Los agujeros negros giratorios son las baterías cósmicas definitivas


No te gustaría estar cerca cuando arranque un agujero negro giratorio. Parece que pueden almacenar y liberar la energía de miles de millones de supernovas, con consecuencias potencialmente devastadoras para sus galaxias madre.





Muchos de los agujeros negros supermasivos que merodean por el centro de las galaxias disparan potentes chorros de plasma que se extienden millones de años luz. Aunque los detalles de cómo se producen estos chorros permanecen turbios, parece que sólo existen dos fuentes de energía plausibles: una es la materia cayendo en el agujero negro, la cual no puede explicar todos los casos. La otra fuente es la energía rotatoria almacenada del agujero negro. Los cálculos sugieren que debería ser posible que los chorros expulsen la energía a expensas de la rotación del agujero negro siempre que estén presentes los campos magnéticos para conectar el agujero negro con alguna materia cercana. Se carece de pruebas convincentes para esta teoría.



Ahora, un equipo liderado por Brian McNamara de la Universidad de Waterloo, en Canadá, ha encontrado lo que puede ser la prueba más sólida hasta el momento de chorros impulsados por la rotación del agujero negro. Procede de una galaxia conocida como MS0735.6+7421 (en la imagen), a aproximadamente 2600 millones de años luz de la Tierra. En 2005, datos de esta galaxia procedentes del Observatorio Chandra de Rayos-X revelaron la mayor filtración de energía jamás identificada procedente de chorros de un agujero negro.

Basándose en las cavidades que los chorros aparentemente han excavado a través del gas que los rodea, el equipo calcula que en los últimos 100 millones de años aproximadamente los chorros han expulsado 1055 joules, miles de millones de veces la energía de una supernova. Habría sido casi imposible para la materia que cae en el agujero negro, impulsar esos chorros. Los agujeros negros supermasivos son comedores poco elegantes, dejando tras ellos mucha más materia de la que en realidad consumen, pero hay pocas señales de que esto haya sucedido.

“Habría tenido que aspirar básicamente toda la materia que había en la galaxia hacia el agujero negro en un periodo de 100 millones de años, y sabemos que la naturaleza no trabaja de esa forma”, dice McNamara. “La acreción de materia en un agujero negro es muy ineficiente ” (www.arxiv.org/abs/0811.3020).

Esto deja al giro del agujero negro como la única otra fuente de energía. El agujero negro podría haber estado girando en primer lugar debido a la materia que caía en él mucho antes en su vida, o en el curso de una fusión con otro agujero negro.

Una enorme cantidad de energía puede almacenarse en el giro de un agujero negro, y si se libera de nuevo en forma de chorros, podría tener profundos efectos. Los chorros de los agujeros negros se sospecha que esterilizan a sus galaxias madre, calentando y dispersando el gas antes de que pueda formar nuevas estrellas, por ejemplo.

Chris Reynolds de la Universidad de Maryland en College Park dice que esto refuerza la posición de que algunos chorros están alimentados por agujeros negros giratorios. Pero dice que aún está esperando “una prueba definitiva”.

Fuente | Ciencia kanija

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Encontrado un agujero negro gemelo al de la Vía Láctea


Un instrumento con una aguda visión sobre el Telescopio Muy Grande ha dado a los astrónomos una imagen del corazón de una galaxia cercana, revelando un grupo de jóvenes y masivas guarderías estelares polvorientas y un posible gemelo de nuestro agujero negro de la Vía Láctea.

La galaxia, conocida como NGC 253, es una de las galaxias espirales más polvorientas y brillantes del cielo. También es conocida como la Galaxia Sculptor, debido a que se sitúa en la constelación de Sculptor.






La Galaxia Sculptor es una galaxia en explosión estelar, conocida así por la formación estelar tan intensa que se produce allí.

Los astrónomos del Instituto de Astrofísica de Canarias en España usaron NACO, un instrumento de óptica adaptativa en el Telescopio Muy Grande del Observatorio Europeo del Sur (situado en el desierto de Atacama en el norte de Chile), para estudiar a NGC 253 en un detalle más fino en el infrarrojo cercano.

La óptica adaptativa corrige el efecto de difuminado que puede tener la atmósfera de la Tierra sobre las imágenes tomadas por los telescopios terrestres. Los sensores y espejos deformables corrigen las distorsiones de la luz entrante, produciendo imágenes tan claras como si el telescopio estuviese en el espacio.

Con este sistema de óptica adaptativa, NACO reveló las características de NGC 253 que estaban a tenían apenas 11 años luz de diámetro.

Las observaciones de NACO se combinaron con datos de otro instrumento del VLT, VISIR, y con imágenes del Telescopio Espacial Hubble y observaciones realizadas por el Conjunto Muy Grande y el Interferómetro de Línea Base Muy Grande. (Debido a sus longitudes de onda más largas, las señales de radio no se ven afectadas por las turbulencias atmosféricas).

“Nuestras observaciones nos proporcionan tanta resolución espacial que podemos, por primera vez, compararlos con los mapas de radio más detallados de esta galaxia — mapas que han existido durante más de una década”, dijo el miembro del equipo Juan Antonio Fernández-Ontiveros.

Con estas imágenes, los astrónomos identificaron 37 regiones brillantes distintas — un incremento de tres veces sobre los resultados previos — empaquetados en una diminuta región en el núcleo de la galaxia que forma apenas un 1 por ciento del tamaño total de la misma.

“Ahora pensamos que estas son probablemente guarderías muy activas que contienen muchas estrellas saliendo de sus huevos de polvo”, dijo el miembro del equipo José Antonio Acosta-Pulido.

Los datos combinados también llevaron a los astrónomos a concluir que el centro de NGC 253 alberga una versión a escala de Sagittarius A*, la brillante fuente de radio que yace en el núcleo de la Vía Láctea y se sabe que alberga un agujero negro masivo.

“Por tanto hemos descubierto lo que podría ser un gemelo de nuestro centro galáctico”, dijo la miembro del equipo Almudena Prieto.

Los hallazgos del equipo se detallan en el ejemplar de enero de la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters.

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La NASA ve el lado oculto del Sol



La sonda gemela STEREO de la NASA está ofreciendo la primera visión del lado oculto del Sol, según anunció la agencia espacial.

Las dos naves, lanzadas el 25 de octubre de 2006, están retornando imágenes sobre el horizonte "que tienen a investigadores y meteorólogos espaciales pegados a los monitores", de acuerdo con un nota a prensa.



“Esta es una perspectiva que nunca antes habíamos visto”, dice la científico de la misión STEREO Lika Guhathakurta de las oficinas centrales de la NASA. “Ahora estamos monitorizando más de 270 grados de longitud solar – que son tres cuartas partes de la estrella”.


Justo a tiempo

Debido a que el Sol rota, con el tiempo podemos verlo todo desde la Tierra. Pero en un momento dado sólo es visible la mitad de la estrella. Los científicos que monitorizan las erupciones solares y tormentas espaciales que se abaten sobre la Tierra están ansioso de monitorizar toda la estrella 24 horas al día, 7 días a la semana. Ver las tormentas desde el lado oculto, lo cual por supuesto tan brillante y activo como el lado visible, mejoraría las capacidades de predicción.

“Tras todos estos años”, comenta Guhathakurta, “por fin vamos a ver el lado oscuro del Sol”.

Dado que las dos naves STEREO entraron en órbita alrededor del Sol a principios de 2007, han estado alejándose a la deriva de la Tierra, y entre sí. Ahora están separadas 90 grados. Entrarán en sus posiciones finales el 6 de febrero de 2011, manteniendo una separación de 180 grados y fotografiando todo el Sol a la vez. Esta sincronización coincidirá con el siguiente pico esperado en la actividad solar.

El Sol está en un punto bajo de su ciclo de 11 años de actividad actualmente. Pero en los próximos años, las manchas solares se harán más comunes y las llamaradas más frecuentes. El pico probablemente tendrá lugar en 2012.

Las peligrosas tormentas solares, no obstante, pueden tener lugar en cualquier momento. Se cree que tiene lugar una importante cada 100 años aproximadamente, que podría debilitar los sistemas de comunicaciones y energía en la Tierra, de acuerdo con un informe de la Academia Nacional de Ciencias de principio de mes.

Aún mejor

Debido a la forma en que gira el Sol, STEREO-B tiene un preestreno de las manchas solares y los agujeros coronales antes de que roten y miren hacia la Tierra.

“Sé que los meteorólogos espaciales den Centro de Predicción de Clima Espacial de NOAA’ monitoriza STEREO-B muy de cerca”, dijo Chris St. Cyr del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA. “Les permite conocer lo que vendrá”.

Ahora, STEREO-B disfruta de una ventaja de 3 días sobre los observatorios terrestres.

No se han publicado hoy imágenes. No obstante, las sondas están equipadas con sensores que miden la velocidad, dirección y composición del viento solar; receptores que captan emisiones de radio de las explosiones y ondas de choque de la atmósfera del Sol; telescopios que fotografían la superficie solar y todas las tempestades que baten con furia por allí; y coronógrafos para monitorizar eventos en la atmósfera exterior del Sol.

“Por lo que, en realidad”, dice Guhathakurta, “no sólo estamos viendo el lado oculto del Sol, sino que estamos sintiendo, probando y escuchándolo también”

Fuente | Ciencia kanija

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¿Cómo pesar la Vía Láctea?


A principios de mes, los astrónomos anunciaron una nueva medida de la masa de la Vía Láctea – diciendo que es un 50% más masiva de lo que se pensaba y que aproximadamente igual de masiva que nuestra vecina más grande, Andrómeda.

El nuevo resultado es una gran revisión y tres veces más que otra estimación reciente de otro equipo. También genera una cuestión: ¿por qué los astrónomos no saben cuánto pesa nuestra galaxia madre?


Los astrónomos han intentado medir la masa de la Vía Láctea desde la década de 1920. Pero la medida resultó ser extremadamente compleja, no menos debido a que el 90% de la masa de la galaxia se cree que está hecha de materia oscura – una sustancia misteriosa, invisible que sólo revela su presencia debido a su tirón gravitatorio sobre estrellas y nubes de gas.



Para un número de otras galaxias, los astrónomos pueden solventar el problema de la materia oscura observando cómo una galaxia curva la luz de una galaxia más lejana. Cuanta mayor distorsión, mayor tirón gravitatorio de la materia oscura y ordinaria sobre la galaxia intermedia.

Pero debido a la posición de la Tierra dentro de la Vía Láctea, los astrónomos están limitados a medir directamente los objetos que pueden ver: el gas y las estrellas de la galaxia, así como las lejanas galaxias satélite y cúmulos estelares.

En principio, el movimiento de estos objetos puede usarse para estimar la masa de la galaxias. Cuanto más rápido sea el movimiento, más masa debe haber entre las órbitas para evitar que escapen al espacio intergaláctico.

Seguimiento estelar

El movimiento del gas y las estrellas a menudo se usa para estimar cuánta masa de la Vía Láctea está contenida dentro del disco visible de la galaxia. Pero medir la distancia y velocidad del gas es difícil, y la mayor parte de los estudios sólo pueden medir cómo de rápido se aproximan o alejan las estrellas del Sol en lugar de medir sus caminos tridimensionales a través del espacio.

La forma más precisa de medir la distancia de un objeto es usar el “paralaje” – diferencias en la perspectiva creadas al observar un objeto desde distintos ángulos. Dado que la Tierra se mueve alrededor del Sol una vez en el curso de un año, los investigadores pueden observar un objetivo desde puntos ampliamente separados a lo largo de la órbita de la Tierra y medir el ángulo entre las distintas líneas de visión.

El satélite europeo HIPPARCOS usó esta aproximación para medir la distancia a más de 100 000 estrellas que están a varios cientos de años luz del Sol.

Alcance extendido

El resultado de este mes de la Vía Láctea extendió tales medidas de distancia a unos 10 000 años luz de distancia del Sol. Pero en lugar de estrellas, Mark Reid del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica en Cambridge, Massachusetts, examinó másers – densas regiones de formación estelar que emiten microondas de forma natural.

Observando las mismas regiones en distintos momentos del año, Reid y sus colegas fueron capaces de discernir ligeros cambios en la posición del máser, los cuales revelaron su distancia a la Tierra. El equipo encontró que los másers parecen estar orbitando el centro galáctico más rápido de lo esperado a esas distancias, lo que significa que es necesaria más masa para mantenerlos en órbita.

La velocidad revisada sugiere que la Vía Láctea pesa unas 3 billones de veces la masa del Sol. Pero Reid sospecha que el nuevo estatus de peso pesado de la Vía Láctea puede no ser fijo. “Soy un tanto escéptico debido a que existen una gran cantidad de suposiciones para llegar a este punto”, dijo a New Scientist.

Disco brillante

Para convertir las medidas de velocidad de rotación a masa de la Vía Láctea, los astrónomos deben confiar en los modelos de cómo se distribuye la materia oscura en la galaxia. Pero nadie sabe cuánto de la masa de la Vía Láctea está más allá del disco brillante.

“No sabemos cuánta materia oscura hay está fuera de los que estamos midiendo”, dice el modelador de galaxias Christopher Mihos de la Universidad de Case Western Reserve en Cleveland, Ohio.

Los másers sólo pueden usarse para pesar la Vía Láctea fuera del borde de su disco visible, el cual termina a unos 60 000 años luz del centro galáctico. No obstante, la mayor parte de la masa de la Vía Láctea se cree que está más alejada, hasta a una distancia de unos 650 000 años luz.

Esperando a Gaia

Medir la masa de la Vía Lácea fuera del borde puede ser imposible. Pero el movimiento de las galaxias satélite y los cúmulos globulares – densos cúmulos de antiguas estrellas – podría ofrecer algunas pistas, dice Mihos.

Algunos de estos objetos se sitúan a más de 300 000 años luz de distancia, los cuales podrían revelar más información sobre cuánta materia hay entre ellas y el corazón de la Vía Láctea.

Pero, de nuevo, medir la velocidad y distancia de estos objetos es difícil. Es más, no está clara la forma de sus órbitas o si están todas gravitatoriamente ligadas a la Vía Láctea.

Algunos está observando al sucesor del proyecto HIPPARCOS – Gaia – el cual se espera que mida con una mejor precisión cómo de rápido se mueven las estrellas en estas galaxias satélite. El telescopio, el cual medirá mil millones de estrellas aproximadamente, tiene previsto su lanzamiento en 2013.

Estrellas veloces

Otra forma de estudiar las regiones lejanas de la Vía Láctea es rastrear las estrellas más rápidas cercanas al Sol. Algunas de estas estrellas veloces parecen seguir una órbita altamente elongada, o excéntrica que los lleva al borde de la galaxia. Esto las hace unas buenas medidas de cuánta materia es necesaria para evitar que escapen de la galaxia.

Pero medir estas estrellas rápidas también tiene sus limitaciones, dado que sólo sugiere la masa mínima de la Vía Láctea para mantener estos objetos en órbita, dice el astrofísico Julio Navarro en la Universidad de Victoria en Canadá.

Lograr una mejor descripción de la masa de la Vía Láctea y de su estructura puede depender finalmente de un número de métodos. “Necesitas combinar todos esos números para llegar a una buena comprensión”, dice Navarro. “No va a ser fácil”.

Pero es una cuestión importante. La respuesta podría dar a los astrónomos un mejor sentido de si la Vía Láctea está ligada a una colisión con Andrómeda, y si nuestra galaxia es típica o una excepción que podría retar los modelos cosmológicos.

Los mismos estudios podría también revelar más sobre la estructura de la Vía Láctea y fijar la cuestión de si nuestra galaxia contiene dos o cuatro brazos espirales.

Fuente | ciencia kanija


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Las teorías de formación de galaxias podrían estar equivocadas


Las galaxias son los bloques básicos del universo. Cada una de ellas comprende cientos de miles de millones de estrellas radiantes, como nuestro Sol, las cuales se extienden a lo largo de 50 000 años luz. Cada galaxia están embebida en un halo esférico de materia oscura que no puede verse, pero que se detecta a través de su atracción gravitatoria masiva. La naturaleza exacta de esta materia aún es desconocida.






Las galaxias están compuestas en dos grandes tipos: espirales y elípticas. Las galaxias espirales, tales como nuestra Vía Láctea, son discos giratorios, ricos en gas de hidrógeno, y están formando constantemente nuevas estrellas. Las estrellas jóvenes dan a las galaxias espirales un tinte azul. Por el contrario, las galaxias elípticas tienen cuerpos con una forma más grande y redondeada, y está hechas de viejas estrellas rojas que están faltas de gas. Por tanto nos referimos a ellas como rojas y muertas.



El intento de comprender la forma en que se forman estos dos tipos de galaxias es el reto principal al que se enfrentan los investigadores cosmológicos modernos. La formación de galaxias es una etapa esencial en los procesos cosmológicos que llevan a la formación de la vida.

Una nueva teoría sobre cómo se formaron las galaxias en el universo hace miles de millones de años, ha sido formulada por cosmólogos Universidad Hebrea de Jerusalén y se oponen a las visiones predominantes de cómo las galaxias llegaron a la existencia.

La nueva teoría dice que las galaxias se forman principalmente como resultado de intensos ríos cósmicos de gas frío (mayormente hidrógeno) y no, como defienden las teorías actuales, debido principalmente a fusiones galácticas. Los investigadores dicen que estas fusiones tuvieron sólo una influencia limitada en la formación cosmológica del universo tal y como lo conocemos.

Los resultados del grupo de investigación de cosmología, liderado por el Prof. Avishai Dekel, que ostenta la Cátedra Andre Aisenstadt de Física Teórica en el Instituto Racah de Física de la Universidad Hebrea, aparece en Nature.

El modelo aceptado hasta ahora tiene como base la idea de gas esférico cayendo a un disco central, seguido de fusiones entre discos. La suposición es que las estrellas se formaron lentamente dentro de los discos gaseosos, y que los discos se convirtieron en globos cuando se fusionaron. En tal fusión, las nubes de gas en colisión produjeron un gran estallido de nuevas estrellas a un índice de cientos de masas solares por año.

Este modelo ha sido puesto en cuestión últimamente como resultado de observaciones astronómicas usando nuevas y más potentes telescopios los cuales permiten observaciones en mayor profundidad del universo, haciendo posible de esta forma examinar lo que sucedió en las galaxias hace 10 mil millones de años (aproximadamente 3 mil millones de años tras el Big Bang que dio origen al universo). “Las grandes galaxias, cuando se ven en esta etapa inicial, efectivamente crearon estrellas a un índice muy rápido, pero esto no parece ser en absoluto el resultado de fusiones galácticas”, dice el Prof. Dekel. Las observaciones astronómicas fueron lideradas por investigadores en Garching, Alemania, encabezadas por el Prof. Reinhard Genzel del Instituto Max Planck, cuyo grupo está colaborando con los investigadores de la Universidad Hebrea.

La cuestión que surgió era cómo estas galaxias fueron capaces de formar estrellas tan rápidamente y en tan grandes cantidades en una etapa tan temprana sin fusiones galácticas masivas.

En el artículo publicado en Nature, el Prof. Dekel y sus asociados franceses y de la Universidad Hebrea, proponen su nuevo modelo teórico, el cual explica estos fenómenos observados. Sus hallazgos están basados en simulaciones por ordenador llevadas a cabo por investigadores franceses encabezados por el Prof. Romain Teyssier. Las simulaciones, usando una de las supercomputadoras más potentes de Europa, hizo posible llevar a cabo una investigación detallada de una forma sin precedentes de cómo se formaron las galaxias en los inicios del universo.

La descripción que surge es una construcción de galaxias que da como se genera a partir de un flujo continuo de gas frío a lo largo de unos pocos estrechos flujos en lugar de mediante fusiones. Estos flujos de gas siguen a los filamentos de la “red cósmica” que define la estructura a gran escala del universo, los filamentos que alimentan a los halos de materia oscura en primer lugar. Estos ríos de gas frío penetran a través del halo de materia oscura de cada galaxia y el gas caliente que lo llena y alcanza el centro, donde se convierten en un disco giratorio. Estos discos, cada uno sujeto a sus propias fuerzas gravitatorias locales, se rompe en unos pocos cúmulos gigantes en los que el gas se convierte en estrellas de forma muy eficiente.

Mediante sus cálculos, Dekel y su grupo dicen que el índice de formación estelar, como predice la teoría, es compatible con el índice observado. Los investigadores se refieren a estos masivos formadores estelares en los inicios del universo como Ríos de Alimentación de Galaxias (SFG). El fenómenos de fusión galáctica, desde esta visión, no fue el factor principal como mantiene la actual teoría.

El Prof. Dekel y sus asociados de la Universidad Hebrea, el Prof. Re’em Sari y el Dr. Daniel Ceverino, desarrollaron una teoría física simple que explica la formación de cúmulos gigantes en los discos masivos iniciales, y cómo están dirigidos por los ríos cósmicos. Predicen que la migración de estos cúmulos a los centros del disco lleva a la formación de galaxias elípticas ya en los inicios del universo, independientemente de las fusiones galácticas. De esta forma están haciendo la revolucionaria propuesta de que el papel de los ríos de gas cósmico no está limitado sólo a la formación de discos de creación estelar, sino que estos ríos también son los responsables de la subsiguiente formación de las galaxias elípticas rojas y muertas.

Fuente | Ciencia kanija

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Venus posiblemente tuvo continentes y océanos



Una nueva visión a los datos recopilados por la nave Galileo en 1990 revela que Venus, en una época, pudo haber sido habitable, con pruebas de continentes y océanos antiguos. En un sobrevuelo de Venus en el viaje de la nave hacia Júpiter, un instrumento de cartografía del infrarrojo cercano detectó firmas que los investigadores han interpretado como granito. Un equipo internacional liderado por el científico planetario George Hashimoto, de la Universidad Okayama en Japón, encontró que las regiones de las tierras altas de Venus emitían menos radiación infrarroja que las tierras bajas. Una interpretación de esta dicotomía, dice el equipo en un nuevo artículo, es que las tierras altas están compuestas mayormente de rocas "félsicas", particularmente el granito. El granito, que en la Tierra se encuentra en la corteza continental, requiere de agua para su formación.

La nave Galileo fue el primer uso de infrarrojos en Venus. Los científicos habían pensado que sólo el radar podría ver a través de las densas nubes de ácido sulfúrico de la atmósfera de Venus hasta la superficie. "Detectar la superficie en el infrarrojo es un gran avance", según se cita a Kevin Baines del JPL en un artículo de Nature.






El artículo también cita a otro científico del JPL, David Crisp, que no estuvo implicado en este estudio y dice que estas nuevas conclusiones no están apoyadas por datos disponibles u otros modelos del equipo.

“Entendemos que nuestro artículo no lo resuelve todo”, responde el coautor Seiji Sugita, científico planetario de la Universidad de Tokio. Sugita dice que el siguiente paso es aplicar sus modelos a datos procedentes de la nave Venus Express de la Agencia Espacial Europea, la cual está actualmente orbitando Venus, y del Orbitador Climático de Venus de la Agencia Espacial Japonesa, previsto para su lanzamiento en 2010.

La posible presencia de granito sugiere que el movimiento de las placas tectónicas y la formación de continentes pudo haber tenido lugar en Venus, así como un reciclado de agua y carbono entre el manto y la atmósfera del planeta.

Venus es ahora un infierno caliente y seco, con una atmósfera de un 96% de dióxido de carbono y una temperatura superficial de alrededor de 460 grados C, pero algunos científicos creen que nuestro planeta vecino pudo alguna vez haber sido más similar a la Tierra.

Otro científico citado en el artículo de Nature, el geofísico Norm Sleep de la Universidad de Stanford en California dijo que Venus podría haber estado alguna vez casi completamente bajo el agua. “Aunque sin más datos geoquímicos, añade, no sabemos si la temperatura de estos océanos iniciales era de 30 grados C o de 150 grados C”, dijo.

Pero cualquier océano en Venus habría durado sólo unos pocos cientos de millones de años. Conforme el Sol se hacía más cálido y brillante, el planeta experimentaba un efecto invernadero desatado. “Cualquier vida sobre Venus que no hubiese encontrado la forma de colonizar la parte superior de las nubes mil millones de años después de la formación del planeta habrían estado en un gran problema”, dice Sleep.

Fuente | Ciencia kanija

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La nebulosa planetaria que anida en un cúmulo


La nebulosa planetaria NGC 2818 anida en el cúmulo abierto NGC 2818A. Ambos residen a más de 10.000 años luz de distancia, en la constelación de la Brújula (Pyxis).
La imagen fue tomada con la Cámara de Amplio Campo Planetario 2, de Hubble.


La nebulosa planetaria NGC 2818 anida en el cúmulo abierto NGC 2818A

Los colores en la imagen representan un rango de emisiones de las nubes de la nebulosa: el rojo representa nitrógeno, verde el hidrógeno y azul, el oxígeno.


NGC 2818 es una de las pocas nebulosas planetarias en nuestra galaxia localizada dentro de un cúmulo abierto. Los cúmulos abiertos, en general, están vagamente unidos y se dispersan con el tiempo (cientos de millones de años). Las estrellas que forman las nebulosas planetarias típicamente viven por miles de millones de años. Así, es raro que un cúmulo abierto sobreviva lo suficiente para que uno de sus miembros forme una nebulosa planetaria. Este cúmulo es muy antiguo, estimado en casi mil millones de años.

La espectacular estructura de 2818 (también conocido como PLN 261+8.1) contiene las capas exteriores como una estrella como el Sol que fueron expulsadas al espacio interestelar durante las etapas finales de la vida de la estrella. Estos brillantes sudarios gaseosos fueron expulsados por la estrella antes de que agotara su combustible estelar que sostener las reacciones nucleares en su núcleo.

Nebulosa planetaria NGC 2818-Para ampliar

Las nebulosas planetarias son algunas de las estructuras más vistosas del cosmos y pueden variar extremadamente. NGC 2818 tiene una forma compleja. Sin embargo, dada la localización en el cúmulo, los astrónomos tienen acceso a información acerca de la nebulosa, como su edad y distancia, que de otra forma quizás no tendrían.

Fuente | Ultimas noticias del cosmos


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¿Escapa energía de un agujero negro en rotación?

En el corazón de MCG-6-30-15, una galaxia a 130 millones de años luz de distancia, hay un agujero. Es tan grande como la órbita de Marte. A este agujero las estrellas, gas y polvo están siempre cayendo -mucho material, equivalente a cien millones de soles. De este agujero nada escapa, incluso la luz. Es perfectamente negro, como la boca de un largo túnel. Es un agujero negro, en rotación. Desde hace algunos años, se especula que podría liberar energía. Un repaso del debate, basado en un articulo de Discover.


Ilustración de un agujero negro

Desde nuestro planeta, MCG-6-30-15 no dice mucho. Es una galaxia lenticular, sin los fotogénicos brazos que hacen notar a galaxias espirales como la Vía Láctea. “Es muy indistinguible”, dice Andrew Fabian, astrónomo de Cambridge, quien lo estuvo estudiando por más de una década.


En 2002, un equipo liderado por Jörn Wilms de la Universidad Tübingen en Alemania, publicó el mejor espectro hasta la fecha de la galaxia. No parecía mucho, sólo una curva de puntos con un pequeño pico en el centro. Era la Figura 1 de su reporte científico.

“No podíamos creer lo que era”, dice Wilms. El gráfico, según indican él y sus colegas, representa un gigante agujero negro rotando casi a la velocidad de la luz, el espacio-tiempo a su alrededor está retorcido como un remolino y los átomos fluorescentes de hierro que rastrean ese fantástico movimiento se funden como hojas en un remolino de agua.

El espectro de rayos-X de MCG-6-30-15

El fulgor de rayos-X de esos átomos de hierro es tan intenso que el calentamiento gravitacional sólo no puede explicarlo. Lo que ese pequeño gráfico podría representar es la detección de una nueva fuente de energía cósmica, una predicha un cuarto de siglo atrás pero nunca observada. Algunos teóricos creen que una gran parte de toda la luz en el universo, incluyendo sus estallidos más espectaculares, podrían generarse de esta forma. Su principio básico es familiar, Michael Faraday lo descubrió en 1831. Pero este escenario es exótico, por lo menos. Si Wilms y colegas tienen razón, no hay sólo un agujero, sino un generador electromagnético en el corazón de MCG-6-30-15, uno que toma la energía rotacional del espacio-tiempo y la convierte en luz, casi como un alternador de un automóvil genera electricidad.

Hubo un tiempo, antes de Faraday, cuando los generadores hubieran sido más exóticos que los agujeros negros, ya que éstos últimos se concibieron primero. El reverendo John Mitchell de Yorkshire, Inglaterra, un geólogo y astrónomo, además de clérigo, predijo su existencia en 1784, usando la física de Newton. Para Newton, la luz estaba hecha de partículas con masa, y la gravedad era una fuerza ejercida por los objetos masivos entre sí. Cuando más masivo y compacto era un objeto, mayor la velocidad requerida para escapar de su gravedad. Michell calculó que una estrella 500 veces más grande y masiva que nuestro Sol tendría una velocidad de escape de la velocidad de la luz. Las partículas de luz caerían entonces a la superficie de la estrella, como las flechas o las balas de cañón lo hacen la Tierra. Como la luz no podría salir de la estrella, aparecería totalmente negra.

Pero esta es una idea un tanto equivocada que aún permanece en muchos de nosotros, que un agujero negro es una estrella tan masiva que ni la luz puede escapar de allí.

La realidad es un poco más perturbadora, porque los agujeros negros obedecen a la leyes de Einstein, contenidas en su Teoría general de la relatividad. Para Newton, la gravedad era una fuerza misteriosa que de alguna manera emanaba de la masa y actuaba instantáneamente a lo largo de grandes distancias. Para Einstein, un objeto masivo curva el espacio-tiempo a su alrededor. Así, curva el camino de lo que viaje a través del espacio-tiempo, incluyendo la luz, cuyas partículas -fotones- no tienen masa, contrario a la que Newton pensaba.

La brecha entre Einstein y Newton se incrementa al hacerse más fuerte la gravedad y la curvatura del espacio, siendo los agujeros negros el caso más extremo.
El propio Einstein se negaba a creer que estos objetos pudieran existir. Actualmente sería difícil encontrar científicos que descrean de su existencia. Es que cuando suficiente masa se concentra en un espacio, por ejemplo, una gran estrella que ha consumido su combustible nuclear, ninguna fuerza puede resistir a la implosiva gravedad.

Eso es un agujero negro: una implosión de nunca acabar. No es sólo una estrella oscura, es un agujero infinitamente profundo en el espacio-tiempo. Se forma cuando un masivo objeto implosiona y se concentra en una circunferencia crítica llamada horizonte de sucesos, y así continúa hasta que toda la masa es concentrada en una singularidad.

“Piensa en un agujero negro no simplemente como un lugar donde la gravedad es extremadamente fuerte sino como un lugar donde el espacio-tiempo está siendo continuamente empujado al agujero”, señala el astrofísico Mitchell Begelman de la Universidad de Colorado, uno de los autores del paper de Wilms. “El espacio no está fuera del agujero en forma estacionaria. Está siendo estirado y empujado al agujero”.

El tiempo también es estirado. Si pudiésemos mirar desde la distancia un reloj cayendo a un agujero negro, lo veríamos enlentecerse, y en el horizonte de sucesos se detendría. Si el reloj estuviera en la muñeca de una persona que llevara una linterna y la encendiera hacia nosotros, veríamos que las ondas de luz también serían estiradas. A eso se llama corrimiento al rojo gravitacional. Una luz que comenzara siendo azul sería corrida hacia el rojo, el infrarrojo, las ondas de radio y en el horizonte de sucesos sería infinitamente larga y desaparecería.

Nuestro amigo no vería lo mismo. En su marco de referencia, su reloj y su luz azul se comportarían normalmente (eso es relatividad). Claro que su destino está echado. Una vez que penetre el horizonte de sucesos no podrá salir y será estirado al aproximarse a la singularidad.

Eso es un agujero negro: un lugar donde el futuro lleva sólo hacia dentro con resultados desagradables. Ahora imaginésmolo rotando muy rápidamente.

La mayoría de los agujeros negros deben rotar, al menos un poco. Las estrellas también lo hacen y cuando una grande colapsa, el agujero negro resultante debe rotar más rápido dado que la misma cantidad de momento angular se concentrará en una cantidad menor de espacio. Habría millones de agujeros negros estelares alrededor de nuestra galaxia, cada uno de entre 5 y 10 veces la masa de nuestro Sol.

Además de los agujeros negros estelares hay agujeros negros supermasivos. La última estimación de MCG-6-30-15 es de unos 2,6 millones de soles. Nadie está seguro de cómo se forman estos monstruos. Quizás por la colisión de agujeros negros estelares en el abarrotado núcleo galáctico. En cualquier caso, un agujero negro gigante habría nacido rotando y al seguir incrementándose de material, se añade momento angular y aumenta su velocidad. Se supone que finalmente, su horizonte de sucesos podría moverse a la velocidad de la luz como límite superior. Un agujero negro con una masa 100 millones de veces la del Sol, como MCG-6-30-15, tendría una circunferencia de más de 100 millones de millas y rotar una vez cada una hora y tres cuartos.

El 11 de junio de 2000, los fotones de rayos-X que dejaron MCG-6-30-15 durante el Cretáceo, hace 130 millones de años, llegaron al Observatorio espacial XMM-Newton. Los datos de millones de fotones fue lo que Wilms estudió.
MCG-6-30-15 no es más que un punto en el cielo. De observaciones previas de su espectro, combinada con muchos cálculos teóricos, los astrónomos se formaron una imagen de intensa actividad en su núcleo. El agujero negro central, creen los científicos, está rodeado de un disco de gas que rota en espiral. La mayoría de este disco de acreción es relativamente frío, “lo que significa que su temperatura está en los millones de grados”, señala Wilms. A esa temperatura brilla principalmente en azul y ultravioleta.

Andrew Fabian
Los rayos-X deben provenir de una fuente más caliente. La teoría dice que deben venir de una tenue nube o plasma de electrones y protones, llamada corona. Para estar a miles de millones de grados, la corona debe estar tan cerca del agujero negro que el gas que cae ya convirtió la mayoría de su energía gravitacional en calor. Y como la corona es pequeña, las emisiones de rayos-X de MCG-6-30-15 pueden cambiar rápidamente. “Hemos visto su brillo duplicarse en 100 segundos”, indica Fabian.

Más de una década atrás, Fabian y sus colegas descubrieron una forma de ver en esta resplandeciente nube casi en el borde del agujero negro. Fue esta extraña y sutil característica del espectro de rayos-X que el grupo de Wilms estaba buscando. Algunos de los rayos-X de la corona, notaron los investigadores de Cambridge, excitarían a los átomos de hierro en el disco de acreción. Así, algunos átomos de hierro fluorescerían, emitiendo rayos-X propios en una precisa línea en el espectro de energía:6.4 kilo-electrón voltios (keV), que es la energía que pierde un electrón cuando cae un nivel en un átomo de hierro a otro inferior.

Como los átomos de hierro en la galaxia se mueven, los astrónomos no ven la línea en los 6,4 keV. En cambio, posee un corrimiento, al azul cuando el disco se mueve hacia la Tierra y al rojo cuando se aleja. Cuando los astrónomos graban un espectro de toda la galaxia, la línea de hierro en ambas direcciones. Al mismo tiempo, también tiene un corrimiento al rojo gravitacional porque algunos átomos de hierro están muy cerca del agujero negro, donde el mismo tiempo y las ondas de luz son estirados.

El resultado es que la línea de emisión es una amplia y asimétrica curva, y cuanto más amplia, más rápido el hierro debe estar moviéndose y más cerca debe estar del agujero negro. Fabian predijo todo esto en 1989. En 1994, trabajando con investigadores japoneses y el satélite ASCA encontró evidencia para una amplia línea de hierro en MCG-6-30-15. Wilms y sus colegas esperaban resultados más concluyentes con el más sensitivo XMM-Newton.

“Y lo que vimos desde el principio fue que la línea de hierro estaba mal. Era más amplia de lo que esperábamos.” La excitación inicial fue seguida de preocupación acerca de su entendían su propio telescopio. “Casi mensualmente teníamos estos ataques de pánico sobre algún posible problema de calibración”, recuerda Chris Reynolds de la Universidad de Maryland, quien trabajó con Fabian en el estudio previo y con Wilms en este otro. “Debimos hacer todo el análisis de nuevo”.
El análisis consistió en construir un modelo teórico de MCG-6-30-15 que pudiera explicar los datos de la galaxia observada.
Los investigadores comenzaron con un modelo que incluía sólo rayos-X continuos de la corona. Encontraron que producía demasiados rayos-X a bajas energías y no suficiente en altas energías. Le añadieron una nube de cálida niebla a unos pocos años luz del agujero negro para absorber algunos rayos-X de baja energía. La niebla realmente parece existir. Luego añadieron un línea de hierro fluorescente, increíblemente brillante y corrido al rojo tan fuertemente que debía provenir de átomos de hierro disparados del horizonte de sucesos a la velocidad de la luz. Como un anillo brillante alrededor del agujero negro.
Para que los átomos sean tan brillantes tan cerca del agujero negro en la galaxia, el agujero debe estar rotando rápidamente. Al arrastrar el espacio-tiempo a su alrededor, un agujero en rotación permite que el gas orbite cerca del horizonte sin caer en él. Y si los átomos de hierro fluorescen tan brillantemente, algo está mal en el modelo estándar de los discos de acreción de agujeros negros. Esa visión indica que el disco sólo se enciende por energía gravitacional, que es convertida a calor y luz por fricción. Pero es difícil generar un anillo brillante de esa forma.
“No hay forma de producir más energía, por ejemplo, tirando el material al agujero negro más rápido. Se necesita otro mecanismo”, señala Reynolds.

El nuevo mecanismo para obtener energía de un agujero negro no es en realidad nuevo. Roger Blandford y Roman Znajek de Cambridge lo propusieron en 1977.
Los campos magnéticos pueden convertir energía rotacional en electricidad. El disco de acreción está formado por partículas cargadas y al moverse, generan un campo magnético. A partir de allí, las líneas de campo y el gas tienden a permanecer y moverse juntos. Cuando el gas cae al agujero negro, sigue las líneas del campo magnético. En la teoría de estos dos científicos, estas líneas sobresalen del horizonte de eventos como las espinas de un puercoespín.
“Faraday dijo que cambiar el flujo magnético genera una fuerza electromotiva, un voltaje, si quieres”, dice Blandford. “Es la base de los generadores simples. Aquí es lo mismo. Tenemos un agujero negro rotando, moviendo los campos magnéticos y creando voltajes. Esta vez, sin embargo, los voltajes pueden ser prodigiosamente grandes”.

Diagrama: posible explicación de MCG-6-30-15

Se puede pensar en las líneas de campo magnético como los cables de un circuito eléctrico gigante, con el agujero negro como generador o como bandas elásticas que aventuran las partículas cargadas eléctricamente al espacio distante.
Al caer materia al agujero negro incrementa su rotación y almacena energía. Libera energía y se enlentece un poco mientras las líneas del campo magnético acelera las partículas cargadas.

La teoría de Blandford y Znajek encaja con los jets cósmicos. Se trata de corrientes de gas que surgen de los núcleos de las galaxias, viajando a casi la velocidad de la luz.
Pero MCG-6-30-15 no tiene jets. Para ser una galaxia activa parece estar relativamente tranquila. Pero sí parece tener un brillante anillo alrededor del agujero negro y, hasta ahora, según Wilms y sus colegas, la fuente más plausible de esa luz es algún tipo de generador electromagnético generado por la rotación del agujero.

La ansiedad por saber realmente lo que ocurre es continuar las investigaciones. Fabian observó otra vez MCG-6-30-15 con XMM-Newton,con un tiempo de observación tres veces mayor al de Wilms, durante el cual duplicó su brillo. También encontraron una amplia línea de hierro. Y Fabian junto con Jon Miller de la Universidad de Michigan grabaron un espectro increíblemente similar de un agujero negro estelar en nuestra galaxia.

Los equipos de Europa y Estados Unidos proponen un super telescopio de rayos-X de nueva generación para continuar con sus observaciones, de forma más detallada.

Mientras tanto, sólo podemos intentar imaginar un remolino devorador del espacio tiempo que, quizás, también sea un fenomenal generador cósmico de energía.


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Medir la estructura y temperatura de una estrella de neutrones inactiva

¿Cómo se toma la temperatura de uno de los objetos más exóticos del universo? Una estrella de neutrones (~1,35 a 2,1 masas solares, mide apenas 24 km de diámetro) es el remanente de una supernova después de que haya muerto una gran estrella. Aunque no son tan masivas como para convertirse en agujeros negros, las estrellas de neutrones también acretan materia, acumulando gas de una compañera binaria, a menudo pasando por periodos prolongados de llamaradas.

Afortunadamente, podemos observar llamaradas de rayos-X (usando instrumentos como Chandra), pero no es la llamarada en sí lo que puede revelar la temperatura o estructura de una estrella de neutrones.





En la conferencia de la AAS de la semana pasada, los detalles sobre los resultados de una campaña de observación en rayos-X de MXB 1659-29, una fuente pasajera de rayos-X quasi-persistente (es decir, una estrella de neutrones que lanza llamaradas durante largos periodos), reveló algunas visiones fascinantes de la física de las estrella de neutrones, demostrando que cuando la corteza de una estrella de neutrones se enfría, la composición de la corteza se revela y puede medirse la temperatura de este exótico remanente de supernova…

Durante un estallido de llamarada, las estrellas de neutrones generan rayos-X. Estas fuentes de rayos-X pueden medirse y seguir su evolución. En el caso de MXB 1659-29, Ed Cackett (Universidad de Michigan) usó datos del Explorador Sincrónico de rayos-X Rossi de la NASA (RXTE) para monitorizar el enfriamiento de la corteza de la estrella de neutrones a lo largo de un periodo extendido de llamaradas de rayos-X. MXB 1659-29 lanzó llamaradas durante 2,5 años antes de “apagarse” en septiembre de 2001. Desde entonces, la fuente fue observada periódicamente para medir el decremento exponencial en emisiones de rayos-X.

Pero, ¿por qué es esto tan importante? Tras un largo periodo de llamaradas de rayos-X, la corteza de una estrella de neutrones se calentará. No obstante, se cree que el núcleo de la estrella de neutrones permanecerá comparativamente frío. Cuando la estrella de neutrones detiene sus llamaradas (cuando la acreción del gas, el alimento de las llamaradas, se corta), la fuente de calor para la corteza se pierde. Durante este periodo de “inactividad” (sin llamaradas), el flujo de rayos-X disminuido procedente de la estrella de neutrones en enfriamiento revela una enorma cantidad de información sobre las características de la estrella de neutrones.

Durante la inactividad, los astrónomos observarán rayos-X emitidos desde la superficie de la estrella de neutrones (en oposición a las llamaradas), por lo que pueden realizarse medidas directas de la estrella de neutrones. En su presentación, Cackett examinó cómo el flujo de rayos-X procedente de MXB 1659-29 se redujo exponencialmente y se equilibró en un flujo constante. Esto significa que la corteza se enfrió rápidamente después de las llamaradas, alcanzando finalmente el equilibrio térmico con el núcleo de la estrella de neutrones. Por tanto, usando este método, puede deducirse la temperatura del núcleo de la estrella de neutrones.

Incluyendo los datos de otra estrella de neutrones de rayos-X pasajeros, KS 1731-260, los índices de enfriamiento observados durante el inicio de la inactividad, sugiere que estos objetos tienen redes en la corteza bien ordenadas con muy pocas impurezas. El rápido decremento de la temperatura (de las llamaradas a la inactividad) necesita aproximadamente de 1,5 años para llegar al equilibrio térmico con el núcleo de la estrella de neutrones. Ahora se llevará a cabo un posterior trabajo usando datos de Chandra de tal forma que pueda descubrirse más sobre estos objetos exóticos de rápido giro.

De pronto, las estrellas de neutrones se hicieron menos misteriosas para mi en una charla de 10 minutos del martes, me encantan las conferencias…

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Comienza la caza de la tercera estrella "asesina" en el sistema binario BD+20 307

En septiembre, el Observatorio de Rayos-X Chandra anunció que había observado algo muy extraño en BD+20 307. El sistema binario parecía tener un disco de polvo alrededor del mismo, indicando un sistema de formación planetario joven de una fracción de la edad del Sistema Solar. No obstante, es bien conocido que las binarias tenían en realidad varios miles de millones de años. Resultó que el disco había sido creado por un evento planetario muy raro; una colisión planetaria cataclísmica.

El miércoles, en la conferencia de la AAS en Long Beach, asistí a la sesión de “Planetas Extrasolares” para escuchar más resultados sobre los apasionantes descubrimientos de exoplanetas del Hubble en noviembre, no obstante, para mi, la charla más cautivadora fue sobre el la extraña vieja y polvorienta binaria y el futuro trabajo de detective que se llevará a cabo para rastrear al asesino planetario…




La charla por parte de los astrofísicos que trabajan con los datos ópticos de Hubble fue extraordinaria, mostrando algo de la ciencia tras los últimos años de una serie de observaciones directas de exoplanetas, particularmente el masivo planeta que orbita la estrella Fomalhaut, dando forma a un disperso disco de polvo. No obstante, no hubo más noticias de las que informar, aparte de algunos interesantes modelos numéricos que los científicos usarán para caracterizar a Fomalhaut b y una charla muy interesante sobre el tiempo de vida predicho para exoplanetas que sufren fuerzas de marea (de la cual, por desgracia, me perdí los primeros cinco minutos al perderme en el Centro de Convenciones de Long Beach).

La presentación que captó mi interés fue una revisión de Ben Zuckerman sobre el progreso realizado en el estudio de BD+20 307. Hace unos pocos meses, esta investigación causó un gran interés dado que proporcionaba la primera evidencia de una enorme colisión planetaria rocosa en el sistema estelar a 300 años luz de distancia. Naturalmente, muchas fuentes se apresuraron a sacar titulares como: ¿Así se vería el Sistema Solar si la Tierra fuese impactada por otro cuerpo planetario? Como apuntó Zuckerman, el hecho de que el grupo usara una impresión artística de un cuerpo similar a la Tierra colisionando (además de masas de tierra y océanos como se ve en la imagen de arriba) no fue un accidente. BD+20 307 ciertamente tiene una edad en la que se podrían haber formado océanos y haber medrado la vida – tal y como conjetura morbosamente. No por más tiempo…

Normalmente cuando observamos polvo alrededor de una estrella, podemos suponer que es un sistema estelar de formación planetaria bastante joven. A la inversa, tal y como descubrí en gran profundidad en la conferencia, los viejos sistemas de enanas blancas pueden revelar mucho sobre su pasada población planetaria cuando se estudian sus contaminantes de polvo. No obstante, el polvo contenido en el sistema BD+20 307 es un misterio. Los astrónomos habían descubierto un sistema, de edad comparable al nuestro con una gran cantidad de polvo caliente (T~500K). Un sistema de tal edad tendrían que haber sido expulsado hace mucho (a través de la presión del viento estelar) o acretado cualquier resto de polvo de las etapas de formación planetaria. Por tanto, la única explicación que queda es que un cuerpo rocoso colisionó con otro, expulsando una enorme cantidad de partículas de polvo de tamaño de micras.

Entonces, ¿así es como se vería el Sistema Solar si la Tierra fuese golpeada por otro planeta? Posiblemente.

Zuckerman entró entonces en parte del trabajo que se está realizando para comprender cómo pudo hacer tenido lugar, en primer lugar, la colisión planetaria. Después de todo, los planetas de nuestro Sistema Solar se han establecido en órbitas estable a largo plazo, cualquier planeta en BD+20 307 tendrá las mismas cualidades. Existen algunas cuestiones sobre si las estrellas binarias pueden haber contribuido a desestabilizar el sistema, pero Zuckerman rápidamente argumentó contra esta idea; dado que la binaria tiene una órbita muy cerrada (con un periodo orbital de sólo 3,5 días), el planeta destruido habrá encontrado una órbita estable lejos de cualquier variación gravitatoria.

Entonces, ¿qué podría haber provocado la carnicería en BD+20 307? Sabemos que los cuerpo planetarios masivos ejercen un enorme tirón gravitatorio sobre su estrella madre y otros planetas en un sistema (como Júpiter en el caso de nuestro Sistema Solar), ocasionalmente los intimida (y a veces los captura) en su camino. Un pequeño golpe en la dirección equivocada y los planetas podrían salirse de sus órbitas, y ser colocados en un curso de colisión. Por lo que ahora se está poniendo un gran esfuerzo en buscar la tercera y débil estrella en BD+20 307. Tal vez podría estar orbitando muy lejos de la binaria danzante, pasando ocasionalmente por los cuerpos planetarios, configurando el enorme evento de colisión.

Esto ciertamente parece razonable, dado que el 70% de los sistemas estelares binarios se ha encontrado que tienen una tercera estrella. No obstante, el equipo de Zuckerman aún tiene que encontrar la tercera estrella “asesina” y parece confiar que tras un análisis cuidadoso no existe ningún otro cuerpo estelar en un radio de 20 UA respecto al par binario. Lo siguiente es intentar el estudio del “temblor” del centro de masa de la binaria BD+20 307 para ver si hay alguna anomalía gravitatoria cuando la misteriosa “tercera estrella” tire del par.

Fuente | Ciencia kanija


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Estrellas fugitivas van a la velocidad de una bala



Un total de 14 jóvenes estrellas que vuelan a través de nubes de gas como balas, creando brillantes estructuras en puntas de flecha y colas de gas reluciente, han sido reveladas por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA. Representan un nuevo tipo de estrellas fugitivas, dicen los científicos.

El descubrimiento de estras veloces estrellas por Hubble, anunciado en la 213 reunión de la Sociedad Astronómica Americana, llegó como algo totalmente inesperado para los astrónomos que las encontraron.





“Creemos que hemos encontrado una nueva clase de estrellas brillantes intrusas de alta velocidad”, dijo el líder del estudio Raghvendra Sahai del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California. “Encontrar estas estrellas es una completa sorpresa debido a que no las estábamos buscando. Cuando vimos las imágenes, dije ‘Wow’. Esto es como una bala acelerando a través del medio interestelar”.

Las estructuras en forma de punta de flecha, o arcos de choque, visto en frente de las estrellas se formó cuando los potentes vientos estelares de las estrellas (flujos de gas neutro o cargado que fluyen desde las estrellas) impactan en el denso gas de alrededor, como una lancha a motor empujando el agua de un lago.

Estrellas juveniles

Los potentes vientos estelares sugieren que las estrellas son jóvenes, sólo de unos pocos millones de años de antigüedad, concluye el equipo. La mayor parte de las estrellas producen vientos estelares cuando son muy jóvenes o muy viejas; y sólo las estrellas muy masivas (con masas mayores que 10 veces la del Sol) pueden mantenerse generando estos vientos a lo largo de sus vidas.

Pero los objetos que Sahai y su equipo han encontrado no son muy masivos, dado que no tienen brillantes nubes de gas ionizado a su alrededor. Parecen ser estrellas de tamaño medio de hasta 8 veces la masa del Sol.

LA juventud de las estrellas también se evidencia por el hecho de que la forma de las nebulosas alrededor de las estrellas moribundas es muy distinta a lo que vemos alrededor de estas estrellas encontradas por el Hubble, y las estrellas viejas casi nunca se encuentran dentro de densas nubes estelares, tal y como están estas estrellas.

Fugitivas

Los arcos de choque que crean estas estrellas en esas nubes interestelares podrían tener de 160 mil millones a 1,6 billones de kilómetros (el equivalente a 17 veces el diámetro del Sistema Solar, más allá de la órbita de Neptuno).

Estos arcos de choque indica que las estrellas están viajando rápido, más de 180 000 km/h con respecto al denso gas en el que se encuentran – aproximadamente cinco veces más rápido que las estrellas jóvenes típicas.

Sahai y su equipo cree que las estrellas jóvenes son fugitivas que fueron lanzadas desde los cúmulos en los que nacieron.

“Las estrellas de alta velocidad probablemente fueron expulsadas de sus hogares, que probablemente fueron cúmulos estelares masivos”, dijo Sahai.

Existen dos escenarios posibles para cómo pudo suceder esta expulsión estelar: Una forma es si una estrella de un sistema estelar binario explotase como supernova y la compañera fuese lanzada. Otra es una colisión entre dos sistemas estelares binarios o un sistema binario y una tercera estrella. Una o más de estas estrellas podrían hacer capturado energía en la interacción y escapado del cúmulo.

Suponiendo que la fase joven de estas estrellas dura sólo un millón de años y que las estrellas viajan a una velocidad de 180 000 km/h, han viajado aproximadamente 160 años luz, dijo Sahai.

La punta del iceberg

Las estrellas observadas por Sahai y su equipo no son las primeras fugitivas estelares que han encontrado los astrónomos. El Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) captó unos objetos similares a finales de la década de 1980.

Pero esas estrellas produjeron unos arcos de choque mucho mayores que los encontrados por el Hubble, lo que sugiere que son estrellas más masivas con vientos estelares más potentes.

“Las estrellas de nuestro estudio probablemente tienen una masa menor, y/o menor velocidad que sus homólogos masivos con arcos de choque detectados por IRAS”, dijo Sahai. “Creemos que las estrellas fugitivas masivas observadas antes son sólo la punta de iceberg. Las estrellas vistas con Hubble pueden representar al grueso de la población, tanto por que hay muchas más estrellas de menor masa habitando el universo, como porque un número mucho mayor están sujetas a velocidades de salida modestas”.

Estas estrellas renegadas no son fáciles de encontrar debido a que “no sabes dónde buscar debido a que no puedes predecir dónde irán”, explicó Sahai. “Por lo que todas ellas han sido encontradas de manera fortuita, incluyendo las 14 estrellas encontradas por Hubble”.

Sahai y su equipo en realidad estaban buscando nebulosas pre-planetarias, las viejas estrellas hinchadas a punto de despojarse de la mayor parte de sus capas antes de convertirse en brillantes nebulosas planetarias.

Los astrónomos están planeando siguientes estudios para buscar más intrusos, así como estudiar qué efecto tienen sobre el gas que las rodea.

“Una de las cuestiones que generan estos llamativos encuentros es qué efecto tienen sobre las nubes”, dijo el miembro del equipo de estudio Mark Morris de la Universidad de California en Los Ángeles. “¿Es un destello insignificante globalmente, o los potentes vientos de estas estrellas agitan las nubes y por tanto frenan la evolución de la formación de otra generación estelar?”

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¿Podrían las estrellas de quarks explicar los potentes campos magnéticos de los magnetares?


Los magnetares son violento primos exóticos de las bien conocidas estrellas de neutrones. Emite ingentes cantidades de rayos gamma, rayos-X y poseen un potente campo magnético. Las estrellas de neutrones también tienen potentes campos magnéticos (aunque débiles en comparación con los magnetares), conservando el campo magnético de la estrella padre antes de que explotase como supernova. No obstante, la enorme fuerza del campo magnético predicha a partir de las observaciones de magnetares es un misterio. ¿De dónde obtienen los magnetares sus poderosos campos magnéticos? De acuerdo con una nueva investigación, la respuesta podría estar en las aún más misteriosas estrellas de quarks…






Es bien conocido que las estrellas de neutrones tienen potentes campos magnéticos. Las estrellas de neutrones nacen a partir de supernovas y conservan el magnetismo y momento angular de la estrella madre. Por tanto, las estrellas de neutrones son extremadamente magnéticas, a menudo cuerpos de giro rápido que expulsan potentes flujos de radiación desde sus polos. A veces, las estrellas de neutrones no se comportan como deberían, expulsando copiosas cantidades de rayos-X y rayos gamma, exhibiendo un campo magnético muy poderoso. Estas entidades extrañas y violentas son conocidas como magnetares. Dado que son un descubrimiento bastante reciente, los científicos están trabajando duro para comprender qué son los magnetares y cómo adquieren sus potentes campos magnéticos.

Denis Leahy, de la Universidad de Calgary en Canadá, presentó un estudio sobre los magnetares el 6 de enero en la reunión de la AAS en Long Beach, revelando que una hipotética “estrella de quarks” podría explicar lo que estamos viendo. Las estrellas de quarks se cree que son la siguiente etapa en las estrellas de neutrones; cuando las fuerzas gravitatorias superan la estructura de la materia degenerada en neutrones, el resultado es la materia de quark (o materia extraña). No obstante, la formación de una estrella de quarks puede tener un importante efecto colateral. El ferromagnetismo de color en la materia de quark bloqueada de color-sabor (la forma más densa de la materia de quark) podría ser un mecanismo viable para generar el flujo magnético inmensamente potente que se observa en los magnetares. Por tanto, los magnetares pueden ser la consecuencia de materia de quark muy comprimida.

Estos resultados llegaron mediante una simulación por ordenador, ¿cómo podemos observar los efectos de una estrella de quarks — o la “fase de estrella de quarks” de un magnetar — en un remanente de supernova? De acuerdo con Leahy, la transición de una estrella de neutrones a una estrella de quarks podría tener lugar desde unos días a miles de años después del evento de supernova, dependiendo de las condiciones de la estrella de neutrones. ¿Y qué veríamos cuando tuviese lugar esta transición? Habría un destello secundario de radiación procedente de la estrella de neutrones después de la supernova debido a la liberación de energía cuando colapse la estructura de neutrones, proporcionando posiblemente a los astrónomos una oportunidad de “ver” un magnetar “conectándose”. Leahy también ha calculado que 1 de cada 10 supernovas deberían producir un remanente de magnetar, por lo que hay una buena posibilidad de observar este mecanismo en acción.

Fuente | Ciencia kanija

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Planetas similares a Júpiter podrían formarse alrededor de soles gemelos

Monóxido de carbono y cianuro de hidrógeno encontrados en una nube de gas orbitando V4046 Sgr.

La vida en un planeta gobernado por dos soles puede ser un poco complicada. Dos amaneceres, dos atardeceres. El doble de campo de radiación.

En un artículo publicado en el ejemplar de diciembre de 2008 de la revista Astronomy and Astrophysics, el astrónomo Joel Kastner y su equipo sugieren que los planetas pueden formarse fácilmente alrededor de cierto tipo de sistemas estelares gemelos (o binarios). Un disco de moléculas descubierto orbitando a una pareja de jóvenes soles gemelos en la constelación de Sagittarius sugiere con fuerza que muchos de tales sistemas binarios también albergan planetas.

“Creemos que el gas molecular orbitando esas dos estrellas representa casi literalmente el “arma humeante” de un reciente, o en curso, proceso de formación de planetas gaseosos gigantes (similares a Júpiter) alrededor del sistema estelar binario”, dice Kastner, profesor en el Centro Chester F. Carlson para Ciencia de Fotografía del Instituto Rochester de Tecnología.



Kastner usó el radiotelescopio de 30 metros del Instituto de Radio Astronomía Milimétrica (IRAM) para estudiar el espectro radiomolecular emitido desde la vecindad de las dos estrellas en un sistema binario llamado V4046 Sgr, el cual está a 210 años luz de distancia de nuestro Sistema Solar. (V4046 Sgr es la estrella de brillo variable 4046 en la constelación de Sagittarius.) Los científicos encontraron materia prima “en gran abundancia” para la formación de planetas alrededor de estrellas cercanas, incluyendo monóxido de carbono circumestelar y cianuro de hidrógeno, en la nociva nube de gas molecular.

Las jóvenes estrellas, aproximadamente de 10 millones de años de antigüedad, están muy cerca unas de otras – sólo 10 diámetros solares de distancia – y se orbitan entre sí una vez cada 2,5 días.

“En este caso las estrellas están tan juntas, y el perfil del gas en términos de tipos de moléculas, que es muy parecido al tipo de discos gaseosos que vemos alrededor de las estrellas aisladas, por lo que es un vínculo real entre la formación de planetas alrededor de estrellas únicas y alrededor de estrellas dobles”, dice Kastner.

Los planetas que se acaban de formar alrededor de estrellas jóvenes como los gemelos de V4046 Sgr podría dejar unos restos de gas, una pista potencial para los astrónomos que buscan planetas.

Recientemente, la fotografía directa de planetas orbitando estrellas aisladas en Fomalhaut y HR 8799 confirmó irrefutablemente la existencia de planetas extrasolares — aquellos que orbitan otras estrellas distintas al Sol. En primavera, Kastner espera usar IRAM para buscar restos de gas dejados por la formación de planetas orbitando a HR 8799.

Kastner espera comprar el perfil molecular de los restos de gas alrededor de la estrella aislada (HR 8799) con la composición del gas alrededor del sistema estelar dual (V4046 Sgr).

No siendo un buscador de planetas él mismo, Kastner anima a otros científicos a observar de cerca a V4046 Sgr para ver si los planetas se forman a su alrededor.

“Realmente no tenemos ninguna idea ahora sobre qué tipo de planetas se forman alrededor de una estrella doble o incluso su los planetas pueden formarse alrededor de las estrellas dobles”, dice Kastner. “No es algo que esté establecido. Es teóricamente posible, pero no estoy al tanto de ninguna observación de un planeta orbitando una estrella doble. Espero que alguien salga a buscarlo pronto, si no lo han hecho ya, alrededor de V4046 Sagittarius.”

Fuente | Ciencia kanija


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¿Podría un misterioso estallido ser un nuevo fenómeno estelar?

El Telescopio Espacial Hubble captó de forma fortuita un misterioso estallido de luz el 21 de febrero de 2006. A lo largo de los siguientes 100 días, el objeto, catalogado como SCP 06F6, brilló y se apagó lentamente. Los astrónomos no conocen la distancia al objeto, por lo que podría estar en nuestra Vía Láctea o a una gran distancia astronómica, y la firma de luz de este evento no encaja con el comportamiento de una supernova ni de ningún fenómenos de tránsito astronómico observado anteriormente en el universo.

Podría representar una clase completamente nueva de fenómeno estelar que ha pasado anteriormente sin detección en el universo, dijo Kyle Barbary del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley (LBNL) en Berkeley, California. "Nadie ha sido capaz de dar una explicación satisfactoria para este objeto", dijo en una conferencia de prensa en la reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Long Beach, California.






Los astrónomos normalmente observan intensos destellos de luz procedentes de una variedad de explosiones estelares y estallidos, tales como las novas y supernovas. Pero el aumento y caída en el brillo tiene una firma que simplemente nunca ha sido registrada para ningún otro tipo de evento celeste. El pico de supernova no dura más de 70 días, y los eventos de lentes gravitatorias son mucho más cortos. Por tanto, esta observación desafía a cualquier explicación simple”, dijo Barbary. “Nuna hemos visto nada como esto”.

Hubble fue dirigido hacia un cúmulo de galaxias a 8000 millones de años luz en la constelación de primavera de Bootes. Pero el misterioso objeto podrían estar en cualquier parte intermedia, incluso en el halo de nuestro propia Vía Láctea.

Una serie de artículos publicados por otros investigadores desde que se informó del evento en junio de 2006, han sugerido toda una colección de extravagantes posibilidades: el colapso y explosión del núcleo de una estrella rica en carbono, una colisión entre una enana blanca y un asteroide, o la colisión de una enana blanca con un agujero negro. En la conferencia de prensa, se preguntó a Barbary cuál era la explicación más extraña para el objeto: “En broma, alguien dijo que era otra civilización encendiendo su Gran Colisionador de Hadrones y estallando”, — lo cual obtuvo bastantes risas entre la audiencia. “¡No me cites diciendo eso!”, añadió.

Pero Barbary no cree que ningún modelo de los ofrecidos hasta el momento ofrezca una explicación completa de las observaciones. “No creo que realmente sepamos lo que significa el descubrimiento hasta que no observemos objetos similares en el futuro”.

Los estudios de todo el cielo buscando fenómenos variables, tales como los que se llevarán a cabo con el Gran Telescopio de Estudio Sináptico, pueden finalmente encontrar eventos de tránsito similares en el universo.

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Un desierto de enanas marrones



Las enanas marrones, objetos que son menos masivos que las estrellas pero mayores que los planetas, se hacen más esquivas, basándose en el estudio de 233 sistemas estelares múltiples cercano por parte del Telescopio Espacial Hubble de la NASA. Hubble encontró apenas dos enanas marrones como compañeras de las estrellas normales. Esto significa que el conocido como “desierto de enanas marrones” (la ausencia de enanas marrones alrededor de estrellas del tipo del Sol) se extiende a las estrellas más pequeñas del universo.

Las 233 estrellas estudiadas son parte del estudio RECONS (Consorcio de Investigación sobre Estrellas Cercanas) orientado a comprender la naturaleza de las vecinas estelares más cercanas al Sol, tanto individualmente como población. Los objetivos primarios actuales son descubrir y caracterizar los miembros “perdidos” de la muestra de estrellas en un radio de 32,6 años luz (10 pársecs) de la Tierra.




RECONS busca estrellas cercanas a través del análisis de estudios existentes de todo el cielo, combinados con observaciones de una variedad de telescopios en ambos hemisferios. Se conoce un total de 12 enanas marrones dentro de los 32,6 años luz de distancia de la Tierra, comparado con las 239 estrellas enanas rojas (estrellas que tienen como mucho el 20 por ciento de la masa del Sol y que tiene aproximadamente la mitad de su tamaño y temperatura).

De hecho, el número de enanas marrones conocidas está cerca del de planetas extrasolares conocidos. No obstante, el número de exoplanetas conocido en esta región hasta el momento es probable que sea sólo un limite inferior dado que los exoplanetas de masas inferiores no están dentro de nuestra capacidad actual de detección.

Sergio Dieterich de la Universidad Estatal de Georgia en Atlanta y líder del estudio informa de los resultados en la 213 reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Long Beach, California.

“Aún no hemos encontrado enanas marrones alrededor de pequeñas estrellas rojas cuya masa es sólo ligeramente superior al límite de fusión del hidrógeno. Especialmente cuando consideramos el hecho de que las enanas marrones binarias existen, el hecho de que haya muy pocas binarias cuyos componentes están en distintos lados del límite de fusión del hidrógeno es significativo”, dice Dieterich.

El estudio Hubble, tomado con la Cámara del Infrarrojo Cercano de Hubble y Espectrómetro Multi-Objeto (NICMOS), proporciona una sólida estadística que apunta al hecho de que las enanas marrones no existen alrededor de las estrellas menos masivas. “Si el índice de masa es el factor principal esperaríamos encontrar más enanas marrones alrededor de pequeñas estrellas rojas que alrededor de estrellas del tipo solar”, dice Dieterich.

Estos resultados se complementan con otro estudio del que se informa en la reunión de la AAS por parte de Micaela Stumpf del Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg, Alemania. Los resultados implican que las enanas marrones tienden a unirse con las de su propio tipo.

Casi 10 años de observaciones de NICMOS, combinadas con recientes resultados de ópticas adaptativas terrestres, han proporcionado una primera estimación de la órbita del sistema doble de enanas marrones Kelu-1 AB. La excéntrica órbita está inclinada casi de lado vista desde la Tierra y las enanas marrones completa una órbita cada 38 años.

Basándose en la dinámica orbital, la masa total del sistema se estima que tiene 184 masas de Júpiter, basándose en medidas fotométricas y espectroscópicas, las dos enanas marrones no tienen más de 61 y 50 masas de Júpiter respectivamente (una estrella no es menor de 75 veces la masa de Júpiter). Stumpf informa que puede haber un tercer miembro en el sistema que cuente con la “masa perdida”. Esto lo haría potencialmente el primer sistema triple de enanas marrones confirmado.

Los estudios de todo el cielo planificados para la próxima década, con telescopios avanzados como el Telescopio de Gran Estudio Sinóptico, prometen la resolución final del misterio del “desierto de enanas marrones” realizando una profunda búsqueda infrarroja en busca de la población subyacente de enanas marrones.

Fuente | Ciencia kanija

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¿Qué fue primero, las galaxias o los agujeros negros?

Los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias pueden haberse formado antes que las propias galaxias, según ha encontrado un nuevo estudio.

El abultamiento central de una galaxia normalmente tiene mil veces más masa que el agujero negro central de su centro, pero este no es el caso en las galaxias más jóvenes, según informa un equipo internacional en la reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Long Beach, California.



Crecimiento eficiente

En lugar de esto, los agujeros negros son relativamente mucho mayores en las galaxias bebés, apuntando que los agujeros llegaron primero. Esto cambia la forma en la que los astrónomos piensan en el crecimiento y evolución de las galaxias, de acuerdo con el miembro del equipo Dominik Riechers.

“Nuestros hallazgos demuestran que… una simple regulación del proceso que permite el crecimiento simultáneo no puede ser la única razón para la relación [entre los agujeros negros y los abultamientos]“, dijo Riechers, astrónomo del Instituto Tecnológico de California en Pasadena, Estados Unidos.

“Incluso si observamos a los eventos más extremos de rápida formación estelar en el universo, esto son más lentos y menos eficientes que el crecimiento de los agujeros negros masivos”, dijo.

Para hacer tal descubrimiento, el equipo de Reicher estudió las condiciones durante el primer mil millón de años del universo usando el radio observatorio Conjunto Muy Grande en Nuevo México, y el Interferómetro en Plateau de Bure en Francia.

Viaje en el tiempo

Estos telescopios son capaces de ver las galaxias alejadas tal y como eran durante los primeros mil millones de años de existencia del universo.

Parece que las galaxias “esferoidales” tienen un agujero negro supermasivo en su centro, dijo Riechers, y hasta ahora, los astrónomos habían observado que la masa de los agujeros negros siempre era aproximadamente una milésima de la masa del abultamiento central de estrellas de la galaxia.

Esta correlación sugería a los científicos que el mismo proceso físico debía regular el crecimiento tanto de agujeros negros como de las galaxias que los rodean, pero los nuevos hallazgos demuestran que otras fuerzas pueden estar también funcionando.

Esto también ayuda a resolver el problema galáctico de la gallina y el huevo: ¿las galaxias se forman alrededor de los agujeros negros, o los agujeros negros crecen dentro de galaxias existentes?

“Vemos que algunos de los agujeros negros más masivos de las galaxias actuales ya estaban formados hace más de 12 mil millones de años”, dijo Riechers, mucho antes que las propias galaxias.

Riechers dijo que su equipo intentara ahora descubrir cómo los agujeros negros y el abultamiento afectan al crecimiento del otro y por qué llegan a la razón estándar de masa de 1:1000.

Los expertos planean usar nuevos telescopios que entrarán en funcionamiento en los próximos años, tales como el Gran Conjunto Milimétrico/Submilimétrico (ALMA), el cual tendrá la sensibilidad y poder de resolución para ver la formación de algunas de las primeras galaxias del universo.

“Un verdadero hito”

Demostrar que la razón de masa de un agujero negro supermasivo respecto al abultamiento central de las galaxias cambia con el tiempo es el primer paso para comprender cómo se formaron estas galaxias, comentó John Dickey, astrónomo de la Universidad de Tasmania en Hobart, Australia.

“Este es un verdadero hito”, dijo Dickey. “Si los resultados pueden ser replicados por otros investigadores, ciertamente apuntará a que los agujeros negros se formaron primero. Esto es bastante distinto a lo que mucha gente habría dicho hace unos años”.

Fuente | Ciencia kanija

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El Telescopio Fermi de NASA revela una docena de nuevos púlsares

El Telescopio Espacial de rayos-gamma Fermi de la NASA ha descubierto 12 nuevos púlsares sólo de rayos-gamma y ha detectado pulsos de rayos gamma en otros 18. Los hallazgos están transformando nuestra comprensión de cómo funcionan estos rescoldos estelares.

"Conocemos 1800 púlsares, pero hasta Fermi sólo veíamos pequeñas briznas de energía de apenas un puñado de ellos", dice Roger Romani de la Universidad de Stanford en California. "Ahora, para docenas de púlsares, estamos viento el poder real de estas máquinas".






Un púlsar es una estrella de neutrones de giro rápido altamente magnetizada, el núcleo aplastado dejado cuando estalla un Sol masivo. La mayor parte se encontraron a través de sus pulsos en longitudes de onda de radio, lo cual se piensa que está causado por estrechas emanaciones de rayos similares a un faro procedentes de los polos magnéticos de la estrella.

Si los polos magnéticos y el eje de giro de la estrella no se alinean con exactitud, el pulsar giratorio barre con sus rayos el cielo. Los radiotelescopios de la Tierra pueden detectar una señal su uno de esos rayos pasa por nuestro camino. Desgraciadamente, cualquier censo de púlsares está automáticamente sesgado debido a que sólo vemos lo que tienen rayos que barren la Tierra.

“Esto ha sesgado nuestra comprensión de las estrellas de neutrones durante 40 años”, dice Romani. Los rayos de radio son fáciles de detectar, pero representan sólo unas pocas partes por millón de la energía total de un púlsar. Sus rayos gamma, por otra parte, cuenta con un 10 por ciento o más. “Por primera vez, Fermi nos da una visión independiente de lo que hacen las estrellas pesadas”, añade.

Los púlsares son dinamos cósmicas fenomenales. A través de procesos que no se comprenden por completo, los intensos campos magnéticos y eléctricos de un púlsar y su rápido gira aceleran partículas casi a la velocidad de la luz. Los rayos gamma permiten a los astrónomos tener una visión del corazón del acelerador de partículas.

“Solíamos pensar que los rayos gamma surgían cerca de la superficie de la estrella de neutrones desde los polos, donde se forman los rayos de radio”, dice Alice Harding del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland. “Los nuevos púlsares sólo de rayos gamma acaban con esta idea”. Ella y Romani hablaron hoy en la reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Long Beach, California.

Los astrónomos creen que los pulsos de rayos gamma surgen muy por encima de la estrella de neutrones. Las partículas producen rayos gamma cuando aceleran a lo largo de los arcos del campo magnético abierto. Para el púlsar Vela, la fuente persistente de rayos gamma más brillante del cielo, la región de emisión se cree que está a 500 kilómetros sobre la estrella, la cual tiene 36 kilómetros de diámetro.

Los modelos existentes colocan las emisiones de rayos gamma a lo largo de los límites entre las líneas de campo magnéticas abiertas y cerradas. Una versión se inicia a gran altura; la otra implica emisiones desde la superficie de la estrella siguiendo todo el camino hacia el exterior. “Hasta ahora, las observaciones de Fermi no pueden distinguir qué modelo es el correcto”, dice Harding.

Debido a que la rotación alimenta sus emisiones, los púlsares aislados se frenan conforme se hacen viejos. El púlsar de 10 000 años CTA 1 pulsar, que anunció el equipo de Fermi en octubre, se frena aproximadamente un segundo cada 87 000 años.

Fermi también captó pulsos de rayos gamma procedentes de púlsares de siete milisegundos, así llamados porque giran entre 100 y 1000 veces en un segundo. Mucho más viejos que Vela y CTA 1, estos objetos aparentemente paradójicos rompen las reglas viviendo en sistemas binarios que contienen una estrella normal. La materia estelar acretada desde la compañera puede acelerar el giro de la estrella hasta que su superficie se mueve a una fracción apreciable de la velocidad de la luz.

Fuente | Ciencia kanija

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Físicos "aprietan" por primera vez la luz a su límite cuántico

Un equipo de físicos de la Universidad de Toronto ha demostrado una nueva técnica para apretar la luz a su límite cuántico fundamental, un hallazgo que tiene aplicaciones potenciales para las medidas de alta precisión, siguiente generación de relojes atómicos, la novedosa computación cuántica y nuestra comprensión más fundamental del universo.

Krister Shalm, Rob Adamson y Aephraim Steinberg del Departamento de Física y Centro de Información Cuántica y Control Cuántico de la Universidad de Toronto (UT), publican sus hallazgos en el ejemplar del 1 de enero de la revista Nature.






“Las medidas precisas yacen en el corazón de toda la ciencia experimental: cuanto más precisas sean las medidas, más información podemos obtener. En el mundo cuántico, donde las cosas se hacen más pequeñas, la precisión de las medidas se hace más esquiva”, explica la estudiante de doctorado Krister Shalm.

La luz es una de las herramientas de medida más precisas en la física y se ha usado para estudiar cuestiones fundamentales en la ciencia, desde la relatividad especial a preguntas respecto a la gravedad cuántica. Pero la luz tiene sus límites en el mundo de la moderna tecnología cuántica.

La partícula de luz más pequeña es un fotón y es tan pequeña que una bombilla común emite miles de millones de fotones en una billonésima de segundo… “A pesar de la naturaleza inimaginablemente efervescente de estas diminutas partículas, las tecnologías cuánticas modernas dependen de fotones aislados para almacenar y manipular la información. Pero la incertidumbre, también conocida como ruido cuántico, se interpone en el camino de la información”, explica el Profesor Aephraim Steinberg.

Apretar es una forma de incrementar la certidumbre de una cantidad tal como la posición o velocidad pero se hace a un coste. “Si aprietas la certidumbre de una propiedad que es de un interés particular, la incertidumbre de otra propiedad complementaria crece inevitablemente”, comenta.

En el experimento de la UT, los físicos combinaron tres fotones distintos de luz dentro de una fibra óptica para crear un trifotón. “Una extraña característica de la física cuántica es que cuando varios fotones idénticos se combinan, como se hace en las fibras ópticas que llevan internet a nuestras casas, sufren una “crisis de identidad” y ya no se puede decir qué está haciendo un fotón concreto”, dice Steinberg. Los autores entonces apretaron un estado trifotónico para recoger la información cuántica codificada en la polarización del trifotón. (La polarización es una propiedad de la luz que es la base de las películas en 3D, gafas de sol con reducción de reflejo, y toda una nueva ola de tecnologías avanzadas tales como la criptografía cuántica).

En todos los trabajos anteriores, se asumía que se podría apretar indefinidamente, simplemente tolerando el crecimiento de la incertidumbre en la dirección que no era de interés. “Pero el mundo de la polarización, como la Tierra, no es plano”, dice Steinberg.

“Un estado de polarización puede imaginarse como un pequeño continente flotando en una esfera. Cuando apretamos nuestro continente trifotón, al principio todo sucedió como en experimentos anteriores. Pero cuando apretamos con suficiente fuerza, el continente se estiró tanto que comenzó a “enrollarse” sobre la superficie de la esfera”, dice.

“Para llevar más lejos la metáfora, todos los experimentos anteriores fueron confinados a áreas tan pequeñas de tal forma que esa esfera, como tu ciudad, pareciese plana. Este trabajo necesitó de la cartografía del trifotón en un globo, el cual representamos en una esfera proporcionando una visualización intuitiva y fácilmente aplicable. Al hacer esto, demostramos pro primera vez que la naturaleza esférica de la polarización crea estados cualitativamente distintos y coloca un límite en lo máximo que se puede apretar”, dice Steinberg.

“Crear este estado combinado especial permite que se estudien los límite del apretamiento de la forma adecuada”, dice Rob Adamson. “Por primera vez, hemos demostrado una técnica para generar cualquier estado deseado de trifotón y hemos demostrado que la naturaleza esférica de los estados de polarización de la luz tiene consecuencias inevitables. Dicho simplemente: para visualizar adecuadamente los estados cuánticos de luz, se los debería dibujar en una esfera”.

Fuente | Ciencia kanija

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Las 10 noticias astronómicas de 2008


1. Marzo: El cohete Ariane 5 puso en órbita al ATV Julio Verne

ATV Julio VerneEl 9 de marzo, un cohete Ariane 5 ES-ATV puso en órbita al ATV Julio Verne. Este Vehículo de Transferencia Automatizado (ATV) ha sido el primero desarrollado por la Agencia Espacial Europea (ESA) y su objetivo es llevar carga útil a la Estación Espacial Internacional. Hasta ahora, solo el Transbordador Espacial de la NASA y las naves rusas Progress y Soyuz tenían esa posibilidad. Pero a diferencia del transborador, el ATV es automático y no requiere tripulación. Tras seis meses en órbita, el Julio Verne reentró en la atmósfera en el mes de septiembre, momento que fue seguido de forma experimental desde un avión DC-8 de la NASA.

El proyecto de ATV fue aprobado en 1995 por la ESA, para limitar la dependencia de la EEI de los cargueros rusos. Su coste de desarrollo ha sido de 1300 millones de euros. El ATV mide 10 metros de longitud y 5 de diámetro. Tiene una masa de 10 toneladas y una capacidad de carga de 7,5 toneladas. El vehículo, además de transportar carga, también se utiliza para subir la órbita de la Estación, la cual desciende a la Tierra debido a la fricción con la tenue atmósfera.


2. Marzo: Cinco años de observaciones del satélite WMAP

Fondo cósmico de microondas - WMAPLa NASA publicó los datos de los cinco años de observaciones del satélite WMAP. El Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (Satélite Wilkinson de Anisotropías de Microondas) es un observatorio espacial lanzado en 2001. Como su nombre indica, observa el fondo cósmico de microondas. La publicación de estos datos no aportó novedades a las ya conocidas en años anteriores, pero ha venido a confirmar lo sabido.

Combinando los datos de WMAP y los modelos cosmológicos, se estima que cuando el Universo tenía 380 mil años estaba compuesto de un 10% de neutrinos, 12% de átomos, 63% de materia oscura, 15% de fotones y poca o nula energía oscura. Hoy en día, el Universo estaría compuesto de 4,6% de átomos, 23% de materia oscura, 72% de energía oscura y menos de un 1% de neutrinos. Además, la edad del Universo se calcula en torno a los 13.700 millones de años.

El WMAP es el sucesor del satélite COBE, que en 1992 produjo el primer mapa del fondo cósmico de microondas, y que confirmaba la existencia de variaciones tal y como predecían los modelos cosmológicos del Big Bang. En el año 2006 el Premio Nobel de Física fue otorgado a George Smoot y Jonh Matter, directores del COBE.

3. Mayo: Ecos de una supernova

Ecos de una supernovaUtilizando los telescopios de Calar Alto, Spitzer y Suburu, un equipo de astrónomos liderados por Oliver Krause (Instituto Max Planck de Astronomía) observaron por vez primera los ecos de una supernova ¡300 años después de haber sucedido! Cassiopeia A fue la primera fuente de radio detectada en la constelación de Casiopea. Se trata de los restos de una explosión de supernova. El objeto se encuentra a 11.000 años luz de la Tierra y la explosión debería haberse observado alrededor del año 1680. Nadie lo hizo… hasta ahora. Como la luz se mueve a velocidad finita, los astrónomos analizaron la luz reflejada en las nubes de polvo situadas a cierta distancia de la supernova. Mediante estos reflejos han sido capaces de caracterizar a la estrella progenitora de la explosión. La pregunta Zen «Si una supernova estalla en la galaxia y no hay nadie presente, ¿cuánto brilla?» ya tiene respuesta.

4. Junio: La Vía Láctea tiene sólo dos brazos

Brazos - Vía LácteaComo vemos, este año, el Telescopio Espacial Spitzer (NASA), que observa en el rango de los infrarrojos, ha dado varias noticias de interés. Hasta ahora, se suponía que la Vía Láctea era una galaxia espiral. La Vía Láctea puede observarse a simple vista desde lugares oscuros. Se ve como una banda nubosa que cruza el cielo de horizonte a horizonte. El Sol está situado en el plano de la Galaxia. Al igual que los antiguos cartógrafos dedicaron muchísimos esfuerzos para trazar mapas de los continentes, los astrónomos también se las tienen que ingeniar para conocer la forma de la Vía Láctea, con la particularidad de que las nubes de polvo galáctico entorpecen la visibilidad.

Hasta hace poco, la imagen más popular de la Vía Láctea mostraba cuatro brazos principales: Perseus, Norma-Cygnus, Scutum-Crux y Carina-Sagittarius. Nuestro sistema solar estaría en una ramificación llamada Orión, situada entre los brazos de Sagittarius y Perseo. Sin embargo, Robert Benjamin (Universidad de Wisconsin) utilizó el telescopio infrarrojo para ver a través de las nubes de polvo y catalogar 110 millones de estrellas. Estudiando cómo se distribuyen las estrellas, concluyó que la Vía Láctea solo tiene dos brazos importantes, Scutum-Centaurus y Perseus.

5. Julio: Confirmada la existencia de lagos líquidos en Titán

Lago en TitánEn 1997, un cohete Titan IV/B lanzó al espacio a la sonda Cassini-Huygens (NASA/ESA). En 2004 llegó a su destino, Saturno, y desde entonces ha estado analizando los anillos y las lunas de este gigante planetario. En enero de 2005, la sonda Huygens se desacopló de la Cassini y descendió a la superficie de Titán, la misteriosa luna de Saturno. Titán es el único satélite del Sistema Solar con una atmósfera densa, de hecho, algo más densa que la terrestre, lo que impide observar su superficie con telescopios. Se sospechaba que Titán poseía un ciclo hidrológico de metano. Así que las imágenes de Huygens entusiasmaron a los geólogos planetarios porque, tal y como esperaban, se distinguían zonas de costa y cursos de ríos. Pero ¿estaban extintos o siguen llenos de líquido?

En julio, el equipo de Robert Brown (Universidad de Arizona) publicó los resultados de sus investigaciones con el instrumento VIMS. Este instrumento de observación en el infrarrojo puede analizar la composición química. Así, se detectó la presencia de etano en estado líquido, confirmando la existencia de lago líquido en Titán. El lago, de 235 kilómetros, está situado en el Polo Sur de este satélite natural de Saturno y es el primero descubierto fuera de nuestro planeta. No en vano, Titán es el cuerpo celeste conocido más parecido a la Tierra, con un ciclo de nubes, lluvia y mares, a bajas temperaturas y con metano en lugar de agua. ¿Qué otros secretos nos guarda?

6. Agosto: El Gran Telescopio Canarias completa su espejo primario

Espejo del GrantecanEn 2007, el Gran Telescopio Canarias vio su primera luz, pero solo con una parte de los espejos. En agosto de 2008, se completó la instalación de los 36 espejos del GTC. El GTC es uno de los proyectos científicos y tecnológicos más ambiciosos de España. Se trata de un telescopio de más de 10 metros de diámetro situado en el Observatorio del Roque de los Muchachos. Existen limitaciones por las cuales no es viable construir espejos sólidos de más de 8 metros de diámetro. Los nuevos telescopios solventan esta limitación utilizando un mosaico de espejos. El diseño del GTC está inspirado en el de los Telescopio Keck (Hawaii), y usa 36 espejos de 1,90 cm de diámetro y 470 kg de peso. La construcción del GTC se inició en 1998 y en 2009 entrará en producción científica. El telescopio más grande del mundo será español, aunque por tiempo limitado. Ya están en fase de estudio telescopios de 30 metros, e incluso mayores.

7. Septiembre: Primer paseo espacial chino

El 25 de septiembre, se lanzó la misión Shenzhou 7. Se trataba de la primera misión china con tres astronautas y el objetivo era realizar el primer paseo espacial chino. Así, el día 27, Zhái Zhìgāng estuvo 20 minutos fuera de la cápsula. La misión recibió gran cobertura por parte de los medios de comunicación, aunque los retos tecnológicos a superar no eran tan grandes como los que suponían estas actividades extravehiculares hace 40 años, durante la carrera espacial. Las próximas misiones Shenzhou podrían ser sin tripulación, para situar en órbita un pequeño laboratorio espacial.

8. Octubre: Predicción y seguimiento de un impacto con la Tierra

En 1993, Eugene y Carolyn Shoemaker y David Levy descubrieron un cometa situado en las cercanías de Júpiter. Sin embargo, no se trataba de un cometa usual. Las imágenes mostraban que su núcleo se había roto en diferentes trozos. Analizando su órbita, se descubrió que un encuentro con Júpiter en los años 70 lo había capturado y roto por las fuerzas de marea. Pero además, se predijo su impacto contra la superficie del planeta en julio de 1994. El impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 contra Júpiter fue una de las campañas de observación a nivel internacional más importantes y atrajo la atención del público y los políticos sobre el problema de los asteroides cercanos a la Tierra. Entonces se pusieron en marcha varios proyectos para la detección y seguimiento de aquellos asteroides que pudieran suponer un peligro para nuestra supervivencia.

El día 6 de octubre de 2008, Richard Kowalski descubrió un objeto con un telescopio situado en Arizona. A las pocas horas se confirmó que el pequeño asteroide tenía ruta de colisión con la Tierra y que impactaría horas después. Astrónomos profesionales y aficionados de todo el mundo dirigieron sus telescopios a esta roca celeste, de entre 1 y 5 metros de diámetro. El impacto ocurrió en Sudán y no se conocen testigos directos en la zona, pero sí hay imágenes de satélite de la deflagración, detección sismográfica y un avistamiento por parte de un piloto de aviación civil. Por fortuna, el asteroide era muy pequeño y no produjo daños. En esta ocasión.

9. Noviembre. Imágenes directas de planetas extrasolares

Planetas en Fomalhaut2008 han sido prolijo en cuanto a noticias sobre planetas extrasolares. La lista ha superado los 300 y han sido varios los equipos de astrónomos que afirmaron haber fotografiado por vez primera un planeta extrasolar. En algunos casos, fue así, y en otros, está pendiente de confirmación. En noviembre, un equipo de astrónomos liderados por Anne-Marie Lagrange afirmó que, quizás habían fotografiado un planeta alrededor de beta Pictoris. Sin embargo, no es descartable que se trate de una estrella de fondo y necesita confirmación.

Al 13 de noviembre, y en el mismo día, dos anuncios diferentes con el mismo titular llegaron a los medios: la primera fotografía de un planeta extrasolar. Una de las noticias se refería a un planeta observado en la estrella Fomalhaut. Fomalhaut es de las estrellas más brillantes del cielo. Mediante el Telescopio Espacial Hubble se habían obtenido imágenes del disco de polvo a su alrededor, en el año 2004 y 2006. Comparando estas fotografías, el equipo de Paul Kalas (Universidad de California) descubrió un objeto en dicho disco que en ese lapso de tiempo se había movido. Este planeta está situado a 119 Unidades Astronómicas de su estrella (Neptuno está a 30 UA del Sol). Sin embargo, se tienen pocos datos más acerca de su masa, y por tanto, podría tratarse de una enana marrón.

Sistema planetario en HR 8799La segunda noticia que llegó ese 13 de noviembre fue la primera imagen de un sistema planetario. El equipo liderado por Christian Marois (Instituto Herzberg de Astrofísica) fotografió tres planetas extrasolares orbitando a la estrella HR8799, utilizando los telescopios Keck II y Gemini. Estos candidatos a planetas extrasolares están a 24, 37 y 67 Unidades Astronómicas, respectivamente, de su estrella. Según el brillo, se estima que pesan entre 10 y 7 veces la masa de Júpiter, pero existen algunas dudas.

Este año, además, tres estudiantes de la Universidad de Leiden descubrieron un planeta extrasolar utilizando software propio y datos públicos. Y por vez primera desde el descubrimiento de Neptuno, se predijo y confirmó la existencia de un planeta gracias a las leyes de la gravitación. En este caso fue extrasolar y el autor de la predicción fue el astrofísico español Ignasi Ribas.

10. Diciembre: Influencia de la energía oscura en las galaxias

Energía oscura - ChandraEste año se cumplió una década del descubrimiento de la aceleración del Universo. El modelo de la Gran Explosión se desarrolló para explicar por qué las galaxias se alejan unas de otras. El Universo habría comenzado con una expansión que, o bien seguiría de forma indefinida o bien (si había suficiente masa en el Universo) la expansión se frena hasta que comienza el colapso. Sin embargo, la observación de supernovas indicó que el Universo temprano se expandía más lentamente, y que con el paso del tiempo, se incrementa la velocidad a la que se expande. La expansión del Universo es acelerada, pero ¿qué es lo que lo acelera? No se sabe, pero tiene nombre: la energía oscura.

De momento, la influencia de la energía oscura solo se puede observar a gran escala, a nivel local (la Tierra, el Sistema Solar, la Vía Láctea) no es detectable. Un equipo de astrónomos ha investigado los grandes cúmulos de galaxias para estudiar estos posibles efectos. Sin la energía oscura, el Universo sería un 50% más pequeño, y por tanto, más denso. Un equipo dirigido por Alexey Vikhlinin (Observatorio Astrofísico Smithsoniano) ha utilizado imágenes del Telescopio Espacial Chandra de rayos X, para observar el gas caliente que rodea a decenas de cúmulos de galaxias. Mediante estas observaciones, ha evaluado el incremento de masa de los cúmulos. Los resultados concuerdan con la existencia de la energía oscura, y se favorece el modelo de la constante cosmológica. Tanto la energía oscura como la materia oscura son dos de los grandes enigmas de la física actual.

Fuente | Infoastro


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