance a las cercanías del Sol. Durante la historia de nuestro sistema planetario, miles de ellos han chocado con los planetas y sus lunas. En Calisto (luna de Júpiter) encontramos, por ejemplo, una cadena de cráteres, que se debieron a impactos de fragmentos cometarios en su superficie. La extinción de los dinosaurios, hace más de 65 millones de años, fue quizás producida por un cometa de gigantescas proporciones. Los cometas no sólo han producido muerte, sino que probablemente fueran ellos los que, con sus moléculas orgánicas y su gran cantidad de hielo, contribuyeron a la aparición de la vida en nuestro planeta.

El fenómeno de los cometas rotos, en contra de lo que se pensaba, es bastaste común. El caso más sorprendente es el del cometa Biela (1846), en el que incluso algunos astrónomos se negaron a creer lo que veían. El famoso cometa West, en 1976, se fragmentó al pasar muy cerca del Sol. En 1886, el cometa P/Brooks 2 atravesó las órbitas de las lunas jovianas, fragmentándose en 5 trozos que son ahora satélites del planeta. Otros cometas son más atrevidos que éstos, llegando a estrellarse incluso con el Sol. Son los famosos Sungrazer o "cometas suicidas".

Observando el acontecimiento

Para la observación de este suceso, se han dispuesto un increíble arsenal de medios tecnológicos. Éstos son los más importantes:

- Hubble: El telescopio espacial, ya totalmente reparado, ha sido quien mejores fotografías nos han dado del cometa. Estará orientado hacia Júpiter durante los días que ocurra el acontecimiento.

- Voyager 2: En las mismísimas fronteras del Sistema Solar, será orientado hacia el planeta para poder registrar posibles brillos atmosféricos.

- Ulises: esta sonda espacial también estará preparada, al igual que Clementine, para enviarnos datos del choque.

- William Herschel: al igual que otros muchos grandes telescopios distribuidos por el globo, trabajará para captar variaciones en la atmósfera joviana. Lo resaltamos porque será uno de los telescopios españoles que observarán Júpiter en Julio.

- Pero, sin duda, quien mejor observará el impacto será la sonda Galileo. No podría estar en un lugar mejor. Llegará a Júpiter en diciembre de 1995, y será la única que podrá observar directamente el choque, siendo capaz de las imágenes de los lugares de los impactos.

Para los telescopios de astrónomos aficionados, el único fenómeno observable será el aumento del brillo de algunas lunas de Júpiter(*). Esta variación de luminosidad dependerá de la energía que se libere. Si ésta es pequeña, el cambio será casi inapreciable.

(*) Nota de ALS en 2015: Obviamente aquí todas las predicciones se equivocaron, como cuento en el siguiente artículo.

Shoemaker-Levy 9: Choque con Júpiter


Artículo publicado originariamente en el Boletín Informativo de la Agrupación Astronómica de Córdoba, septiembre de 1994.



(Fotografía 1). El impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter fue seguido muy de cerca por el Telescopio Espacial Hubble (Hubble Space Telescope, HST). En esta imagen, se muestra las consecuencias del impacto del fragmento G sobre las nubes superiores del planeta. A la derecha, en la banda espectral del metano; a la izquierda en la del verde. Los “círculos concéntricos” a su alrededor son resultado de la onda expansiva del choque. Crédito: John Clarke, University of Michigan and NASA.

La semana del 16 - 22 de julio de 1994 ha pasado a la Historia de la Astronomía como una de las más sorprendentes de todos los tiempos. El colosal impacto del tren cometario Shoemaker-Levy 9 contra el mayor de los planetas, Júpiter, nos ha dejado a todos sorprendidos. Las estimaciones realizadas tras el descubrimiento de este cometa atrapado por la gravedad de Júpiter, y posterior análisis de la órbita ( la que nos advertía de que el “perijove”, o punto más cercano al planeta, se encontraba en el interior del mismo), llevaban a los astrónomos a afirmar que el cometa atravesaría las nubes superiores, desapareciendo en su interior. Pero se pensaba que, debido a la pequeñísima masa del Shoemaker-Levy 9 respecto a la de Júpiter, éste apenas sentiría en impacto, y que sobre la atmósfera superior joviana apenas se podría ver ningún detalle.

Pero esto no ocurrió así. Los pequeños pedazos de cometa fueron chocando ininterrumpi-damente, pudiendo ser vistos no sólo con los grandes telescopios de los observatorios, sino por modestos instrumentos de astróno-mos aficionados. La noticia recorrió el mundo entero: jamás un objeto celeste era seguido tan de cerca en un mismo tiempo por tantos instrumentos.

Como comentábamos en el anterior número (ver boletín informativo número 21, julio/ agosto de 1994, pag. 12), la noche del 24 de marzo del 1994, Carolyn y Eugene Shoemaker, junto con David Levy y Philippe Bendjoya, descubrieron un extraño “cometa aplastado”, que se movía en una órbita algo inusual. El cometa, en realidad, se encontraba dividido en varios trozos, y se hallaba orbitando alrededor de Júpiter, comportándose como un satélite más. Había sobrepasado el límite de Roche en el verano de 1992, siendo fragmentado por las fuerzas de marea. La noticia se hubiese quedado ahí sino hubiese sido porque, al determinar su órbita alrededor de Júpiter, los astrónomos advirtieran atónitos de que Shoemaker-Levy 9 colisio-naría con las capas de nubes superiores entre el 16 y el 22 de julio de 1994.



(Fotografía 2) Diferentes filtros del Telescopio Espacial Hubble muestran una visión del impacto del fragmento G, considerado uno de los mayores. Se puede apreciar la sombra del limbo de Júpiter sobre la nube. Según las estimaciones realizadas por los astrónomos, alcanzó los 3.000 km de altura. Crédito: Hubble Space Telescope Comet Team.

Esta increíble sorpresa recorrió rápidamente todo el mundo. Sin embargo, llegó una pequeña decepción cuando se calculó que el lugar de impacto se encontraba en la parte no visible del planeta, esto es, en su cara nocturna, exactamente unos 8º por detrás del limbo joviano, y a una latitud aproximada de 44º S. No obstante, y debido a la rápida rotación de Júpiter, las zonas bombardeadas por el cometa serían visibles con los telescopios terrestres unos quince minutos después. Además, la sonda Galileo, aunque se encontraba un poco apartada del planeta, sí podría realizar observaciones directas de los choques, al poder ver a Júpiter desde un lado (ver fotografía 6).



(Fotografía 3) El Hubble nos proporcionó unas inmejorables imágenes de los impactos. Aquí, la mancha oscura producida por el impacto del fragmento G, con un tamaño similar al diámetro terrestre. Los anillos concéntricos son materiales alejados del centro. La pequeña mancha a la izquierda son los restos del trozo D. Crédito: H. Hammel, MIT and NASA.

De todas maneras, los astrónomos diferían en varias cosas: primero, en el tamaño del núcleo del cometa antes de la fragmentación (algunos sostenían que incluso unos 20 km, mientras que otros pensaban que no sobrepasaba el kilómetro del diámetro). Esta medida era muy importante para conocer la masa del cometa y, por tanto, de la energía cinética liberada en unos segundos tras el choque. La versión más aceptada era que el núcleo no sobrepasaba los 2 kilómetros de diámetro. Segundo, también se discrepaba en la manera que se produciría la explosión. En general, se estimaba que Júpiter asumiría muy bien los choques, y que apenas se producirían rasgos visibles, aunque también se defendía la teoría de que la colisión podría provocar grandes efectos sobre la atmósfera. En cierta medida, todo dependía de los valores reales del diámetro de los fragmentos. Para los astrónomos aficionados, tan sólo podrían ser visibles, y en unas determinadas condiciones, los reflejos de las colisiones en los satélites mayores de Júpiter. Los rasgos de los choques tan sólo serían visibles, en el caso de producirse, por los grandes



(Fotografía 4) En estas cuatro exposiciones se muestra la evolución de los impactos de los núcleos G y D, desde el día del impacto del G (18 de julio) al 24 de agosto. Se puede apreciar claramente como los fuertes vientos de Júpiter disgregan las nubes oscuras, formando una banda muy irregular. Crédito: Credits: R. Evans, J. Trauger, H. Hammel and the HST Comet Science Team.

El primer impacto

La expectación iba aumentando según se iba acercando el primer choque, el A, el 16 de julio a las 19:26 TU de acuerdo con las efemérides (aunque se pensaba que algunas podían tener errores de hasta 90 minutos arriba y abajo). No obstante, la duda principal seguía estando en las dimensiones y en la masa del núcleo cometario.

Así, a las 20:18 TU, el fragmento A (uno de los que se pensaba que eran más pequeños), penetró en las bandas de nubes de Júpiter. El telescopio espacial Hubble (HST), en una exposición en el infrarrojo cercano, mostró una brillante mancha con un tamaño estimado entre 20.000 y 30.000 kilómetros (unas dos veces el tamaño de la Tierra) sobre el hemisferio sur, exactamente en la SSSTB. Este fenómeno fue corroborado con otros telescopios terrestres, como el de Calar Alto. La mancha brillante se debilitó y desapareció unos quince minutos después. Cuando el planeta giró lo suficiente, exhibió hacia la Tierra una pequeña mancha negra, que era visible con telescopios de aficionado.

20 fragmentos más fueron bombardeando poco a poco a Júpiter en aquella semana. Se estima que la energía cinética liberada en cada choque equivalía a más de 200 mil millones de toneladas de TNT. La velocidad de los fragmentos era de unos 60 kilómetros por segundo. Algunas de las “bolas de fuego” que surgían en el impacto, ascendían por detrás del limbo del planeta a una altura superior a 2.000 km, y han podido ser recogidas por el HST (ver fotografía 2). Incluso en algunos momentos, como en el choque del fragmento mayor (G), se sobresaturó la cámara de infrarrojos del observatorio de Calar Alto.

La semana de las colisiones

La zona Sur Sur Templada fue recibiendo durante toda la semana los diversos impactos. El tiempo medio entre uno y otro fue de 7 horas. Alguno de los choques se produjeron con una separación de casi 10 horas, cayendo casi sobre el mismo lugar de la atmósfera joviana, al ser éste el período de rotación de Júpiter. De esta manera, tan sólo las cámaras del Telescopio Espacial podían separar los diversos choques, mientras que en la Tierra parecía como si fuesen el mismo.

Al día siguiente impactaron los fragmentos B, C, D y E. Unas 9.4 horas después de este último, cayó casi en el mismo lugar el F. El 18 de julio le tocó el turno al de mayor tamaño, el G, que incidió sobre C, y al H. Los fragmentos K (posiblemente doble) y L lo hicieron el día 19 de julio. Posteriormente impactaron el S (también muy cerca del G), el N, el P y el Q. Éste último era doble, ocurriendo media hora uno detrás del otro, siendo el segundo otro de los pedazos mayores. Los pequeños fragmentos R, S (de nuevo junto al G), T y U incidieron el día 21. Finalmente, los últimos impactos ocurrieron el día 22. Fueron los núcleos V y W (éste junto a K).



(Fotografía 5) Una vista global de algunos de los impactos, en la banda del ultravioleta. La mancha oscura en el hemisferio Norte (algo por encima del ecuador) es la sombra producida por un satélite sobre Júpiter. Crédito: Hubble Space Telescope Comet Team.

Se observó mucho en la zona infrarroja del espectro, cuyas ondas son absorbidas muy rápidamente por el metano que existe en la atmósfera de Júpiter (principalmente compuesta de hidrógeno y helio). El fragmento G, con una longitud de 3 km, creó una increíble bola de fuego que se elevó más de 3.000 km sobre las capas superiores de nubes. Causó una mancha central de 2.500 km sobre la estratosfera. Poco después, se había extendido hasta superar los 20.000 km de longitud.

Mediante la espectroscopía se encontraron emisiones de amoniaco, azufre, sulfuro de hidrógeno, que hacen suponer que las capas superiores de Júpiter liberaron amoníaco y sulfuro de amonio. El Hubble también registró sulfuro de carbono, y algunas líneas de hierro y silicio, junto con monóxido de carbono.

Las fuertes corrientes de vientos que circulan por las zonas superiores de las nubes jovianas fueron difuminando poco a poco las manchas dejadas tras los impactos, agrandando las franjas oscuras hasta casi fundirse unas con otras. Así, con telescopios pequeños, parecía que se había formado un nuevo cinturón de nubes alrededor de Júpiter. Este fenómeno mostró la dinámica atmósfera que posee el planeta.

El choque del cometa Shoemaker-Levy 9 contra Júpiter también ha podido ser utilizado para conocer un poco mejor el campo magnético. Algunas emisiones en radio recogidas sobre la Tierra han sido producidas por electrones girando a gran velocidad sobre la magnetosfera del planeta.



(Fotografía 6) La sonda Galileo obtuvo esta secuencia de fotografías el día 22 de julio, mostrando el impacto del fragmento W. La Galileo se encontraba a unos 238 millones de kilómetros del planeta. Crédito: Galileo / NASA.



(Fotografía 7) Dos imágenes de algunos de los impactos a través del telescopio de 1m de Pic du Midi. Crédito: F. Colas, J. Lecacheux, OMP/IMCCE/CNRS.

En resumen, las observaciones de este titánico acontecimiento nos han enseñado que aún debemos de conocer con más profundidad todos los detalles que esconde nuestro Sistema Solar. Todas ellas nos proporcionarán, cuando sean tratadas correcta y cuidadosamente, nuevos datos sobre Júpiter, deparándonos quizá alguna sorpresa más.

| Publicado 2015-04-25 , 09:20 | ¡ Comenta esta historia ! | 1 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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25 años de Telescopio Espacial Hubble

O un cuarto de siglo. Que no es poco. Y el tiempo pasa volando. No sólo porque no me creo que estemos ya a finales de abril y rompí completamente la buena racha que llevaba en marzo en el blog, sino porque recuerdo perfectamente esas primeras imágenes del Telescopio Espacial Hubble (NASA/ESA) allá en 1992-1993, cuando Internet estaba aún en pañales, yo dibujaba en mi cuaderno de notas todo lo que pasaba por mi ocular. La primera imagen que me viene a la cabeza de aquella época es la que mostraba el tren comentario del cometa P/Shoemaker- Levy 9 (1993e) a comienzos de 1994, destrozado por un encuentro cercano con Júpiter en verano de 1992, y que después terminaría colisionando con el planeta gigante en verano de 1994 (algo que pude ver con mis propios ojos mientras estaba de monitor de Campamentos de Astronomía en Cazorla, ya ha llovido). En fin, será también porque mientras escribo estas líneas suena un disco que hace años no escuchaba, Synthesizer Greatest II, y que, inexorablemente, me transporta a esa época de bachillerato, o que estoy cansado tras llevar otra vez muchas horas despierto mientras "observo pasar las nubes" en el Telescopio Anglo-Australiano.

A lo que iba, que hace un rato se ha hecho pública la imagen que celebra los 25 años del Telescopio Espacial Hubble. Y es esta preciosa toma del cúmulo estelar Westerlund 2, dentro de la nebulosa Gum 29.



Colorida imagen de la nebulosa Gum 29 y el cúmulo Westerlund 2 obtenida usando las cámaras ACS y WFC3. Se usaron varios filtros para obtener tanto la emisión nebular como la componente estelar. Esta imagen celebra el cuarto de siglo del Telescopio Espacial Hubble. Crédito: NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), A. Nota (ESA/STScI), and the Westerlund 2 Science Team.

Gum 29 está localizado a una distancia de unos 20000 años luz de nosotros, proyectado sobre la constelación austral de Carina. El cúmulo Westerlund 2, que consta de unas 3000 estrellas, es muy joven: se formó hace sólo 2 millones de años. Así, alberga alguna de las estrellas más calientes, brillantes y masivas que se conocen dentro de la Vía Láctea. Precisamente estas estrellas masivas son las responsables de moldear y dar color a la nebulosa Gum 29, como efecto de sus energéticos fotones ultravioleta y de los poderosos vientos estelares que algunas de ellas poseen. Y, sí, unas pocas de esas estrellas masivas son del tipo Wolf-Rayet, las que dan nombre a este blog.

¡Felicidades Hubble!


Más información

- Nota de Prensa del Telescopio Espacial Hubble, 23 de abril de 2015, en inglés.

| Publicado 2015-04-23 , 19:01 | ¡ Comenta esta historia ! | 2 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Zoco de Astronomía: ¿La Luna? No, es Mercurio

Aquí va otro artículo de Zoco de Astronomía de los muy atrasados. El que se publicó ayer lo dejo para más adelante, dado que está basado en una historia reciente del blog. Por otro lado, espero recuperarme pronto del resfriado que, en parte, ha sido responsable de dejar inactivo en el blog estos días. Espero volver al "ritmo" de marzo en unos días.

Artículo originariamente publicado originariamente en el suplemento el Zoco de Diario Córdoba el domingo 25 de octubre de 2009.

Quizá el lector ha visto la imagen que acompaña a este artículo antes de leer el título y ha pensado que se trataba de la Luna, el satélite de la Tierra, pero en realidad esta preciosa toma muestra al pequeño planeta Mercurio. En concreto, la imagen es un mosaico de 66 fotografías individuales de gran resolución (0.6 km por píxel) obtenidas por la sonda Messenger (MErcury Surface Space ENvironment GEochemistry Ranging) de la NASA a finales de septiembre.



Recorte de las páginas 8 y 9 del suplemento El Zoco del periódico Diario Córdoba publicado el domingo 25 de octubre de 2009. La imagen es un mosaico de Mercurio obtenido por la sonda Messenger en septiembre de 2009. Crédito de la imagen: NASA/JHUAPL/CIW/Jason Perry.

Tras la reclasificación de Plutón como planeta enano, Mercurio es el planeta más pequeño de del Sistema Solar. Tal es así que algunos satélites como Titán (alrededor de Saturno) y Ganímedes (alrededor de Júpiter) son más grandes que Mercurio, que tiene un diámetro de unos 4900 km (algo más de 1/3 del tamaño de la Tierra). Es el planeta más cercano al Sol, encontrándose a sólo 58 millones de km de distancia de la estrella (la Tierra está a 150 millones de km del Sol). Tarda 88 días en dar una vuelta alrededor del Sol (el año de Mercurio), pero gira tan despacio (59 días) que dos años de Mercurio corresponden a tres días mercurianos. En el siglo XIX se encontró que Mercurio iba, poco a poco, cambiando el punto de máximo acercamiento al Sol (perihelio), por lo que se postuló la posible existencia de un objeto aún más cercano al Sol. El astrónomo francés Urbain Le Verrier propuso el nombre de Vulcano a este hipotético planeta, que nunca se encontró. En la actualidad, gracias a la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein, sabemos que la causa de la precesión del perihelio de Mercurio es la masa del Sol que deforma el espacio-tiempo.

Desde la Tierra, Mercurio es un objeto difícil de observar, dado que siempre está muy cerca del Sol. La primera sonda que tomó imágenes de este planeta fue Mariner 10 en 1974. Reveló un objeto muy parecido a la Luna, con multitud de cráteres de impacto, montañas y cordilleras. En efecto, uno de los mayores cráteres de impacto conocidos en el Sistema Solar está en Mercurio: la Cuenca Carolis posee 1300 km de diámetro. Otro ejemplo de gran cráter de impacto en Mercurio es la Cuenca Rafael, a la izquierda y cerca del terminador en la imagen, de 350 km de diámetro, y cuyos detalles tienen intrigados a los científicos de NASA. Como la Luna, Mercurio posee cráteres recientes con largos rayos, como Kuiper, en el centro de la imagen de Messenger, ya estudiado por Mariner 10. No obstante, a diferencia de la Luna, Mercurio no posee regiones brillantes rellenadas con lava basáltica, que es lo que forman los Maria (Mares) de la Luna.

La sonda Messenger, lanzada en agosto de 2004, tiene como objetivos conseguir un detallado mapa de la superficie de Mercurio, analizar su composición mineralógica e investigar su intrigante campo magnético. Para ello debe permanecer en órbita alrededor del planeta, pero esto es complicado de conseguir puesto que debe rebajar mucho la velocidad que lleva la sonda por su lanzamiento y viaje a través del Sistema Solar interior. Además, al ser Mercurio tan pequeño, posee menos fuerza de gravedad que los otros planetas. La solución se encontró en el método de asistencias gravitatorias: pasos cercanos a planetas (uno con la Tierra, dos con Venus y tres con el propio Mercurio, el paso de septiembre fue justo el tercero) para frenar la velocidad de la sonda. No será hasta 2011 cuando Messenger quede completamente en órbita alrededor de Mercurio. Tendremos que esperar hasta entonces para conocer más detalles de este peculiar planeta.

| Publicado 2015-04-20 , 10:56 | ¡ Comenta esta historia ! | 1 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Zoco de Astronomía: El cúmulo del Joyero

Artículo originariamente publicado originariamente en el suplemento el Zoco de Diario Córdoba el domingo 29 de noviembre de 2009.

Las estrellas se forman en enormes concentraciones de gas y polvo que llamamos nebulosas. Pero no nacen solas, normalmente centenas o miles de estrellas se crean en una única nebulosa. Una vez agotado el gas, los nuevos soles (que siguen ligados gravitatoriamente) forman un cúmulo abierto de estrellas, preciosos agregados asimétricos dominados por estrellas azules, jóvenes, calientes y masivas. El ejemplo más famoso de cúmulo abierto son las Pléyades (M 45), localizado en la constelación de Tauro, y que se puede divisar a simple vista en las noches de otoño e invierno. Pero la gran mayoría de cúmulos abiertos sólo se pueden disfrutar con telescopio.

Uno de los cúmulos abiertos más estéticos es el Cúmulo del Joyero (NGC 4755), localizado en la famosa constelación austral de la Cruz del Sur (y, por lo tanto, no observable desde Europa). En realidad, se puede llegar a distinguir a simple vista, cerca de la estrella más oriental del famoso asterismo de cuatro estrellas que forma la Cruz del Sur, y ya con prismáticos puede adivinarse su forma irregular. El cúmulo del Joyero lo descubrió el astrónomo francés Nicolas Louis de Lacaille en 1751, cuando pasó una temporada en Sudáfrica observando el cielo del Hemisferio Sur. Su nombre, no obstante, proviene de la descripción que el famoso astrónomo inglés William Herschel proporcionó en la década de 1830, “una caja de diversas piedras preciosas de color”. La imagen que acompaña este texto, conseguida usando el telescopio de 2.2m del Observatorio Europeo Austral (ESO) en Chile, confirma el porqué de un nombre tan sugerente. Entre tantas estrellas azules, destaca un astro brillante con una intensa tonalidad rojiza. Se trata de Kappa Crucis, una estrella gigante roja que está comenzando la última fase de su evolución, antes de explotar como supernova.



Recorte de las páginas 8 y 9 del suplemento El Zoco del periódico Diario Córdoba publicado el domingo 29 de noviembre de 2009. La imagen es una toma del cúmulo abierto del Joyero (NGC 4755) observado en filtros B (azul), V (verde) e I (rojo) con el instrumento Wide Field Imager (WFI) en el telescopio de 2.2m del Observatorio Europeo Austral en La Silla, Chile. La imagen tiene un tamaño de 20 minutos de arco (2/3 del tamaño aparente de la Luna Llena). Crédito de la imagen: European Southern Observatory / Observatorio Europeo Austral (ESO).

El color de las estrellas proviene de la temperatura a la que se encuentran sus atmósferas, que depende directamente de la masa original del astro y de su estado evolutivo. Al contrario de lo que nuestra lógica nos diría, las estrellas más rojas son más frías (3.000-4.000 grados) que las azules (20.000 – 35.000 grados, en algunos casos mucho más). Las estrellas del cúmulo del Joyero tienen masas entre 15 y 20 veces la masa del Sol (las más brillantes en la imagen) y media masa solar (las estrellas más débiles). Las estrellas más masivas, además de ser las más brillantes, consumen más rápido el hidrógeno disponible, por lo que evolucionan mucho más rápido que las estrellas de baja masa y mueren muy jóvenes. Es lo que le está ocurriendo a Kappa Crucis, una estrella de sólo 16 millones de años de edad que ya ha convertido todo el hidrógeno de su núcleo en helio. Para poder seguir brillando, la estrella comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte, lo que resulta en un aumento del volumen del astro y un enfriamiento de su superficie. De ahí que se forma una estrella gigante roja. Éste es el hecho físico que da el colorido al Joyero.

En total, el cúmulo del Joyero posee alrededor de 100 estrellas, que están localizadas a una distancia de unos 6400 años luz de la Tierra. Con el paso del tiempo, las estrellas que componen los cúmulos abiertos se van dispersando, cada una siguiendo su propio camino. En efecto, el Sol se formó junto con otras muchas estrellas hace unos 4700 millones de años. Las estrellas hermanas del Sol pueden estar ahora en el otro lado de la Galaxia.

| Publicado 2015-04-13 , 13:42 | ¡ Comenta esta historia ! | 5 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Doble paso nocturno de la ISS sobre la noche europea

Tras el intenso día de ayer mi mente no está para mucho hoy, salvo para llevar a cabo correctamente mi trabajo de astrónomo de soporte del Telescopio Anglo-Australiano, por lo que no esperéis grandes discursos por aquí hoy. Os dejo mejor un precioso timelapse obtenido usando imágenes conseguidas el 26 de marzo de 2015 desde la Estación Espacial Internacional (ISS) mientras sobrevolaba Europa de noche:



Vídeo timelapse conseguido con imágenes de la Estación Espacial Internacional (ISS) mientras sobrevolaba Europa de noche el pasado 26 de marzo. El vídeo en youtube está aquí. Crédito: AstronautiCAST.

El vídeo comienza mostrando las Islas Canarias y el noroeste de África para después sobrevolar la Península Ibérica de noche, pudiendo también divisar las Isla Baleares, y adentrándose después en Europa. Hacia el minuto 1:50 se hace un fundido y la vista se traslada a un paso posterior de la ISS sobre Europa, en esta caso sobrevolando la Península Itálica para luego pasar al Este de Europa. Aquí se puede distinguir también el color verde intenso y el movimiento de la aurora boreal sobre Rusia

La verdad que el timelapse es una preciosidad, le echo en falta que hubieran puesto alguna musiquita de fondo. Además, es precioso distinguir esa capa verdosa que es nuestra atmósfera y las estrellas de fondo. Por no mencionar el movimiento de la aurora boreal. Pero, por otro lado, el timelapse muestra también el problema de la contaminación lumínica de nuestras ciudades. Ya no por el hecho de que se pierda el cielo estrellado desde esos lugares, donde vive la gran mayoría de la población, sino por el enorme gasto energético (dinero) que conlleva.

Por cierto, que aunque ya había visto imágenes individuales de este paso de la ISS sobre Europa hace un par de semana, ha sido Cristina Teijelo, de la Embajada de España en Australia, que me avisó vía Tuiter del timelapse. ¡Gracias!


Historias relacionadas

- Un día cualquiera en la vida de un astrofísico con familia (9 de abril de 2015).

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

- Contaminación Lumínica = Derroche energético (21 de mayo de 2004).

| Publicado 2015-04-10 , 10:00 | ¡ Comenta esta historia ! | 2 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Un día cualquiera en la vida de un astrofísico con familia

Cuaderno de bitácora personal del Lobo Rayado, aka ARLS, capítulo 38, día 99. Todas las horas están indicadas en tiempo local de Australia Oriental.


05:26 Me despierto de forma automática. Aún es de noche. Y dentro de 24 horas estaré aún despierto, dado que me toca de astrónomo de soporte en el Telescopio Anglo-Australiano. Quiero dormir más pero el cuerpo, acostumbrado ahora a otra rutina y tras el cambio de horario del domingo pasado, no obedece.

05:31 Ya que no me voy a dormir, conecto el móvil. Leo la famosa nota de prensa de ESO que se ha hecho pública mientras dormía (detectadas moléculas orgánicas complejas en disco protroplanetario de estrella joven).

05:37 Compruebo que mi post de ayer sobre IRAS 08208+2816 ha tenido varios retuiteos.

05:45 Desisto. Salgo de la cama con cuidado de no despertar a Sonia ni a Luke (que se vino a nuestra cama en algún momento de la noche) ni pisar a Lucía (*), nuestra perrita. Bajo a ducharme y afeitarme. Hace fresquito. Y eso que estamos entrando en otoño, como quien dice.

06:16 Luke ya está correteando por la casa. Me pide que juguemos con el tren de Lego. Le digo que primero desayunar. Obviamente primero jugamos un poco con el chu-chú.

06:32 Preparo desayuno para tres. Café, colacao para Luke, tostadas con pan casero (maravilla de la Thermomix), aceite de Baena y tomate. Luke se sienta en la silla alta de la cocina y parlotea 90% en inglés 10% en español.

07:25 Meto a Luke en el coche engañándolo con el iPad. Salimos los dos de casa antes de que nos pille aún el tráfico peor. Sonia no trabaja hoy pero tiene que estudiar para su curso.

08:10 Dejo a Luke en la guardería. Está justo al lado del edificio principal del AAO (Australian Astronomical Observatory) aunque a 30-90 minutos de casa en coche, dependiendo del tráfico. Hoy no ha estado muy mal. Necesito otro café.

08:22 A estas horas la oficina está vacía. Ninguna secretaria ha llegado aún. Por supuesto ningún astrónomo aquí a estas horas. Me pongo a responder el correo electrónico del trabajo recibido por la noche.

09:31 Gestiono unos asuntillos del congreso que estamos organizando aquí en mayo. Se nos echa el tiempo encima y aún faltan por concretar algunas cosas.

10:15 Uno de mis jefes se pasa a preguntarme una cosa de gestión nueva: ahora se supone que los astrónomos también tenemos que poner usando el programa de gestión que cada día entre semana hacemos 7.5 horas de trabajo, lo hagamos de verdad o no. Cosa ridícula, hacemos más normalmente, incluyendo festivos y fines de semana. Que me lo digan a mí hoy.

11:00 Un poco de ciencia por fin. Paso comentarios de un artículo científico a un colaborador. Viva el poder hacerlo en una tableta que me deja escribir sobre ella con estilete, como si estuviese anotando una hoja con un boli.

12:05 Hambre. Pero hoy no me traje comida. Voy a un centro comercial cercano. Tengo que comprar provisiones para las próximas noches. Y también comprar para casa. Y además hay que pillar algo más de ropa de abrigo para el nene.

12:40 Acabo de pasar más de 20 minutos mirando ropa de niño de 2 años. Me llevo 3 pantalones vaqueros y 3 camisetas de manga larga. Bueno que están en rebajas.

13:00 ¡Hamburguesa para comer! No del McDonalds o Hungry Jack (como se llama aquí a Burger King), sino de un restaurante mucho mejor. Carne de verdad.

13:25 Toca entrar al supermercado. Horror, mucha gente. Hago dos compras, una para mí para estas noches de observación (que paga el trabajo) y la otra para casa. Aún así he preparado comida casera en los últimos días para no abusar de comida rápida o "preparada para microondas". Lo siento, pero yo necesito comer bien, nada de sandwichillos cutres.

14:30 ¡Se me hizo tarde en el supermercado! Llego de vuelta al despacho. Una de mis astrónomos, Sarah, ya ha llegado. Bueno, las observaciones ya las tenía casi preparadas de días anteriores. Me preparo otro café. Conectamos con el AAT. Comenzamos a configurar 2dF para las observaciones de esta noche.

15:45 Las dos placas de 2dF están listas para observar a principio de la noche.

16:01 Pedimos al soporte técnico del AAT que apague las luces de la cúpula (no podemos hacerlo antes de las 4 de la tarde por los visitantes). Enfocamos el espectrógrafo, HERMES.

16:35 Todo listo. Salgo disparado a por Luke antes de que empeore el tráfico. Toca llevarlo a casa, con la compra. Está contento y, como siempre, se alegra mucho al verme. Luego, en el asiento del coche, pilla el iPad de nuevo. Hay que ver lo bien que sabe usarlo con lo chico que es.

17:15 Llego a casa. Sonia está estudiando. No ha sacado a Lucía a pasear. Meto la compra en la nevera o en la alacena, según toque. Sonia comienza a probarle ropa a Luke, que se resiste y quiere volver a su Lego.

17:25 Luci necesita un paseo rápido. Así que ahí voy. Nos escabullimos sin que Luke se entere. Miro Twitter mientras la paseo. Prefiero el horario de verano, la verdad, ya son las 9 y media larga en España.

17:45 Me cambio de ropa, necesito algo más abrigado, que luego en el despacho hace demasiado frío. Pillo de la nevera mi comida para la noche. Salgo disparado de casa.

18:52 ¡Horror de tráfico! Lo peor de Sydney sin duda.

18:35 Llego al despacho justo a tiempo para comenzar. Sarah y su estudiante ya están moviendo el telescopio al primer campo de la noche. No hay nubes y las condiciones son estupendas. En efecto, el seeing que estamos obteniendo es de los mejores que medimos en este observatorio.

19:01 Comenzamos a observar. Son sólo 3 exposiciones de 10 minutos, esto es, cada 32 minutos hay que cambiar a otro campo. Las cuentas salen porque las CCDs necesitan un poco más de un minuto para leer los datos, pero podemos mover el telescopio a otro sitio mientras se lee la última exposición.

20:30 Empezamos a observar el tercer campo de la noche. Muy dinámicas son estas observaciones. Empiezo a sacar ratos para escribir el artículo para el Zoco de Astronomía de este domingo.

21:50 Va siendo hora de cenar, ¿no? Desde esa hamburguesa no he comido nada... otro café tampoco estaría mal.

22:35 Vamos a comenzar con el sexto campo de la noche. El reloj dice que faltan seis horas y media para el comienzo del crepúsculo matutino. Va a ser una noche larga. Mi mente no está para mucho más hoy. Pero debería subir algo al blog...

...

06:31 Llego a casa. Está amaneciendo. Estoy sólo un poco cansado (modo ironía ON). A la cama y a dormir. Mañana será otro día.


(*) Australia. El país en el que a los perros se les pone el nombre de "Lucía" y a los niños se los llama "Toby" o "Bobby"...


Historias relacionadas

- Aventuras en Australia (28 de noviembre de 2008)

| Publicado 2015-04-09 , 15:38 | ¡ Comenta esta historia ! | 6 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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HST confirma una fusión de galaxias analizada en mi tesis doctoral

Ya que cuando se publique la "súper-nota de prensa de ESO de hoy" (según cuentan por Twitter algunos privilegiados) yo estaré durmiendo (pena porque mañana por la noche sí estaré despierto toda la noche, me toca estar de astrónomo de soporte en el Telescopio Anglo-Australiano) tendré que dejar otra cosa por aquí hoy. Mientras pensaba en qué historia escribir este mediodía con mi parada del café me di cuenta de que en el escritorio de mi portátil tenía una imagen que salvé en noviembre de 2013 y que desde entonces quería comentar por el blog.

He contado por aquí en más de una ocasión que uno de mis campos de investigación, que ya comencé con mi tesis doctoral, es el tema de las interacciones en galaxias como disparo de la formación estelar intensa. En particular, en mi propia tesis encontraba que un tipo de galaxias enanas con mucha formación estelar (del tipo "starburst" o "estallante") en realidad eran galaxias enanas en interacción cuando se estudiaban en detalle. En muchas ocasiones la interacción era con una nube de gas o con un objeto de muy baja luminosidad, pero con observaciones profundas (y usando radioastronomía para ver el gas, éste fue el motivo que me trajo a Australia en 2007) sí se pueden encontrar estos rasgos de interacción. Entre los objetos que estudié en mi tesis doctoral tenía uno bastante peculiar: IRAS 08208+2816, del que ya hablé largo y tendido en su momento. Mi mejor imagen óptica de este sistema es la siguiente:



Imagen de la galaxia Wolf-Rayet IRAS 08208+2816 combinando datos en los filtros U (azul), B (verde) y V (rojo) usando la cámara ALFOSC en el telescopio de 2.56m NOT (La Palma, España) en 2004. Se indica el tamaño angular de un minuto de arco (el disco de la luna llena tiene unas 30 veces ese tamaño). El Norte está hacia arriba, el Este hacia la izquierda. Los colores azules de la galaxia son consecuencia de la intensa actividad de formación estelar. Adaptación de la Figura 6.25 de la Tesis Doctoral de Á.R.L-S.

Entonces ya os conté que tanto la peculiar morfología elongada como la cinemática (cómo se mueve) el gas ionizado indicaban claramente que estábamos frente a una interacción clara de dos galaxias, desarrollándose dos largas colas de marea en el proceso, y formándose una gran cantidad de estrellas, algunas tan masivas que han entrado en la fase Wolf-Rayet.

Pues bien, la imagen que, como decía arriba, tengo pendiente de contar desde hace año y medio es la siguiente, que encontré de casualidad mirando otras cosas:



Imagen conseguida por el Telescopio Espacial Hubble de IRAS 08208+2816, a 620 millones de años luz de distancia. Se combinan datos en filtros ultravioleta (U, azul), azul (B, verde) e infrarrojo (I, rojo). Más información sobre esta imagen en esta nota del Telescopio Espacial Hubble. Crédito: ESA/Hubble & NASA, M. Hayes.

Es una preciosidad de imagen si se pone a pantalla completa, donde se pueden apreciar montones de detalles en su interior, como sub-regiones de formación estelar (bueno, algunas se intuían en mi imagen en Hα) o las estructuras oscuras de polvo o dónde están los restos de los discos de las galaxias originales. En efecto, se trata de mi galaxia IRAS 08208+2816 (nótese que aún soy capaz de escribir del tirón y sin pensar el nombrecito de este objeto), observada por el poderoso Telescopio Espacial Hubble. Esta imagen no deja ya lugar a dudas: IRAS 08208+2816 son dos galaxias en proceso de fusión y formando una enorme cantidad de estrellas en el proceso.

Ya me gustaría poder ver lo que el gas atómico (el que observamos en la línea de 21 cm en radio) está haciendo ahí...


Historias relacionadas

- Interacciones en galaxias enanas (10 de febrero de 2012)

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

- Interacciones cósmicas (25 de enero de 2008)

- Galaxias en el Universo Local (3 de julio de 2007)

- Me doctoro (30 de noviembre de 2006)

| Publicado 2015-04-08 , 11:39 | ¡ Comenta esta historia ! | 3 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Los ecos de ionización de los cuásares

Parece que mis últimas historias están enfocadas en lo que ocurre en el mismo centro de las galaxias por efecto de sus agujeros negros súper-masivos. Mi última entrada antes del parón de Semana Santa estuvo dedicada a los cuásares, pero también os hablé de los chorros energéticos del agujero negro súpermasivo de 3C 321, de los agujeros negros de masa intermedia y de lo que son las radiogalaxias. Hoy recojo la nota de prensa del Telescopio Espacial Hubble de hace una semana que también está directamente relacionada con este tema.

La historia de esta noticia se remonta a los orígenes del proyecto de ciencia ciudadana Galaxy Zoo. En 2007 la profesora holandesa Hanny van Arken descubrió un extraño objeto de color verdoso y forma peculiar junto a la galaxia espiral IC 2497, a 650 millones de años luz de nosotros, sobre la constelación de Leo Minor. Parecía una pequeña nebulosa, pero su origen era en realidad desconocido y parecía estar asociado con la galaxia. Se le bautizó como Hanny's Voorwerp (Voorwerp es "objeto" en holandés). Tras varias hipótesis, la idea que fue cobrando más fuerza es que lo que estamos viendo aquí es un eco de ionización de un cuásar.



Imagen del "Objeto de Hanny" (Hanny's Voorwerp) obtenida combinando varias tomas conseguidas con el Telescopio Espacial Hubble (HST): datos en infrarrojo en banda H (verde oscuro), en óptico en filtros I (rojo oscuro) y B (azul) y en las líneas de emisión de Hα (rojo) y [O III] (verde). Crédito: NASA, ESA, W. Keel (University of Alabama), and the Galaxy Zoo Team.

¿Qué es lo que queremos decir con eso de "eco de ionización de un cuásar"? Básicamente lo que ocurre es que la poderosa acción del chorro energético que provoca un cuásar (un agujero negro súper-masivo en fase activa) es capaz de "encender" el gas, de igual forma que las estrellas masivas "encienden" el gas de las nebulosas (sucede la ionización del gas). Pero, a diferencia de lo que pasa en las nebulosas, como las distancias son mucho más grandes en el caso del cuásar iluminando las partes externas de una galaxia, esta acción no es inmediata: se necesita tiempo para que el chorro energético llegue desde el centro de la galaxia a las partes externas, típicamente decenas o centenares de miles de años. Esto es el eco del que hablamos. En concreto, un eco de ionización. Una vez apagado el cuásar su acción sobre los objetos que rodean a la galaxia puede durar aún bastante tiempo. El siguiente esquema lo explica de forma más sencilla



Esquema explicando el posible origen del misterioso "Objeto de Hanny" (Hanny's Voorwerp). De izquierda a derecha: (1) la galaxia espiral IC 2497 tiene un encuentro gravitatorio cercano con una galaxia enana. (2) Las intensas fuerzas de marea destrozan la galaxia enana, que termina formando una larga cola de marea. Parte del material cae al centro de IC 2497 (donde existe un agujero negro súpermasivo) mientras que parte del material se va al espacio intergaláctico. (3) El agujero negro súpermasivo "se activa" al engullir el gas robado de la galaxia enana, formando un cuásar. El cuásar origina dos conos de alta radiación, uno de ellos atraviesa la cola de marea externa de lo que queda de la galaxia enana, "encendiendo" así el gas. Esto sucede varias decenas o centenares de miles de años tras el encendido del cuásar. (4) Una vez el cuásar se apaga el material expulsado por él sigue alcanzando las partes externas por un tiempo. Esta acción también puede desencadenar la formación estelar. El gas del objeto brilla por la acción del eco de ionización del cuásar. Crédito: NASA, ESA, W. Keel (University of Alabama), and the Galaxy Zoo Team.

En el caso del "Objeto de Hanny" (Hanny's Voorwerp) el "apagado" del cuásar de la galaxia espiral IC 2497 ocurrió hace unos 200 mil años. Por eso su "eco de ionización" es aún capaz de "excitar" el gas difuso que ha quedado alrededor de la galaxia tras la destrucción de una galaxia enana.

La pregunta ahora sería ¿existen más objetos de este tipo por ahí? ¿Los podemos detectar? Esto es precisamente lo que el equipo de astrofísicos liderados por el estadounidense William Keel (*) han intentando responder ahora. William Keel (Universidad de Alabama, EE.UU.) ha estado involucrado desde el principio en el origen del Objeto de Hanny. Por eso propuso a un equipo de unos 200 voluntarios el mirar imágenes de más de 15 mil galaxias con cuásares en busca de este peculiar tipo de emisión. Tras conseguir una lista preliminar de objetos candidatos, Keel y su equipo hicieron observaciones espectroscópicas usando varios telescopios de Estados Unidos, encontrando 20 galaxias que tenían gas ionizado por la radiación del cuásar, y no por la propia formación estelar. Estas nubes se extendían a más de 30 mil años luz de las galaxias. Con estas observaciones se pidió tiempo de observación con el Telescopio Espacial Hubble. ¿El resultado? Ocho de estas galaxias muestran estructuras similares al Objeto de Hanny: el gas está encendido por el eco de luz de un cuásar.



Ocho galaxias que albergan un cuásar en su centro y muestran nubes de gas ionizado en las partes externas: en todos los casos es el eco de ionización del cuásar el que enciende el gas. La emisión en verde proviene de [O III], esto es, oxígeno dos veces ionizado. Crédito: NASA, ESA, W. Keel (University of Alabama, Tuscaloosa).

No obstante, el gas ionizado dentro de estas ocho nubes posee más energía de la que se esperaría que reciben ahora del cuásar. En efecto, los cálculos indican que el cuásar actual sólo tendría el 10% de energía necesaria para provocar tal cantidad de ionización en esas nubes externas. La explicación que se da a esto es que los cuásares cambian rápidamente de brillo como consecuencia de la cantidad de materia que cae dentro del agujero negro súper-masivo. Si en el pasado (hace varias decenas o centenares de miles de años) el cuásar era mucho más brillante, la acción seguiría viéndose por efecto del eco de ionización. Keel ha especulado que la variabilidad de los cuásares también podría deberse por el efecto de dos agujeros negros orbitando cerca del centro de la galaxia principal. Esta hipótesis también sería factible, dado que las nubes de gas externas que "enciende" el cuásar provienen de la destrucción de una galaxia enana: el agujero negro de esa galaxia enana "habría caído" hacia el agujero negro de la galaxia grande, y esto alteraría notablemente las propiedades del núcleo activo de galaxia.


(*) William Keel fue el referee (árbitro) de mi segundo artículo científico (2004), probablemente el informe más constructivo que he tenido nunca de un artículo científico.


Historias relacionadas

- El descubrimiento de los cuásares (31 de marzo de 2015)

- (27 de marzo de 2015)

- 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)

- Zocos de Astronomía de abril de 2010 (Gran Nube Magallanes, M 78, Galaxy Zoo) (30 de abril de 2010)

- Los guisantes verdes de Galaxy Zoo (31 de julio de 2009).

- Mkn 1087: un dinosario jugando al fútbol (3 de septiembre de 2004)


Más información

- Nota de prensa del HST (2 de abril de 2015, en inglés).

- Nota de prensa del HST sobre Hanny's Voorwerp (10 de enero de 2011, en inglés)

| Publicado 2015-04-07 , 07:04 | ¡ Comenta esta historia ! | 0 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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