27 de marzo de 2015

La materia oscura, acorralada

Hablar de materia oscura materia siempre resulta curioso y atractivo porque es un interrogante en nuestro conocimiento del universo. De hecho, se trata de uno de los mayores interrogantes ya que existe más materia oscura que materia ordinaria. Lo que ocurre es que es extremadamente difícil de alcanzar ya que no refleja la luz, tampoco la absorbe ni la emite. A todos los efectos es invisible para nuestros instrumentos. Sabemos que existe de un modo indirecto a través de sus efectos gravitacionales sobre el universo visible.

Para saber más sobre este misterioso tipo de materia, los investigadores la estudian de un modo similar a como lo harían si se tratara de materia ordinaria en el sentido de ver cómo se comporta frente a obstáculos del mismo modo que estudian las partículas subatómicas en los grandes aceleradores.

Imagen 1: Collage del telescopio espacial Hubble (NASA/ESA) de seis cúmulos de galaxias diferentes observados para analizar sus colisiones con el fin de apreciar el comportamiento de la materia oscura. El equipo fue capaz de mapear la distribución posterior a la colisión de estrellas y también de la materia oscura (en azul). Los cúmulos mostrados, de izquierda a derecha y de arriba a abajo son: MACS J0416.1–2403, MACS J0152.5-2852, MACS J0717.5+3745, Abell 370, Abell 2744 and ZwCl 1358+62. Créditos: NASA, ESA, D. Harvey, R. Massey, The Hubble SM4 ERO Team, ST-ECF, ESO, D. Coe, J. Merten, HST Frontier Fields, Harald Ebeling, Jean-Paul Kneib y Johan Richard.

Para tener un amplio abanico de muestras experimentales, los investigadores buscan estas colisiones en grandes cúmulos de galaxias, por supuesto a una escala mucho mayor de las que suceden en los aceleradores. En estas grandes colisiones la materia oscura se ve involucrada y pueden apreciarse sus efectos.

Los ingredientes

Las galaxias están formadas por tres ingredientes principales: nubes de gas y polvo, estrellas, y materia oscura. Durante las colisiones, las nubes de gas y polvo se difunden a lo largo de las galaxias involucradas en el choque ralentizándolas o incluso deteniéndolas. Las estrellas sin embargo están mucho menos afectadas por estas nubes, apenas sufriendo cambios en su velocidad.

"Sabemos cómo el gas y las estrellas reaccionan a estos choques cósmicos. La comparación de cómo la materia oscura se comporta nos puede ayudar a comprender lo que realmente es", explica David Harvey, de la Escuela Politécnica Federal de Lausana (Suiza), autor principal de un nuevo estudio que analiza estos choques.
Imagen 2: Collage del telescopio espacial Hubble (NASA/ESA) y del obsrevatorio de rayos X Chandra de seis cúmulos de galaxias diferentes observados para analizar sus colisiones con el fin de apreciar el comportamiento de la materia oscura. El equipo fue capaz de mapear la distribución posterior a la colisión de estrellas y también de la materia oscura (en azul) y la emision en rayos X (en rosa). Los cúmulos mostrados, de izquierda a derecha y de arriba a abajo son: MACS J0416.1-2403, MACS J0152.5-2852, MACS J0717.5 + 3745, Abell 370, Abell 2744, y ZwCl 1358 + 62. Créditos: NASA/ESA/STScI/CXC, D. Harvey, R. Massey, T. Kitching, A. Taylor y E. Tittley.

Harvey y su equipo utilizaron datos del telescopio espacial Hubble (NASA/ESA) y del observatorio de rayos X Chandra (NASA) para estudiar 72 grandes colisiones de cúmulos galácticos. Los choques, ocurridos en diferentes momentos, han sido vistos desde diferentes ángulos.

Para saber dónde se encuentra la materia oscura en el cúmulo, los investigadores estudiaron la luz de galaxias situadas detrás del cúmulo cuya luz se ha visto magnificada y distorsionada mediante la lente gravitacional formada por los componentes de la colisión. Debido a que tienen una buena idea de la masa visible del cúmulo, la cantidad que la luz se distorsiona les dice cuánta materia oscura hay en una región determinada.

El resultado

El equipo encontró que, al igual que las estrellas, la materia oscura continuó su trayectoria sin apenas ralentizarse por efectos de las nubes de gas y polvo. Y aquí viene un dato importante: La razón por la que la materia oscura no se ralentiza es porque no sólo no interactúa con partículas visibles, sino que tampoco lo hace con otra materia oscura. Y esta pregunta es cosecha propia: ¿Quiere esto decir que existen varios tipos de materia oscura?

"Un estudio previo había observado un comportamiento similar en el cúmulo de la Bala", comenta Richard Massey, miembro del equipo en la Universidad de Durham (Reino Unido). "Es difícil interpretar lo que estás viendo cuando sólo tienes un ejemplo. Cada colisión necesita cientos de millones de años, por lo que en una vida humana sólo se llega a ver una imagen fija desde un solo ángulo. Ahora que tenemos muchas más colisiones podemos empezar a reconstruir la película completa y entender mejor lo que está pasando", añade.

Acorralada

Al observar que la materia oscura interactúa consigo misma todavía menos lo que se pensaba, el equipo ha "acorralado" con éxito las propiedades de la materia oscura. Los teóricos de la física de partículas seguirán buscando, pero ya tienen un menor número de incógnitas para trabajar en sus modelos. Es aquí donde las teorías de la supersimetría del modelo estándar y la materia oscura van de la mano.
Imagen 3: Configuraciones observadas en 30 sistemas estudiados. Las curvas de nivel muestran la distribución de las galaxias (verde), las nubes de gas (rojo) y la masa total, dominada por la materia oscura (azul). Créditos: Science/D. Harvey et al.

La materia oscura podría, potencialmente, tener propiedades que darían pie a estudiar nuevos tipos de interacción como la que evita que la materia oscura se frene en las colisiones. Otras posibles interacciones podrían hacer que las partículas de materia oscura rebotasen entre ellas como bolas de billar provocando que salgan fuera de las colisiones y, de esta forma, no verse afectadas. Son aspectos que se estudiarán en próximas investigaciones.

"El juego no ha terminado, pero estamos cada vez más cerca de obtener una respuesta", argumenta Harvey . "Estos grandes colisionadores de partículas nos están dejando entrever el oscuro mundo de nuestro alrededor", concluye. Así que, con todo esto, parece ser que la materia oscura es cada vez menos oscura...
La investigación ha sido publicada en la revista Science bajo el título "The non-gravitational interactions of dark matter in colliding galaxy clusters", por D. Harvey et al.
El equipo que ha llevado a cabo la investigación está formado por D. Harvey (École Polytechnique Fédérale de Lausanne, Suiza; University of Edinburgh, Reino Unido), R. Massey (Durham University, Reino Unido), T. Kitching (University College London, Reino Unido), A. Taylor (University of Edinburgh, Reino Unido) y E. Tittley (University of Edinburgh, Reino Unido).

La imagen 1 es una composición obtenida a partir de imágenes proporcionadas por los instrumentos ACS (Advanced Camera for Surveys) y WFC3 (Wide Field Camera 3) a bordo del telescopio espacial Hubble y por el instrumento FORS1 (Focal Reducer and low dispersion Spectrograph) del VLT (Very Large Telescope) en los siguientes filtros:
- Filtro Óptico en banda B (435 mm) del ACS/Hubble.
- Filtro Óptico en banda R (625 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro Infrarrojo en banda I (814 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro Óptico en banda V () del FORS1/VLT.
- Filtro Óptico en banda R () del FORS1/VLT.
- Filtro Infrarrojo en banda R () del FORS1/VLT.
- Filtro Infrarrojo en banda Y (1,1 um) del WFC3/Hubble.
- Filtro Infrarrojo en banda J (1,4 um) del WFC3/Hubble.
- Filtro Óptico en banda R (606 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro Infrarrojo en banda I (814 nm) del WFC3/Hubble.
- Filtro Óptico en banda G (606 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro Óptico en banda V (606 nm) del ACS/Hubble.
- Filtros Ópticos en bandas V+I del ACS/Hubble.
- Filtro Óptico en banda I (814 nm) del ACS/Hubble.

La imagen 2 es una composición obtenida a partir de imágenes proporcionadas por los instrumentos ACS (Advanced Camera for Surveys) y WFC3 (Wide Field Camera 3) a bordo del telescopio espacial Hubble, por el instrumento FORS1 (Focal Reducer and low dispersion Spectrograph) del VLT (Very Large Telescope) y por el observatorio de rayos X Chandra, en los siguientes filtros:
- Filtro Óptico en banda B (435 mm) del ACS/Hubble.
- Filtro Óptico en banda R (625 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro Infrarrojo en banda I (814 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro Óptico en banda V () del FORS1/VLT.
- Filtro Óptico en banda R () del FORS1/VLT.
- Filtro Infrarrojo en banda R () del FORS1/VLT.
- Filtro Infrarrojo en banda Y (1,1 um) del WFC3/Hubble.
- Filtro Infrarrojo en banda J (1,4 um) del WFC3/Hubble.
- Filtro Óptico en banda R (606 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro Infrarrojo en banda I (814 nm) del WFC3/Hubble.
- Filtro Óptico en banda G (606 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro Óptico en banda V (606 nm) del ACS/Hubble.
- Filtros Ópticos en bandas V+I del ACS/Hubble.
- Filtro Óptico en banda I (814 nm) del ACS/Hubble.
- Filtro en banda de rayos X del Chandra.


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26 de marzo de 2015

La nube que se acercó demasiado al agujero negro

Parece ser que los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias son algo normal, y nuestra galaxia no es menos: también lo tiene. Su masa viene siendo equivalente a unos cuatro millones de veces la del Sol, y junto a este monstruo estelar hay en órbita un pequeño grupo de estrellas brillantes cuya trayectoria ha sido ampliamente estudiada.

Además de este conjunto estelar, junto al agujero negro también se ha estudiado una enigmática nube de polvo conocida como G2, cuya trayectoria predecía que iba a acercarse "demasiado" a este devorador de materia. Su punto más cercano, o peribothron, tendría lugar en mayo de 2014.
Imagen 1: Trayectoria de la nube G2 tanto antes como después de pasar por las cercanías del agujero negro. Créditos: ESO/A. Eckart.

¿Destrozará la nube?

Al llegar a ese punto se esperaba que las fuerzas de marea destrozasen la nube yendo parte del material hacia el agujero negro provocando una combustión que desencadenaría una serie de eventos, señales inequívocas de que el agujero se estaba poniendo las botas. Varios telescopios de todo el mundo pusieron su mirada en esta región para observar este evento único, crónica anunciada de la muerte de la nube.

Un equipo liderado por Andreas Eckart, de la Universidad de Colonia (Alemania) observó la región durante años con el VLT (Very Large Telescope) de ESO. Y han sido observaciones muy complejas porque la región se esconde tras densas nubes de polvo, requiriendo observaciones en el infrarrojo. Además, la proximidad al agujero negro hacía necesario el uso de óptica adaptativa para conseguir imágenes precisas.
Imagen 2: Conjunto de estrellas que orbitan el agujero negro supermasivo de la galaxia. Créditos: ESO/S. Gillessen et al.

Mediante los instrumentos SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) y NACO (Nasmyth Adaptive Optics System / Near-Infrared Imager and Spectrograph) hicieron posible estas observaciones. El equipo utilizó el instrumento SINFONI, instalado en el VLT, y también monitorizaron en luz polarizada el comportamiento de la región del agujero negro central utilizando el instrumento NACO, también en el VLT.

Sorpresa en la nube

Sorprendentemente las imágenes mostraron una nube compacta tanto antes como después del peribothron, y por tanto sobreviviendo contra todo pronóstico a su acercamiento al agujero negro.

Con SINFONI pudieron dividir la luz en colores dentro del infrarrojo permitiendo estimar la velocidad de la nube mediante el efecto Doppler ya que la nube se alejaba de nosotros antes de pivotar sobre el agujero negro para acercarse tras el paso por su máximo acercamiento, pasando su velocidad de 10 a 12 millones de Km/h.
Imagen 3: Mapas en banda Brγ. Los gráficos muestra una superficie cuadrada 1 segundo de arco de lado de la región del centro galáctico en la época Febrero-Abril de 2014. La cruz marca la posición de SgrA*. La línea verde corresponde a la órbita elíptica de la nube. Las líneas de contorno representan los miembros más brillantes del cúmulo de estrellas. Paneles superiores: desplazamiento al rojo en la línea del Brγ DSO. Izquierda: emisión integrada en el rango de 120 Å en torno a 2,185 μm tras restar el fondo de cada píxel espacial del campo de visión. Derecha: Misma información que el panel de la izquierda pero mostranto únicamente la información que es más del doble de brillante que el nivel de ruido. Paneles inferiores: Desplazamiento al azul en la línea del Brγ. Izquierda: emisión integrada en el rango de 120 Å en torno a 2,147 μm, es decir, alrededor de la línea Brγ desplazada al azul emitida por una fuente que se aproxima a una velocidad de 2.700 km/s. El fondo de cada píxel espacial ha sido restado del campo de visión. La escala de color es la misma que en los paneles superiores. Derecha: Misma información que el panel de la izquierda pero mostranto únicamente la información que es más del doble de brillante que el nivel de ruido. Créditos: Astrophysical Journal Letters/M. Valencia.

Fascinación ante lo observado

"Estar en el telescopio y ver los datos en tiempo real fue una experiencia fascinante", afirma Florian Peissker, estudiante de doctorado de la Universidad de Colonia (Alemania) que hizo gran parte de las observaciones. "Fue sorprendente ver que el resplandor de la nube de polvo permaneció compacto antes y después de la aproximación al agujero negro", comenta Mónica Valencia-S., investigadora post-doctoral también en la Universidad de Colonia, y que entonces trabajaba procesando los datos.

"Hemos estudiado todos los datos recientes y, en particular, el período del año 2014 en el que se produjo la mayor aproximación al agujero negro. No podemos confirmar ningún tipo de estiramiento significativo de la fuente. Sin duda, no se comporta como una nube de polvo sin núcleo. Creemos que debe ser una estrella joven envuelta en polvo", concluye a modo de resumen Eckart, revelando así el inesperado comportamiento de un objeto en las proximidades de un agujero negro súpermasivo.
Este trabajo se ha publicado en la revista Astrophysical Journal Letters bajo el título “Monitoring the Dusty S-Cluster Object (DSO/G2) on its Orbit towards the Galactic Center Black Hole” por M. Valencia-S. et al.

El equipo que ha llevado a cabo la investigación está formado por M. Valencia-S. (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), A. Eckart (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania; Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Alemania), M. Zajacek (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania; Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Alemania;  Astronomical Institute of the Academy of Sciences, República Checa), F. Peissker (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), M. Parsa (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), N. Grosso (Observatoire Astronomique de Strasbourg, Francia), E. Mossoux (Observatoire Astronomique de Strasbourg, Francia), D. Porquet (Observatoire Astronomique de Strasbourg, Francia), B. Jalali (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), V. Karas (Astronomical Institute of the Academy of Sciences, República Checa), S. Yazici (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), B. Shahzamanian (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), N. Sabha (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), R. Saalfeld (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), S. Smajic (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), R. Grellmann (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), L. Moser (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), M. Horrobin (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), A. Borkar (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), M. García-Marín (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), M. Dovciak (Astronomical Institute of the Academy of Sciences, República Checa), D. Kunneriath (Astronomical Institute of the Academy of Sciences, República Checa), G. D. Karssen (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania), M. Bursa (Astronomical Institute of the Academy of Sciences, República Checa), C. Straubmeier (Physikalisches Institut der Universität zu Köln, Alemania) and H. Bushouse (Space Telescope Science Institute, Estados Unidos).
La imagen 2 es una composición de imágenes obtenidas con el instrumento NACO del VLT en los siguientes filtros:
- Filtro Infrarrojo en banda K (2,18 um)
- Filtro Infrarrojo en banda H (1,66 um)
- Filtro Infrarrojo en banda I (1,27 um)
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25 de marzo de 2015

Más habitabilidad para Marte

Siempre me gusta escribir textos sobre investigaciones de gente a la que conozco. En este caso, son tres conocidos los que han participado en ella. En este caso se trata de Alberto González Fairén, Javier Martín-Torres y M. Paz Zorzano. El primero de ellos, al igual que yo, es colaborador de la revista AstronomíA, mientras que con Javier y M. Paz coincidí en mi etapa en el Centro de Astrobiología (CSIC-INTA).

La investigación en cuestión gira sobre los resultados obtenidos por el instrumento SAM (Sample Analysis at Mars), que nos vuelve a dar buenas noticias. En esta ocasión se trata de la detección por primera vez de nitrógeno en superficie liberado durante el calentamiento de los sedimentos del planeta rojo. Ha sido detectado en forma de óxido nítrico y podría haber sido liberado por la descomposición de nitratos durante el calentamiento de la superficie.
Imagen 1: Selfie del Curiosity tomado en 2013. Créditos: NASA/JPL-Caltech/MSSS.

¿Por qué nitrógeno?

La importancia de los nitratos reside en que el nitrógeno que contienen está presente en una forma que puede ser utilizado por los organismos vivos. Por tanto, es una evidencia más que refuerza el hecho de que Marte en el pasado pudo tener condiciones aptas para la vida tal y como la conocemos.

El nitrógeno se utiliza en la construcción de macromoléculas como el ADN, que son las que codifican las instrucciones genéticas para la vida; también forman parte de las proteínas, utilizan para construir estructuras como pelo, uñas, y aceleran o regulan reacciones químicas.

Esto no es vida

Pero no debemos asociar este hallazgo con la existencia de vida en Marte en algún momento de su historia. No hay evidencias directas que sugieran que las moléculas de nitrógeno halladas por el equipo de investigadores fueron creadas por seres vivos.
Imagen 2: El planeta Marte captado por el telescopio espacial Hubble en 2003. Créditos: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Lo que sí que podemos asegurar es que Marte era más apto para la vida en el pasado que en el momento actual. Los hallazgos de antiguos lechos fluviales y lacustres de agua dulce o el descubrimiento de minerales que se forman sólo en presencia de agua líquida así lo avalan. "Encontrar una forma de nitrógeno es un gran apoyo para evidenciar que el antiguo ambiente marciano en el cráter Gale pudo ser habitable", afirma Jennifer Stern, del Goddard Space Flight Center de la NASA en Greenbelt (Estados Unidos).

Origen geoquímico

Estas evidencias de nitratos fueron recogidas de muestras de arena arrastrada por el viento y polvo en la zona "Rocknest" y en muestras obtenidas en perforaciones en las zonas "John Klein" y "Cumberland". "Los científicos hemos pensado durante mucho tiempo que los nitratos se producirían en Marte por la energía liberada en impactos de meteoritos, y las cantidades que hemos encontramos encajan con las liberadas por estos procesos", concluye Stern.

Desde la ética profesional esta es la forma de proceder para no crear ambigüedades que inciten en pensar en marcianitos verdes. Stern lo ha hecho porque ha supuesto desde el principio un origen geoquímico, que por otra parte es lo más probable. Pero esto no quita que se sigan buscando esos marcianitos verdes. Eso sí: microscópicos.
El artículo que recoge esta investigación ha sido publicado en PNAS (Proceedings of the National Academy of Science) bajo el título "Evidence for indigenous nitrogen in sedimentary and aeolian deposits from the Curiosity rover investigations at Gale crater, Mars", por J. Stern et al.
El equipo de investigación está formado por Jennifer C. Stern (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos), Brad Sutter (Jacobs Technology, Inc./Johnson Space Center, Estados Unidos), Caroline Freissinet (NASA Postdoctoral Program/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos), Rafael Navarro-González (Instituto de Ciencias Nucleares/Universidad Nacional Autónoma de México), Christopher P. McKay (Exobiology Branch/Ames Research Center, Estados Unidos), P. Douglas Archer, Jr. (Jacobs Technology, Inc./Johnson Space Center, Estados Unidos), Arnaud Buch (Laboratoire de Genie de Procedes et Materiaux/Ecole Centrale Paris, Francia), Anna E. Brunner (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos; School of Earth and Space Exploration/Arizona State University, Estados Unidos), Patrice Coll (Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques/Université Paris-Est Créteil/CNRS, Francia), Jennifer L. Eigenbrode (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos), Alberto G. Fairén (Centro de Astrobiología/CSIC-INTA, España; Department of Astronomy/Cornell University, Estados Unidos), Heather B. Franz (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos; Center for Research and Exploration in Space Science and Technology/University of Maryland, Estados Unidos), Daniel P. Glavin (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos), Srishti Kashyap (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos; Department of Microbiology/University of Massachusetts, Estados Unidos), Amy C. McAdam (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos), Douglas W. Ming (Astromaterials Research and Exploration Science Directorate/Johnson Space Center, Estados Unidos), Andrew Steele (Geophysical Laboratory/Carnegie Institution of Washington, Estados Unidos),  Cyril Szopa (Laboratoire Atmosphères, Milieux et Observations Spatiales/Université Pierre et Marie Curie/Université Versailles Saint-Quentin/CNRS, Francia), James J. Wray (School of Earth and Atmospheric Sciences Georgia Institute of Technology, Estados Unidos), F. Javier Martín-Torres (Instituto Andaluz de Ciencias de la Tierra/CSIC-Universidad de Granada, España; Division of Space Technology/Luleå University of Technology, Suecia), M. Paz Zorzano (Centro de Astrobiología/CSIC-INTA, España), Pamela G. Conrad (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos) y Paul R. Mahaffy (Solar System Exploration Division/Goddard Space Flight Center, Estados Unidos; Jet Propulsion Laboratory, Estados Unidos)
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24 de marzo de 2015

Nova sub capite Cygni

En 1670 se pudo ver a simple vista en el cielo una nueva estrella que los astrónomos Hevelius y Cassini la catalogaron como una nova. Este último la definió como "nova sub capite Cygni”, es decir, una nueva estrella debajo de la cabeza del Cisne. Tras la aparición de esta nueva estrella, su brillo fue variando durante dos años para después desaparecer, pero reapareció dos veces más y desde entonces ya no se ha vuelto a ver.

Imagen 1: La nova documentada por Hevelius en 1670. Créditos: Royal Society.

No es lo que parece

En 1928, tras la definición precisa de los límites de las constelaciones, los astrónomos conocen ese evento por Nova Vulpeculae 1670. Y siguiendo en el siglo XX, gracias a los avances en Astronomía aumentó el conocimiento de las novas, y cuanto más se conocían, más evidente era que Nova Vul 1670 no encajaba en los modelos.

"Durante muchos años se creyó que este objeto era una nova, pero cuanto más se ha estudiado menos parecía una nova ordinaria. Ahora hemos sondeado la zona en longitudes de onda de radio y submilimétricas. Hemos encontrado que los alrededores del remanente están bañados por un gas frío, rico en moléculas, con una composición química muy inusual", explica Tomasz Kamiński del Instituto Max Planck de Radioastronomía (Alemania) y autor principal de un nuevo estudio que ha analizado los restos de este evento.

Imagen 2: Mapa de la constelación de Vulpecula donde se puede apreciar el remanente de Nova Vul 1670 marcado con un circulo rojo. Créditos: ESO, IAU, and Sky & Telescope.

La nueva investigación

Para obtener estos datos que descartan este evento como una nova ordinaria, el equipo de Kamiński utilizó el telescopio APEX (Atacama Parhfinder Experiment), el SMA (Submillimeter Array) y el radiotelescopio Effelsberg para conocer la composición química y medir las proporciones de diferentes isótopos del gas. Con lo obtenido caracterizaron la composición de la zona, lo cual permitió evaluar de dónde podrían provenir estos materiales.

Concluyeron que la masa del material frío era demasiado grande para ser el producto de la explosión de una nova y, además, las proporciones de isótopos eran diferentes a las que se esperan de una nova. Entonces, ¿qué es lo que se vio en el cielo en 1670?

Imagen 3: El remanente de Nova Vul 1670. Créditos: ESO/T. Kamiński.

Todo apunta a que lo que ocurrió en 1670 fue una colisión entre dos estrellas, produciendo un más brillo que una nova pero menos que una supernova. A este evento, recientemente reconocido por la comunidad astronómica, se le conoce como nova roja luminosa y son eventos muy excepcionales en los que las estrellas explotan debido a una fusión con otra estrella.
Esta investigación se publicó en la revista Nature bajo el título “Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670”, por T. Kamiński et al.

El equipo que ha llevado a cabo la investigación está formado por Tomasz Kamiński (ESO, Chile; Max Planck Institute for Radio Astronomy, Alemania), Karl M. Menten (Max Planck Institute for Radio Astronomy, Alemania), Romuald Tylenda (N. Copernicus Astronomical Center, Polonia), Marcin Hajduk (N. Copernicus Astronomical Center, Polonia), Nimesh A. Patel (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Estados Unidos) y Alexander Kraus (Max Planck Institute for Radio Astronomy, Alemania).
La imagen 3 es una composición de imágenes captadas por el Gemini Multi-Object Spectrographs (GMOS), APEX y SMA en los siguientes filtros:
- Filtro Óptico de GMOS.
- Filtro Milimétrico de APEX.
- Filtros Milimétricos de SMA.

Artículo científico:
Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670

Referencias:
- Un choque de estrellas: la explicación para una enigmática explosión ocurrida en el siglo XVII
- Colliding Stars Explain Enigmatic Seventeenth Century Explosion
- Delimitation scientifique des constellations (tables et cartes)
- Gemini Multi-Object Spectrographs

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