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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13 de marzo de 2015

La sonriente cara del Hubble

Esta "cara feliz" captada por el telescopio espacial Hubble (NASA/ESA) está formada por dos ojos, que no son otra cosa que las impronunciables galaxias SDSSCGB 8.842,3 y SDSSCGB 8.842,4. El efecto de sonrisa vienen siendo unos arcos producidos por el efecto de una gran lente gravitacional.

Imagen 1 - Créditos: NASA/ESA. Agradecimientos: Judy Schmidt.

Para los que no recuerden o no sepan qué es una lenta gravitacional, vienen producidas por estructuras masivas en el Universo que ejercen una poderosa atracción gravitatoria capaz de deformar el espacio-tiempo a su alrededor y actuar como lentes cósmicas magnificando, distorsionando y doblando la luz procedente de objetos que hay detrás de ellos. Este fenómeno se puede explicar mediante la teoría de la relatividad general de Einstein.
Judy Schmidt participó en el concurso de procesamiento de imágenes del Hubble's Hidden Treasures con una versión de esta imagen.
Imagen 1: Composición de imágenes tomadas por los instrumentos WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2) y WFC3 (Wide Field Camera 3) instalados en el telescopio espacial Hubble en los siguientes filtros:
- Filtro Infrarrojo en banda I (814 nm) de WFPC2
- Filtro Óptico en banda V (606 nm) de WFPC2
- Filtro Óptico en banda B (450 nm) de WFPC2
- Filtro Infrarrojo en banda YJ (1,1 um) de WFC3
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12 de marzo de 2015

En Encélado hay un spa

La sonda Cassini nos ha vuelto a sorprender, y es que ha proporcionado la primera evidencia clara de que su satélite Encélado está mostrando actividad hidrotermal similar a la observada en los océanos profundos de la Tierra. "Estos resultados se suman a la posibilidad de que Encélado pueda contener entornos adecuados para organismos vivos ", afirma John Grunsfeld, astronauta y administrador asociado del Science Mission Directorate de la NASA en Washington (Estados Unidos). ¿Cómo se produce el hidrotermalismo? Cuando el agua del océano se infiltra y tiene la capacidad de reaccionar con una corteza rocosa se transforma en una solución caliente rica en minerales.

Imagen 1: Corte transversal de Encélado esquematizando cómo se produce el hidrotermalismo. Créditos: NASA/JPL-Caltech.

El primer artículo

De los dos artículos publicados que explican los resultados, en el primero de ellos, publicado en Nature, se centra en granos microscópicos detectadas por Cassini que forman parte de aguas calientes ricas en minerales disueltos procedentes del interior. Mediciones de la gravedad de la Cassini indican que el núcleo rocoso de Encélado es muy poroso, lo que permitiría que el agua del océano se filtrase hacia el interior, proporcionando el sustrato donde el agua interactuaría.

El segundo artículo

El segundo artículo, publicado en la revista Geophysical Research Letters, sugiere que la actividad hidrotermal es una de las dos posibles fuentes de metano presentes en los géiseres de la región polar sur del satélite. Encontraron que a las altas presiones previstas en el océano de Encélado, los materiales helados llamados clatratos se encierran dentro de una estructura de cristales de hielo de agua.

Imagen 2: Posible origen del metano encontrado en las zonas polares sur de Encélado. Créditos: NASA/JPL-Caltech/SwRI.

La conclusión

El haber encontrado estos signos en otro mundo sin duda abren posibilidades científicas sin precedentes. Para concluir, Grunsfeld se plantea lo que todos nos hemos preguntado alguna vez: "¿Estamos solos en el universo?".
Esta investigación ha sido publicada en las revistas Nature y Geophysical Research Letters bajo los títulos Ongoing hydrothermal activities within Enceladus (Hsiang-Wen Hsu et al.) y Possible evidence for a methane source in Enceladus' ocean (Alexis Bouquet et al.), respectivamente.

El equipo que ha llevado a cabo la investigación publicada en Nature está formado por H-W Hsu (Laboratory for Atmospheric and Space Physics/University of Colorado, Estados Unidos), F. Postberg (Institut für Geowissenschaften/Universität Heidelberg, Alemania; Institut für Raumfahrtsysteme/Universität Stuttgart, Alemania), Y. Sekine (Department of Complexity Science and Engineering/University of Tokyo, Japón), T. Shibuya (Laboratory of Ocean–Earth Life Evolution Research, Japón), S. Kempf (Laboratory for Atmospheric and Space Physics/University of Colorado, Estados Unidos), M. Horányi (Laboratory for Atmospheric and Space Physics/University of Colorado, Estados Unidos), A. Juhász (Laboratory for Atmospheric and Space Physics/University of Colorado, Estados Unidos; Institute for Particle and Nuclear Physics, Hungría), N. Altobelli (European Space Agency/ESAC, España), K. Suzuki (Research and Development Center for Submarine Resources, Japón), Y. Masaki (Research and Development Center for Submarine Resources, Japón), T. Kuwatani (Graduate School of Environmental Studies/Tohoku University, Japón), S. Tachibana (Department of Natural History Sciences/Hokkaido University, Japón), S. Sirono (Graduate School of Environmental Sciences/Nagoya University, Japón), G. Moragas-Klostermeyer (Institut für Raumfahrtsysteme/Universität Stuttgart, Alemania) y Ralf Srama (Institut für Raumfahrtsysteme/Universität Stuttgart, Alemania).

El equipo que ha llevado a cabo la investigación publicada en Geophysical Research Letters está formado por A. Bouquet (Department of Physics and Astronomy/University of Texas at San Antonio, Estados Unidos; Space Science and Engineering Division/Southwest Research Institute, Estados Unidos), O. Mousis (Laboratoire d'Astrophysique de Marseill/Aix Marseille Université-CNRS, Francia; Observatoire des Sciences de l'Univers de Besançon/Université de Franche-Comté Institut, Francia), J. Hunter Waite (Space Science and Engineering Division/Southwest Research Institute, Estados Unidos) y S. Picaud (Observatoire des Sciences de l'Univers de Besançon/Université de Franche-Comté Institut, Francia).
Artículos científicos:

Referencias:

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11 de marzo de 2015

Los futuros Pilares de la Creación

Hoy os presento una imagen del cúmulo abierto NGC 6193, situado en la constelación austral de Ara (el altar), donde una treintena de brillantes estrellas forman la asociación Ara OB1. Dos de sus estrellas destacan por su gran brillo y elevada temperatura, son estrellas gigantes y son las que, principalmente, iluminan la nebulosa NGC 6188, haciando de ella una nebulosa de emisión, visible a la derecha del cúmulo.

 Imagen 1: Parte de la asociación estelar Ara OB1. En el centro de la imagen vemos el joven cúmulo abierto NGC 6193, y a la derecha la nebulosa de emisión NGC 6188, iluminada por la radiación ionizante emitida por las más brillantes estrellas cercanas. Créditos: ESO.

Las asociaciones OB consisten, principalmente, en estrellas blancoazuladas muy jóvenes, que son, aproximadamente, 100.000 veces más brillantes que el Sol y entre 10 y 50 veces más masivas. Las estrellas que forman NGC 6193 están unidas gravitatoriamente, pero con una intensidad menor que en otros cúmulos, lo que indica que cada una viaja a la deriva. Por tanto, dentro de un tiempo relativamente corto -astronómicamente hablando- desaparecerá el cúmulo.

El muro

Por otro lado, NGC 6188 se nos muestra como un amurallamiento de nubes -tanto oscuras como brillantes- que marca el límite entre la asociación estelar y RCW 108, esto es, la nube molecuar de la región de formación estelar activa. RCW 108 está compuesta fundamentalmente por hidrógeno y estas zonas son comúnmente conocidas como regiones H II. NGC 6188, al servir como límite de estas regiones, se le conoce comúnmente como nebulosa del Borde.

A medida que RCW 108 crea nuevas estrellas, simultáneamente está siendo erosionada por los vientos y la radiación procedente de estrellas ya existentes y de explosiones de supernova. Este proceso erosivo implica que las regiones H II tienen una vida útil de unos pocos millones de años.

Futuros pilares

Parece ser que la nebulosa del Borde muestra signos de estar formando pilares, por lo que en un futuro podría albergar pilares similares a los que podemos apreciar en la nebulosa del Águila (objeto Messier 16), los conocidos como "Los Pilares de la Creación".

Imagen 1: composición de más de 500 imágenes obtenidas con el instrumento OmegaCAM instalado en el VLT Survey Telescope con un tiempo de exposición de más de 56 horas. Los filtros con los que ha sido creada la imagen son los siguientes:
- Filtro Johnson óptico en banda B (440 nm)
- Filtro SDSS óptico en banda g (480 nm)
- Filtro SDSS óptico en banda r (625 nm)
- Filtro óptico en banda H-alpha (659 nm)

Referencias:

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4 de marzo de 2015

Le estrella devorada

El caso de la estrella CW Leonis es muy particular. Esta estrella, con una masa cercana a dos veces la del Sol, parece ser que tiene una compañera la cual, dada su proximidad, estaría devorando la masa de CW Leonis, acelerando así su muerte estelar. Saber esto ha sido posible gracias a un estudio liderado por José Cernicharo, investigador del CSIC en el Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid.

La estrella erosiva

La compañera actúa como un agente erosivo de la superficie de la estrella principal, hipótesis que explicaría la pérdida de masa. “Los datos observados muestran capas muy densas que parecen reflejar episodios recurrentes de pérdida de masa en la envoltura de la estrella”, explica Cernicharo.

Imagen 1: La línea de emisión del 13-CO (2-1) integrada entre las velocidades V(LSR) -28,5 y -25,5 Km/s (contorno negro) sobreimpresionada con la emisión del 12-CO en el mismo rango de velocidades. Astronomy & Astrophysics / J. Cernicharo et al.

Y es que las capas que se van desprendiendo del cuerpo de la estrella principal aparecen rotas en pedazos, mientras que las que están más próximas al cuerpo se muestran bastante esféricas.

Explicando la rotura

“Una forma de explicar estas roturas en las capas externas CW Leonis es que puede estar dejando la fase AGB", comenta Cernicharo. En la fase AGB (Rama Asintótica Gigante, por sus siglas en inglés) la estrella ya ha agotado el hidrógeno del núcleo y empieza a usar el helio como combustible, expandiéndose y expulsando al exterior sus capas más externas.

Imagen 2: Distribución de gas en para un tiempo de 10.000 años con las pérdidas de masa destacadas en períodos de 400 años (diagramas superiores) y en períodos de 800 años (diagramas medios) en comparación con la distribución de brillo observada en la línea del monóxido de carbono. Los datos del modelo han sido convolucionados con la gaussiana de anchura igual a la HPBW (Ancho de Haz de Media Potencia) del telescopio. Los paneles de la izquierda muestran la distribución del gas para las velocidades. Créditos: Astronomy & Astrophysics / J. Cernicharo et al.

“Todas esas características clave que se dan en esta estrella, y en especial las roturas de las capas exteriores, pueden explicarse con la presencia de una estrella compañera, que pasaría cerca de CW Leonis cada 800 años, aumentando el ritmo de pérdida de masa cuando se acerca”, explica Cernicharo. El hecho de que las estrellas binarias sean comunes refuerza la hipótesis, sin embargo, al estar rodeada de polvo y gas resulta más complicado confirmar el sistema doble.

Los datos, obtenidos con el telescopio IRAM 30m del Institut de Radioastronomie Milimetrique instalado en el Pico Veleta de Sierra Nevada, en Granada, han permitido realizar mapas de emisión de la molécula de monóxido de carbono (CO), mostrando la historia de la pérdida de masa de CW Leonis en los últimos 8.000 años.

Imagen 3: Distribución de la emisión de monóxido de carbono a diferentes velocidades. Créditos: Astronomy & Astrophysics / J. Cernicharo et al.

CW Leonis es un objeto de estudio con un gran interés. Además de su velocidad constante de expansión, Cernicharo destaca que "la mitad de las especies interestelares conocidas se observan en su envoltura exterior. En este ambiente rico en carbono, la presencia de moléculas con oxígeno, como el vapor de agua, constituye aún uno de los más apasionantes enigmas por resolver”.

Imagen 4: Arriba a la izquierda se muestra la velocidad integrada de la línea de emisión del monóxido de carbono (J=2-1). En el resto de diagramas se muestran los mapas de velocidad con una resolución de 2 Km/s. Créditos: Astronomy & Astrophysics / J. Cernicharo et al.

La sensibilidad de los instrumentos aumenta con el tiempo y cada vez es más efectiva la detección de moléculas en el espacio. Moléculas de complejidad media están a las puertas de ser descubiertas.
Los datos de la investigación han sido publicados en la revista Astronomy & Astrophysics bajo el título "Molecular shells in IRC+10216: tracing the mass loss history", por J. Cernicharo et al.

El equipo que ha llevado a cabo la investigación está formado por J. Cernicharo (Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales del CSIC), N. Marcelino (National Radioastronomy Observatory, Estados Unidos), M. Agúndez (Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales del CSIC), M. Guelin (Institut de Radioastronomie Milimetrique, Francia; LERMA/Observatoire de Paris, Francia).
Artículo científico:

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2 de marzo de 2015

Una galaxia adelantada a su época

Tras suceder el Big Bang, hace unos 13.700 millones de años (año arriba, año abajo), el universo era oscuro. Al contrario de lo que puede parecer, el Big Bang no brilló porque era tanta la cantidad de materia y tan reducido el universo de aquel entonces que los fotones, esas partículas que forman la luz, no podían desplazarse. Todo eran tinieblas.

Pasada esa época oscura existió una época denominada "período de reionización" donde las primeras estrellas iluminaron el universo. Y de esa época es de donde procede la débil luz de la galaxia A1689-zD1: 700 millones de años después del Big Bang, lo que en Cosmología corresponde a un desplazamiento al rojo con valor z=7,5.

Imagen 1: Vista infrarroja de la lejana galaxia polvorienta A1689-zD1. Créditos: ESO / J. Richard.

Debido a ello, el equipo de astrónomos, liderado por Darach Watson de la Universidad de Copenhague (Dinamarca), esperaba una apariencia de galaxia recién formada, muy poco evolucionada.

Visión no directa

El grupo de astrónomos no observó la galaxia A1689-zD1 de manera directa, sino que lo hizo a través de una lente gravitatoria provocada por el cúmulo de galaxias Abell 1689 que aumenta el brillo de la débil galaxia en más de 9 veces.

En sus observaciones utilizaron el instrumento X-shooter instalado en el VLT (Very Large Telescope) y contrastaron los datos obtenidos con los aportados por el conjunto de radiotelescopios ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) de esa misma región.

Y ahí llegó la sorpresa: el estado evolutivo de la galaxia era mucho más avanzado de lo esperado.

No sería justo obviar el dato de que el telescopio espacial Hubble ya observó esta galaxia en febrero de 2008, pero no obtuvo resultados relevantes porque sus instrumentos no tenían la suficiente sensibilidad.

Imagen 2: Posición de la galaxia A1689-zD1 con respecto al cúmulo galáctico Abell 1689 observados por el telescopio espacial Hubble. Créditos: NASA / ESA / L. Bradley (Johns Hopkins University) / R. Bouwens (University of California en Santa Cruz) / H. Ford (Johns Hopkins University) / G. Illingworth (University of California en Santa Cruz).

Dilema evolutivo

La galaxia sorprendió por su rica complejidad química y su abundante polvo interestelar, del orden de la que puede encontrarse en una galaxia mucho más evolucionada.

Imagen 3: Visión de amplio campo del cielo que rodea al rico cúmulo de galaxias Abell 1689. Créditos: ESO / Digitized Sky Survey 2.

A esta edad se supone que la galaxia A1689-zD1 debía tener pocos elementos químicos pesados, esto es, elemenos más pesados que el helio, lo que en Astrofísica se conoce como metales.

Generación a generación

Y es lógico pensar que apenas hubiera metales porque estos se producen en el interior de las estrellas y se dispersan cuando las estrellas estallan como supernovas o dejan sus restos en las nebulosas planetarias.

Transcurridas varias generaciones de estrellas es cuando tendremos una gran abundancia de estos elementos como el carbono, el oxígeno o el hierro. Y dado que la galaxia A1689-zD1 es tan joven, no debería haber dado tiempo a generar tal cantidad de elementos pesados.

Imagen 4: Suma acumulativa del espectro sin binning. Los brazos del VIS y NIR se representan en azul y rojo, respectivamente. Las lagunas en el espectro acumulativo son debidas a la eliminación de las regiones afectadas por la fuerte absorción. Créditos: Nature / D. Watson et al.

Todavía no se responde todo

Pero la galaxia parecía estar emitiendo una gran cantidad de radiación en el infrarrojo lejano, indicando que ya había producido muchas de sus estrellas y cantidades significativas de metales, revelando también que su relación polvo-gas era similar a la de galaxias mucho más evolucionadas.

 Imagen 5: Comparativa de la región observada con varios filtros. Créditos: Nature / D. Watson et al.

"Aunque el origen del polvo galáctico sigue siendo un misterio, nuestros resultados indican que su producción es muy rápida, en un margen de 500 millones años desde el comienzo de la formación de estrellas en el universo. En términos cosmológicos, es un plazo muy corto, dado que la mayoría de las estrellas viven miles de millones de años", explica Watson.

Con estos nuevos resultados hemos sabido que el universo temprano funciona de una forma muy diferente a lo que suponíamos. Gracias a la nueva tecnología podemos observar cada vez mejor estos fenómenos que nos ayudan a comprender mejor todo lo que nos rodea, por muy lejos que esté.
Este trabajo de investigación se ha publicado el 2 de marzo de 2015 en la revista Nature bajo el título “A dusty, normal galaxy in the epoch of reionization”, por D. Watson et al.

El equipo que ha llevado a cabo la investigación está formado por D. Watson (Niels Bohr Institute/University of Copenhagen, Dinamarca), L. Christensen (University of Copenhagen, Dinamarca), K. K. Knudsen (Chalmers University of Technology, Suecia), J. Richard (CRAL/Observatoire de Lyon, Francia), A. Gallazzi (INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italia) and M. J. Michalowski (SUPA/Institute for Astronomy/University of Edinburgh/Royal Observatory, Reino Unido).
La imagen 2 fue tomada por el instrumento ACS (Advanced Camera for Surveys) instalado en el telescopio espacial Hubble con los siguientes filtros:
- Filtro Óptico en banda B (475 nm)
- Filtro Óptico en banda R (625 nm)
- Filtro Infrarrojo en banda Z (850 nm)

Artículo científico:

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