Anillos espaciales

Siempre me ha llamado la atención el planeta Saturno por su sistema de anillos. Supongo que a muchos de vosotros os pasa algo parecido. Pero Saturno no es el único planeta del Sistema Solar que posee anillos: Júpiter, Urano y Neptuno también los tienen pero no son visibles desde la Tierra, tan sólo con telescopios espaciales y bajo muy buenas condiciones.

Allá por 2004 pude ver por primera vez los anillos de Saturno a través de un telescopio. El pensamiento que tuve fue que era igual que lo que había visto en los libros. Han pasado 10 años y todavía me entusiasma ver esos anillos, ajustar el enfoque e intentar vislumbrar la división de Cassini entre los anillos A y B, o identificar algunos de los satélites visibles. Titán, Dione o Rea son fáciles de ver.

¿Y por qué os cuento esto? Porque se ha descubierto un nuevo cuerpo dentro del Sistema Solar que tiene un sistema de anillos. Se llama (10199) Chariklo y es un cuerpo menor que orbita entre Saturno y Urano. El hecho de ser un cuerpo menor indica que su masa no es la suficiente como para que su gravedad le confiera un aspecto cuasi-esférico.

La ocultación de Chariklo

Los anillos de este cuerpo menor se descubrieron de manera indirecta, es decir, no se han observado directamente, sino que se han visto los efectos que producen. Ya de por sí es complicado observar directamente a Chariklo porque su tamaño es de 250 Km y se encuentra a más de mil millones de Km de la Tierra.

Esta impresión artística muestra el aspecto que deben tener los anillos. Créditos: ESO/L. Calçada/Nick Risinge.

El 3 de junio de 2013 las predicciones afirmaban que Chariklo pasaría frente a la estrella UCAC4-248-108672 y esta ocultación sería visible desde el sur de América. Entre otros telescopios, participaron el telescopio danés de 1.54 metros y el telescopio TRAPPIST, ambos situados en el Observatorio La Silla de ESO en Chile.

La sorpresa de la ocultación

Como en todas las ocultaciones de estrellas, cuando el cuerpo ocultador pasa frente a la luz de la estrella, esta disminuye durante unos segundos. Este procedimiento es la única forma de averiguar el tamaño y la forma de estos cuerpos, dadas con bastante precisión.

"No estábamos buscando un anillo y no creíamos que cuerpos pequeños como Chariklo los tuvieran, por lo que el descubrimiento ha sido toda una sorpresa" afirma Felipe Braga-Ribas del Observatório Nacional/MCTI en Rio de Janeiro (Brasil), autor principal del artículo y responsable de planear la campaña de observación.

Aspecto que deben tener los anillos en torno a (10199) Chariklo. Créditos: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser/Nick Risinger.

Pero la ocultación vino con sorpresa: unos segundos antes y unos segundos después de la ocultación principal, hubo dos caídas de luz muy cortas indicando que algo alrededor de Chariklo bloqueaba la luz. Componiendo los resultados obtenidos por todos los telescopios se dedujo que se trataba de anillos, pudiendo caracterizar su forma, anchura y orientación.

De hecho, se trata de dos anillos muy definidos de tres y siete Km de ancho separados por un espacio de nueve Km. Las primeras hipótesis apuntan a que este tipo de anillos parece formarse a partir de restos generados tras una colisión.

Impresión artística que deben tener los anillos de (10199) Chariklo en detalle. Créditos: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser/Nick Risinger.

"Para mí fue sorprendente descubrir que éramos capaces, no sólo de detectar un sistema de anillos, sino de especificar que se trata de dos anillos claramente diferenciados", añade Uffe Gråe Jørgensen del Niels Bohr Institute en Copenhagen (Dinamarca) miembro del equipo que ha llevado a cabo la investigación. "Intento imaginar cómo sería estar sobre la superficie de este objeto helado, y mirar fijamente a un sistema de anillos de 20 kilómetros de ancho mil veces más cerca que la Luna".

Curva de luz de la ocultación de la estrella por parte de (10199) Chariklo donde se puede apreciar en el centro la ocultación del cuerpo menor y a ambos lados las dos ocultaciones por parte de los anillos. Créditos: Nature/F. Braga-Ribas et al.

Estos anillos ya tienen nombre, aunque de manera provisional: Oiapoque y Chuí, dos ríos cerca de los extremos norte y sur de Brasil. Dentro de un tiempo, será la IAU quien los nombre de manera oficial según sus normas de nomenclatura. Braga Ribas piensa que todavía no está todo hecho: "al igual que los anillos, es muy probable que Chariklo tenga, al menos, una pequeña luna esperando ser descubierta". Habrá que seguir buscando...

Este trabajo fue presentado en el artículo titulado “A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo”, por F. Braga-Ribas et al., que aparece online en la revista Nature del 26 de marzo de 2014.

El equipo está compuesto por F. Braga-Ribas (Observatório Nacional/MCTI en Rio de Janeiro, Brasil), B. Sicardy (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), J. L. Ortiz (Instituto de Astrofísica de Andalucía en Granada, España), C. Snodgrass (Max Planck Institute for Solar System Research en Katlenburg-Lindau, Alemania), F. Roques (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), R. Vieira- Martins (Observatório Nacional/MCTI en Rio de Janeiro, Brasil; Observatório do Valongo en Rio de Janeiro, Brasil y Observatoire de Paris, France), J. I. B. Camargo (Observatório Nacional/MCTI en Rio de Janeiro, Brasil), M. Assafin (Observatório do Valongo/UFRJ en Rio de Janeiro, Brasil), R. Duffard (Instituto de Astrofísica de Andalucía en Granada, España), E. Jehin (Institut d’Astrophysique de l’Université de Liege, Bélgica), J. Pollock (Appalachian State University en Boone, Estados Unidos), R. Leiva (Pontificia Universidad Católica de Chile en Santiago, Chile), M. Emilio (Universidade Estadual de Ponta Grossa, Brasil), D. I. Machado (Polo Astronomico Casimiro Montenegro Filho/FPTI-BR en Foz do Iguaçu, Brasil; Universidade Estadual do Oeste do Paraná en Foz do Iguaçu, Brasil), C. Colazo (Ministerio de Educación de la Provincia de Córdoba, Argentina; Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba, Argentina), E. Lellouch (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), J. Skottfelt (Niels Bohr Institute en Copenhagen, Dinamarca; Centre for Star and Planet Formation en Copenhagen, Dinamarca), M. Gillon (Institut d’Astrophysique de l’Université de Liege en Bélgica), N. Ligier (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), L. Maquet (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), G. Benedetti-Rossi (Observatório Nacional/MCTI en Rio de Janeiro, Brasil), A. Ramos Gomes Jr (Observatório do Valongo en Rio de Janeiro, Brasil, P. Kervella (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), H. Monteiro (Instituto de Física e Química en Itajubá, Brasil), R. Sfair (UNESP en Guaratinguetá, Brasil), M. El Moutamid (LESIA, Observatoire de Paris, Francia), G. Tancredi (Observatorio Astronomico Los Molinos en Montevideo, Uruguay; Dpto. Astronomía de la Facultad de Ciencias, Uruguay), J. Spagnotto (Observatorio El Catalejo en Santa Rosa, Argentina), A. Maury (San Pedro de Atacama Celestial Explorations en San Pedro de Atacama, Chile), N. Morales (Instituto de Astrofísica de Andalucía en Granada, España), R. Gil-Hutton (Complejo Astronomico El Leoncito en San Juan, Argentina), S. Roland (Observatorio Astronomico Los Molinos en Montevideo, Uruguay), A. Ceretta (Dpto. Astronomía de la Facultad Ciencias, Uruguay; Observatorio del IPA, Uruguay), S.-h. Gu (National Astronomical Observatories/Yunnan Observatory; Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects en Kunming, China), X.-b. Wang (National Astronomical Observatories/Yunnan Observatory; Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects en Kunming, China), K. Harpsøe (Niels Bohr Institute en Copenhagen, Dinamarca; Centre for Star and Planet Formation en Copenhagen, Dinamarca), M. Rabus (Pontificia Universidad Católica de Chile en Santiago, Chile; Max Planck Institute for Astronomy en Heidelberg, Alemania), J. Manfroid (Institut d’Astrophysique de l’Université de Liege, Bélgica), C. Opitom (Institut d’Astrophysique de l’Université de Liege, Bélgica), L. Vanzi (Pontificia Universidad Católica de Chile en Santiago, Chile), L. Mehret (Universidade Estadual de Ponta Grossa en Brasil), L. Lorenzini (Polo Astronomico Casimiro Montenegro Filho/FPTI-BR en Foz do Iguaçu, Brasil), E. M. Schneiter (Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba en Argentina; Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas de Argentina; Instituto de Astronomía Teórica y Experimental en Córdoba, Argentina; Universidad Nacional de Córdoba en Argentina), R. Melia (Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba, Argentina), J. Lecacheux (LESIA), F. Colas (Observatoire de Paris, Francia), F. Vachier (Observatoire de Paris, Francia), T. Widemann (LESIA), L. Almenares (Observatorio Astronomico Los Molinos en Montevideo, Uruguay; Dpto. Astronomía de la Facultad Ciencias, Uruguay), R. G. Sandness (San Pedro de Atacama Celestial Explorations en San Pedro de Atacama, Chile), F. Char (Universidad de Antofagasta, Chile), V. Pérez (Observatorio Astronomico Los Molinos en Montevideo, Uruguay; Dpto. Astronomía de la Facultad de Ciencias, Uruguay), P. Lemos (Dpto. Astronomía de la Facultad Ciencias, Uruguay), N. Martinez (Observatorio Astronomico Los Molinos en Montevideo, Uruguay; Dpto. Astronomía de la Facultad Ciencias, Uruguay), U. G. Jørgensen (Niels Bohr Institute en Copenhagen, Dinamarca; Centre for Star and Planet Formation, Geological Museum en Copenhagen, Dinamarca), M. Dominik (University of St Andrews, Reino Unido) F. Roig (Observatório Nacional/MCTI en Rio de Janeiro, Brasil), D. E. Reichart (University of North Carolina en Chapel Hill, Estados Unidos), A. P. LaCluyze (UNC), J. B. Haislip (UNC), K. M. Ivarsen (UNC), J. P. Moore (UNC), N. R. Frank (UNC) y D. G. Lambas (Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba, Argentina; Instituto de Astronomía Teórica y Experimental en Córdoba, Argentina).

Nota de Prensa: 

http://www.eso.org/public/spain/news/eso1410/ 

Nota de Prensa en versión original: 

http://www.eso.org/public/news/eso1410/ 

Artículo Científico:

http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1410/eso1410a.pdf

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Phänomenta en Alcalá de Henares

Siempre es agradable anunciar una feria de ciencia donde los asistentes pueden experimentar con los cinco sentidos y descubrir que, tal vez, algunas cosas no funcionan tal y como se esperaría, sino de un modo distinto. Pero todo tiene explicación, y cuando les explican ese "porqué" de algo que no se ajustaba con el "yo pensaba que", surge ese "ahhh" de exclamación porque, finalmente, lo han comprendido, y para ello, han aprendido física, química o cualquier otra ciencia.

Pues bien, esa feria de ciencia ha estado recorriendo centros comerciales de toda Europa desde 2006, y por primera vez llega a España, y su primera parada será mi ciudad adoptiva, Alcalá de Henares (Madrid). El evento se llama Phänomenta y bajo el lema "Participa y Experimenta", invitan a todo el mundo a descubrir geniales experimentos que pondrán a prueba su percepción de la naturaleza.

Esta feria estará expuesta en el Centro Comercial Alcalá Magna de Alcalá de Henares y se podrá visitar del 13 al 23 de marzo. La entrada es libre y se pueden organizar visitas grupales. Habrá monitores que expliquen lo que sea necesario con tal de que los asistentes comprenda cómo y porqué suceden las cosas, y además a ciertas horas habrá visitas guiadas (consultar).

La feria de ciencia Phänomenta dispone de un taller experimental destinado a un público infantil y de un área de exposición. Con apoyo de monitores, se realizarán talleres para recrear experimentos como el disco de Benham.

Disco de Benham

Phänomenta es una exposición orientada hacia el ocio educativo desarrollada en los amplios recibidores de centros comerciales organizada por ECE en colaboración con el Phänomenta Flensburg y la Universität Flensburg.

Personalmente he podido asistir a una de las fases de montaje de la exposición y os puedo asegurar que merecerá la pena.

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El cacahuete cósmico hipergigante de HR 5171 A

En el universo hay estrellas gigantescas, estrellas cuyo tamaño se escapa a nuestra imaginación. Más que supergigantes. Las llamamos estrellas hipergigantes. Estrellas que cuando mueran no lo harán en forma de supernova, sino en una explosión mucho más violenta llamada hipernova.

Y esto os lo cuento porque utilizando el VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de ESO, Olivier Chesneau del Observatoire de la Côte d’Azur (Niza, Francia) y un equipo internacional de colaboradores ha descubierto que la estrella amarilla hipergigante HR 5171 A (también es conocida como V766 Cen, HD 119796 y HIP 67261) es mucho mayor de lo esperado: 1300 veces el diámetro del Sol.

 

Imagen de amplio campo donde aparece la estrella HR 5171 A rodeada por un halo rojo. Créditos: ESO/Digitized Sky Survey 2.

Ya se conocen estrellas de un tamaño comparable, pero lo que cataloga este hallazgo de descubrimiento es que nunca se había visto algo así en una estrella amarilla ya que tamaños comparables tan sólo se han observado en estrellas supergigantes rojas que alcanzan radios de 1000 a 1500 veces el del Sol. De hecho, el radio esperado de una amarilla supergigante era de entre 400 y 700 veces el de nuestra estrella. Por lo tanto, HR 5171 A se convierte en la estrella amarilla más grande conocida.

La estrella está muy alejada de nuestro planeta, a unos 12000 años luz en dirección a la constelación Centaurus, pero su brillo es alrededor de un millón de veces superior al del Sol, por lo que es posible verla a simple vista bajo unas buenas condiciones celestes. Pero unos prismáticos hacen el trabajo mucho más sencillo.

Mapa estelar de la constelación de Centaurus. La mayor parte de las estrellas pueden verse en un cielo oscuro a simple vista. La posición de la estrella amarilla hipergigante HR 5171 A está marcada dentro de un círculo rojo. Créditos: ESO, IAU and Sky & Telescope.

Las 10 más grandes

Por su tamaño, la estrella también ha entrado en la lista de las diez estrellas más grandes conocidas, encabezada por UY Scuti (1708 veces el radio del Sol), desbancando así del décimo lugar a PZ Cassiopeiae (1200 veces el radio del Sol). De acuerdo a su tamaño, la estrella HR 5171 A es un 50% más grande que la archiconocida supergigante roja Betelgeuse de la constelación de Orión.

Analizando los datos de variaciones de brillo proporcionados por otros observatorios, los astrónomos han confirmado que se trata de una estrella binaria eclipsante, siendo HR 5171 A orbitada cada 1300 días por su estrella compañera. “Las dos estrellas están tan cerca la una de la otra que se tocan y todo el sistema parece un cacahuete gigante”, comenta Chesneau.

Impresión artística de la estrella hipergigante amarilla HR 5171 A y su compañera. Créditos: ESO.

Este nuevo descubrimiento destaca lo importante que es estudiar estas enormes amarillas hipergigantes de corta vida, ya que esta información podría darnos una forma de comprender los procesos evolutivos de las estrellas masivas en general.

Chesneau concluye diciendo que “la acompañante que hemos encontrado es muy importante, ya que puede influir en el destino de HR 5171 A, por ejemplo, haciendo que expulse sus capas exteriores y modificando su evolución”.

Para calcular el tamaño de esta estrella, los astrónomos utilizaron una técnica llamada interferometría para combinar la luz recogida por múltiples telescopios individuales, recreando un telescopio gigante de más de 140 metros de diámetro. El resultado obtenido, y ante la posibilidad de haber caído en un error, llevó al equipo a investigar cuidadosamente antiguas observaciones de la estrella llevadas a cabo durante más de sesenta años para ver cómo se había comportado anteriormente.

Analizar el pasado

De estos datos tomados en el pasado destacan los datos espectrales utilizando el instrumento UCLES (University College London Echelle Spectrograph) en el telescopio Anglo-Australiano (North Ryde, Australia), así como los obtenidos con el instrumento PUCHEROS de la Pontificia Universidad Catótica de Chile (PUC) en el SAAO (South African Astronomical Observatory). Por último, se analizaron observaciones coronográficas con el instrumento del infrarrojo cercano NICI (Near-Infrared Coronagraphic Imager) instalado en el Gemini Observatory (Telescopio Sur, Cerro Pachón, Chile).

Vista del telescopio Gemini South situado en una elevación de 2737 metros en Cerro Pachón (Chile). Al fondo pueden apreciarse los Andes nevados. Créditos: Gemini Observatory.

El astrónomo aficionado Sebastián Otero también analizó esta estrella entre 2000 y 2013. Astrónomos profesionales han catalogado estos datos como "excelentes" ya que ilustran la calidad de observaciones llevadas a cabo por astrónomos aficionados.

Estrellas escasas

No son muy abundantes estas estrellas amarillas hipergigantes, de hecho, en nuestra galaxia se conocen del orden de doce. Destacan por su grandiosidad y brillo, pero se encuentran en una fase muy inestable de su existencia, sufriendo rápidos cambios. Esta inestabilidad hace que las estrellas expelan gases al exterior creando una gigantesca atmósfera alrededor suya.

Representación artística animada que muestra la estrella amarilla hipergigante HR 5171 A y a su compañera formando un sistema binario eclipsante. Créditos: ESO.

Se ha descubierto que la estrella HR 5171 A se está haciendo cada vez más grande en base a los datos obtenidos en los últimos 40 años. A medida que crece, su superficie se va enfriando y esta evolución se ha captado en pleno proceso, algo muy inusual debido a la lenta evolución de las estrellas. De hecho, muy pocas han sido las captadas en esta breve fase en la que pasan por fuertes cambios de temperatura a medida que evolucionan rápidamente.

Quiero terminar con una pequeña reflexión sobre el tamaño de la estrella: la distancia que nos separa del Sol es de 150 millones de Km. Si en el lugar del Sol fuese ocupado por HR 5171 A, su tamaño englobaría las órbitas de Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Júpiter, quedando su superficie a medio camino entre Júpiter y Saturno.

Este trabajo de investigación se ha presentado en el artículo “The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase”, por Chesneau et al., y aparece en la revista Astronomy & Astrophysics.

El equipo está compuesto por O. Chesneau (Laboratoire Lagrange, Université Nice Sophia-Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur en Niza, Francia), A. Meilland (Lagrange), E. Chapellier (Lagrange), F. Millour (Lagrange), A.M. Van Genderen (Leiden Observatory en Holanda), Y. Nazé (Le Fonds de la Recherche Scientifique en Lieja, Bélgica), N. Smith (Steward Observatory en Tucson, Estados Unidos) A. Spang (Lagrange), J.V. Smoker (ESO en Santiago, Chile), L. Dessart (Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille en Francia), S. Kanaan (Instituto de Física y Astronomía, Universidad de Valparaíso en Chile), Ph. Bendjoya (Lagrange), M.W. Feast (South African Astronomical Observatory en Ciudad del Cabo, Sudáfrica), J.H. Groh (Geneva Observatory en Ginebra, Suiza), A. Lobel (Royal Observatory of Belgium en Bruselas, Bélgica), N. Nardetto (Lagrange), S. Otero (American Association of Variable Star Observers en Cambridge, Estados Unidos), R.D. Oudmaijer (School of Physics & Astronomy, University of Leeds, Reino Unido), A.G. Tekola (SAAO y Las Cumbres Observatory Global Telescope Network en Goleta, Estados Unidos), P.A. Whitelock (SAAO), C. Arcos (IFA), M. Curé (IFA) y L. Vanzi (Department of Electrical Engineering and Center of Astro Engineering, Pontificia Universidad Catolica en Santiago, Chile).

 Artículo científico: 

The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase (O. Chesneau et al.)

Referencias: 

ESO 

Observatoire de la Côte d’Azur 

Gemini Observatory

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Comunicado de la IAU

La IAU (Unión Astronómica Internacional) ha emitido un comunicado para clarificar los casos en los que un cuerpo celeste o alguna característica representativa debe ser nombrado y cómo debe ser dicha nomenclatura.

Esto es debido a que recientemente han surgido múltiples iniciativas que aprovechan el interés del público por el espacio y la astronomía, algunas de ellas incluso poniendo precio al nombramiento de objetos espaciales y de sus características, tales como los cráteres de Marte.

La Unión Astronómica Internacional (IAU) desea hacer hincapié en que estas iniciativas van en contra del espíritu libre e igualitario de acceso al espacio, así como contra las normas internacionalmente reconocidas. Este es el comunicado:

"Con el fin de asegurar que todos los científicos, educadores y público en general "hablen el mismo idioma", los astrónomos de la IAU se han puesto de acuerdo sobre las normas para asignar nombres a objetos espaciales, características de un cuerpo celeste o fenómenos observados de manera que puedan ser fácilmente localizados, descritos y tratados. Por ejemplo, las características de un determinado planeta o satélite reciben nombres escogidos de un tema en particular. Sólo a aquellas características que se consideren significativas para la ciencia se les asignará un nombre, dejando así otras características para ser nombradas por generaciones futuras.

Aunque las normas actuales son que el público en general no puede solicitar el nombre de una característica, sí pueden hacerlo a través de una invitación pública que surja de una agencia espacial o de los descubridores de dicha característica. Es el caso de la misión Magellan de la NASA lanzada en 1989: el público fue invitado a ofrecer nombres de mujeres que habían realizado aportaciones destacadas o fundamentales en sus campos, para así nombrar los cráteres de Venus.

Un ejemplo más reciente fue el nombramiento de los dos satélites recientemente descubiertos en Plutón en 2013: sus nombres fueron el resultado de una votación pública. Los nombres seleccionados fueron aprobados por la IAU con la colaboración del público. y la participación libre e igual se ofrezcan al público en general. En relación a los cráteres de Marte, sólo los "descubridores", en este caso las agencias espaciales, pueden tomar la iniciativa para involucrar al público en el proceso de nombramiento, en cooperación con la UAI y siguiendo la normativa internacional.

Representación artística del planeta Marte basada en imágenes de alta resolución tomadas desde el espacio donde se revelan algunos de los muchos cráteres que cubren gran parte de su superficie. Recientemente iniciativas que aprovechan el interés del público por el espacio y la astronomía se han multiplicado, algunos poniendo precio al nombramiento de objetos espaciales y de sus características, tales como los cráteres de Marte. La Unión Astronómica Internacional (IAU) desea hacer hincapié en que estas iniciativas van en contra del espíritu libre e igualitario de acceso al espacio, así como contra las normas internacionalmente reconocidas. Créditos: IAU / M. Kornmesser.

En 1919, cuando se fundó la IAU, se le dio la misión oficial de establecer una nomenclatura internacionalmente reconocida para los planetas y satélites. El objetivo en esos momentos fue el de estandarizar los diferentes sistemas de nomenclatura de la Luna que se encontraban por aquel entonces en uso. Desde entonces, la IAU ha construido con éxito un único catálogo oficial y fiable de nombres de características de la superficie lunar, lo que permite una buena comunicación pública y científica a nivel internacional. La IAU ha desempeñado un papel clave para lograr que la URSS y los EE.UU. lleguen a un acuerdo sobre las reglas de nomenclatura para las características lunares, incluso durante la carrera espacial de los años sesenta.

Hoy en día, el Grupo de Trabajo para la Nomenclatura de Sistemas Planetarios (WGPSN) de la IAU, en representación de la comunidad astronómica mundial, ofrece un sistema único de nombres oficiales de objetos del Sistema Solar (características de la superficie de un planeta, satélites naturales, planetas enanos, y anillos planetarios) para el beneficio de la comunidad científica internacional, los educadores y el público en general. Para obtener más sobre el nombramiento de objetos en el espacio, por favor visite la página Naming Astronomical Objects de la IAU.

La IAU anima a entidades que deseen promover la ciencia y la exploración espacial a seguir estas reglas internacionalmente aceptadas y explicarlas como parte de su programa de exploración espacial y educacional."

Nota de prensa (versión original): 

Concerns and Considerations with the Naming of Mars Craters.

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WISE y sus 3000 nuevas estrellas

Todavía quedan estrellas cercanas por descubrir. O eso al menos es lo que nos dicen los últimos análisis de los datos aportados por la sonda WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA. Y es que en un sondeo de WISE, cuyo objetivo eran cuerpos ajenos a nuestro Sistema Solar, se han encontrado ni más ni menos que 3.525 estrellas y enanas marrones en 500 años luz a la redonda del Sol.

Representación artística de la sonda WISE. Créditos: NASA/JPL-Caltech.

"Sistemas de estrellas vecinos que antes no podíamos ver, ahora han salido a relucir gracias a los datos de WISE", dijo Ned Wright, de la UCLA (Los Angeles, Estados Unidos), investigador principal de la misión.

WISE que funcionó desde 2010 hasta principios de 2011, tuvo tiempo de llevar a cabo dos sondeos completos del cielo. Tras analizar los resultados, se encontraron casi 750 millones de asteroides, estrellas y galaxias.  Una vez que WISE completó su misión principal, fue puesta en hibernación.

NEOWISE: La reaparición

En septiembre de 2013 fue reactivada y rebautizada como NEOWISE. Se le asignó una nueva misión para ayudar a la NASA en la tarea de identificación de la población de objetos cercanos a la Tierra potencialmente peligrosos. NEOWISE también está caracterizando tanto asteroides como cometas conocidos previamente para comprender mejor sus tamaños y composiciones. En noviembre de 2013, la NASA dio a conocer datos del programa AllWISE, que ahora permite a los astrónomos comparar los dos sondeos en busca de objetos en movimiento.

 

Estrella cercana que destaca en rojo en una imagen del Second Generation Digitized Sky Survey. La estrella llamada WISEA J204027.30 695924.1 fue descubierta con datos de WISE. Se trata de una estrella sub-enana tipo L y los filtros usados fueron el azul (banda B - 4500 Angstroms), verde (banda R - 6600 Angstroms) y rojo (banda I - 8000 Angstroms). Créditos: DSS/NASA/JPL-Caltech.

"Estamos encontrando objetos que habían pasado por alto anteriormente", dijo Davy Kirkpatrick, autor principal del sondeo e investigador en el Infrared and Processing Analysis Center de la NASA en el California Institute of Technology (Pasadena, Estados Unidos). Destacar que algunos de estos 3.525 objetos también fueron encontrados en el estudio de Luhmann, que catalogó 762 objetos.

En general, cuando la diferencia de posición de un objeto de WISE es mayor en la comparativa de los dos catálogos, indica que más cerca se encuentra de nosotros, del mismo modo que los aviones parece que van más rápido cuando más bajo vuelan.

Las búsquedas de estos objetos en movimiento están descubriendo algunas de las estrellas más cercanas. Entre estos descubrimientos se encuentran una estrella situada a unos 20 años luz de distancia en la constelación de la Norma, y dos enanas marrones a tan sólo 6.5 años luz de distancia, lo que significa el objeto ajeno al Sistema Solar más cercano descubierno en casi un siglo.

El tercer sistema estelar más cercano al Sol, llamado WISE J104915.57-531906 se encuentra en el centro de la imagen más grande, tomada por WISE. Parecía ser un único objeto, pero una imagen más nítida tomada por el Observatorio Gemini en Chile, reveló que se rataba de un sistema binario de estrellas compuesto por dos enanas marrones. Créditos: NASA/JPL-Caltech/Gemini Observatory/AURA/NSF.

Ni rastro del "Planeta X"

Pero de entre todos los objetos que ha descubierto WISE, no ha aparecido el supuesto noveno planeta del Sistema Solar conocido comunmente como "Planeta X". Algunos investigadores teorizaron sobre la existencia de un gran planeta situado más allá de la órbita de Plutón. asignándole varios nombres como "Nemesis" o "Tyche", aunque parece ser que el más populoso es el de "Planeta X".

De hecho, su existencia es descartable ya que WISE cubrió todo el espectro infrarrojo en el entorno más cercano de nuestro Sistema Solar, no encontrando ningún objeto comparable a Saturno o superior en 10.000 unidades astronómicas. Tampoco encontró ningún objeto más grande que Júpiter en 26.000 UA, siendo 1 UA la distancia media de la Tierra al Sol, es decir, 150 millones de Km y 40 UA la que separa el Sol de Plutón.

Gráfica mostrando qué tipos de objetos puede detectar WISE en relación a su tamaño y distancia a la que se encuentran. Se basa en el principio de que los cuerpos con masas mayores son más brillantes y por lo tanto se pueden ver a distancias mayores. Créditos: Janella Williams/Penn State University.

"Probablemente el sistema solar exterior no contenga un planeta gigante de gas, o una pequeña estrella compañera", dijo Kevin Luhman del Center for Exoplanets and Habitable Worlds de la Penn State University (Pennsilvania, Estados Unidos), autor de un artículo publicado en la revista Astrophysical Journal donde se describen los resultados de los sondeos de WISE.

Especulaciones anteriores sobre este hipotético planeta se basa en estudios geológicos que sugerían una sincronización con la Tierra asociada a extinciones masivas. La idea era que un gran planeta o estrella pequeña escondida en los confines de nuestro Sistema Solar podría entrar en resonancia gravitatoria con la Tierra enviando cometas desde el exterior del Sistema Solar hasta nuestro planeta.

Los dos sondeos de WISE fueron capaces de encontrar objetos de los que nunca antes se había oído hablar, por lo que se piensa que otros muchos cuerpos del Sistema Solar están esperando ser descubiertos a medida que se vayan analizando los datos de los sondeos. "Creemos que hay más estrellas por encontrar con WISE", dijo Wright.

Los datos obtenidos a partir de los dos sondeos de WISE se publicaron el pasado 24 de febrero en el artículo "The AllWISE Motion Survey and the Quest for Cold Subdwarfs" de la revista Astrophysical Journal.

Los miembros del equipo que han llevado a cabo la investigación son J. Davy Kirkpatrick (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech), Adam Schneider (Department of Physics and Astronomy en la Universidad de Toledo en Ohio), Sergio Fajardo-Acosta (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech), Christopher R. Gelino (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech y NASA Exoplanet Science Institute en el Caltech), Gregory N. Mace (Department of Physics and Astronomy en la UCLA), Edward L. Wright (Department of Physics and Astronomy en la UCLA), Sarah E. Logsdon (Department of Physics and Astronomy en la UCLA), Ian S. McLean (Department of Physics and Astronomy en la UCLA), Michael C. Cushing (Department of Physics and Astronomy en la Universidad de Toledo en Ohio), Michael F. Skrutskie (Department of Astronomy en la Universidad de Virginia), Peter R. Eisenhardt (Jet Propulsion Laboratory en Pasadena), Daniel Stern (Jet Propulsion Laboratory en Pasadena), Mislav Baloković (Caltech), Adam J. Burgasser (Department of Physics en la Universidad de California en San Diego), Jacqueline K. Faherty (Department of Terrestrial Magnetism en el Carnegie Institution de Washington), George B. Lansbury (Department of Physics de la Universidad de Durham), J. A. Rich (Observatories of the Carnegie Institution de Washington), Nathalie Skrzypek (Astro Group del Imperial College London), John W. Fowler (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech), Roc M. Cutri (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech), Frank J. Masci (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech), Tim Conrow (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech), Carl J. Grillmair (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech), Howard L. McCallon (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech), Charles A. Beichman (Infrared Processing and Analysis Center en el Caltech y NASA Exoplanet Science Institute en el Caltech) y Kenneth A. Marsh (School of Physics and Astronomy de la Universidad de Cardiff).

Artículo científico relacionado: 

The AllWISE Motion Survey and the Quest for Cold Subdwarfs (J.D. Kirkpatrick et al).

Referencias: 

http://www.nasa.gov/wise 

http://wise.astro.ucla.edu 

http://jpl.nasa.gov/wise.

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Un impacto de cometa cada cinco minutos

La estrella Beta Pictoris es la segunda estrella más brillante de la constelación del Caballete del Pintor, una constelación visible desde el hemisferio Sur. La distancia que nos separa de esa estrella es relativamente corta, unos 99 años luz, y es visible a simple vista. Además, se conoce la existencia de un planeta orbitando a una distancia de 1200 millones de Km., esto es, 8 veces la distancia Tierra-Sol.

Esta estrella es el arquetipo de sistema planetario joven ya que todavía posee parte del disco protoplanetario a partir de cuál se formó y un disco de escombros rodeando la estrella. Estos discos son conocidos como "discos de debris", producto de colisiones en cascada de las rocas que orbitan a la estrella.

Imagen compuesta del entorno cercano a la estrella Beta Pictoris en el rango del infrarrojo cercano. La parte externa de la imagen muestra la luz reflejada en el polvo del disco y la parte interior es la parte más interna del sistema. Créditos: ESO/A. M. Lagrange et al.

Imagen representando el movimiento del exoplaneta Beta Pictoris b. Para obtener esta imagen, el equipo de astrónomos usó el instrumento NAOS-CONICA (conocido como NACO), instalado en uno de los telescopios unitarios del VLT de ESO. Créditos: ESO / A. M. Lagrange.

El conjunto de telescopios ALMA (Atacama Large Millimeter-submillimeter Array) en el ESO (Observatorio Europeo Austral) ha indagado en la nube que rodea la estrella y ha observado que está impregnada de monóxido de carbono (CO), un gas letal para el ser humano pero muy abundante en la Tierra primitiva, por lo que el exopleneta Beta Pictoris b podría ser un buen candidato para albergar alguna forma de vida tal y como la conocemos en nuestro planeta.

Dado que el planeta podría estar sometido a un intenso bombardeo de cometas y éstos están compuestos fundamentalmente por hielo de monóxido de carbono, dióxido de carbono, amoníaco y metano, mezclados con una gran cantidad de polvo y hielo de agua, podrían proporcionar los componentes requeridos para que la vida aparezca.

Mapa de la constelación de Pictor donde se marca la estrella Beta Pictoris con un círculo rojo. Créditos: ESO/IAU and Sky & Telescope.

La descomposición del CO

¿Sabéis qué ocurre con el monóxido de carbono cuando es irradiado por la luz de una estrella? Se descompone rápidamente. Astronómicamente hablando, debería durar un suspiro de unos 100 años. La pregunta ahora es esta: si el disco de Beta Pictoris tiene 20 millones de años, ¿de dónde procede el monóxido de carbono y por qué existen grandes cantidades de este gas?

La respuesta la tiene Bill Dent, astrónomo de ESO en el JAO (Joint ALMA Office) en Santiago de Chile (Chile). “A menos que estemos viendo a Beta Pictoris pasando por un momento muy inusual, el monóxido de carbono debe estar siendo repuesto de manera continua”. Dent es el autor principal del artículo publicado el pasado 6 de marzo en la revista Science. “La fuente más abundante de monóxido de carbono en un sistema solas joven son las colisiones entre cuerpos helados, desde cometas hasta objetos mayores, de tamaño planetario”, añade.

Impresión artística que ilustra los numerosos impactos que han producido las ingentes cantidades de monóxido de carbono que hacen que su cantidad se mantenga constante. Créditos: NASA's Goddard Space Flight Center/F. Reddy.

Pero el monóxido de carbono se destruye a un ritmo extremadamente alto, por lo tanto, la conclusión parece clara: “Para obtener la cantidad de monóxido de carbono que estamos observando, el ritmo de colisiones debería ser verdaderamente sorprendente: una colisión de un cometa de gran tamaño cada cinco minutos”, explica Aki Roberge, astrónomo del Goddard Research Center de la NASA en  Greenbelt (Estados Unidos) y coautor del artículo. “Para alcanzar este número de colisiones, debería tratarse de un enjambre de cometas muy juntos y muy masivo”, añade Roberge.

Una cosa más

Pero eso no es todo, ya que ALMA no sólo descubrió el monóxido de carbono. Con los datos obtenidos también se ha realizado un mapa de su ubicación en el disco gracias a la capacidad de ALMA de medir de manera simultánea tanto la posición como la velocidad, descubriendo que el gas se encuentra concentrado en una zona muy determinada. Esta concentración se encuentra a 13.000 millones de kilómetros de su estrella, tres veces la distancia de Neptuno al Sol. El porqué de esta posición tan específica es todavía un misterio.

Imagen captada por ALMA del monóxido de carbono que rodea la estrella Beta Pictoris (arriba) con su proyección (abajo) donde se puede apreciar la gran concentración de gas en los alrededores. Para comparar, las órbitas del Sistema Solar se muestran a escala. Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) y Goddard Space Flight Center (NASA)/F. Reddy.

“Esta aglomeración es una clave importante para lo que está ocurriendo en las zonas exteriores de este joven sistema planetario”, afirma Mark Wyatt, astrónomo de la University of Cambridge (Reino Unido) y coautor del artículo. Según Wyatt existen dos formas de crear esa concentración anómala de monóxido de carbono. “O bien la fuerza gravitatoria de un planeta aún no visto, similar en masa a Saturno, está concentrando las colisiones de cometas en un área pequeña, o bien lo que vemos son los remanentes de una única y catastrófica colisión entre dos planetas helados de la masa de Marte”.

Sea cual se la explicación, cualquiera de las dos apunta al optimismo, ya que es posible que haya más planetas alrededor de Beta Pictoris esperando ser descubiertos. “El monóxido de Carbono es sólo el principio: puede haber otras moléculas pre-orgánicas más complejas liberadas por esos cuerpos helados”, añade Roberge.

Cuando ALMA esté al 100% de su funcionamiento volverá a analizar esta estrella y será entonces cuando, con total seguridad, nos sorprenda con nuevos resultados de planetas alrededor de la estrella, así como los posibles componentes orgánicos que existen en su entorno más próximo.

Esta investigación se ha presentado en un artículo titulado “Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the β Pictoris Debris Disk” que aparece en la revista Science del 6 de marzo de 2014.

El equipo está compuesto por W.R.F. Dent (Oficina Conjunta de ALMA, Santiago, Chile [JAO]), M.C. Wyatt (Instituto de Astronomía, Cambridge, Reino Unido [IoA]), A. Roberge (Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA, Greenbank, USA), J.-C. Augereau (Instituto de Planetología y Astrofísica de Grenoble, Francia [IPAG]), S. Casassus (Universidad de Chile, Santiago, Chile), S. Corder (JAO), J.S. Greaves (Universidad de Andrews, Reino Unido), I. de Gregorio-Monsalvo (JAO), A. Hales (JAO), A.P.Jackson (IoA), A. Meredith Hughes (Universidad de Wesleyan, Middletown, EE.UU.), A.-M. Lagrange (IPAG), B. Matthews (Consejo Nacional de Investigación de Canadá, Victoria, Canadá) y D. Wilner (Observatorio de Astrofísica Smithsonian, Cambridge, EE.UU.).

Fuente:
El choque de cometas explica la sorprendente presencia de aglomeraciones de gas alrededor de una estrella joven.
Crashing comets explain surprise gas clump around young star (Versión original).

Referencias:
Exoplanet caught on the move
Beta Pictoris planet finally imaged?

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Megaestrellas del universo

Hay estrellas de muchos tamaños, colores y temperaturas. Por ello, las estrellas se clasifican en varios tipos: O, B, A, F, G, K y M, donde las primeras son las más masivas y calientes y las últimas más pequeñas y frías. El Sol se encuentra dentro de las tipo G, una estrella mediana tirando a pequeña. En ocasiones los datos obtenidos no permiten clasificar las estrellas correctamente debido a la falta de precisión o de ruido en las mediciones, como por ejemplo la estrella theta Orionis A, que aparece como tipo O siendo en realidad un tipo B.

Representación de la clasificación espectral de Morgan-Keenan-Kellman de las estrellas de la secuencia principal. El tamaño es proporcional, mientras que la luminosidad no lo es.

Las estrellas de tipo O son estrellas cuya masa llega a ser cien veces la de nuestro Sol. Concretamente, una estrella entre 16 y 100 veces la masa del Sol, se considera de este tipo y su luminosidad puede ser varios millones de veces la de nuestra estrella pero su abundancia en el universo es muy escasa: tan sólo una de cada dos millones.

Por la gran cantidad de masa que tienen, estas estrellas terminan su vida estallando en forma de supernova con explosiones de tal magnitud que influyen en la estructura y evolución de las galaxias que las albergan. Estas gigantescas explosiones generan los elementos más pesados de la tabla periódica, incluso tal vez hayan formado elementos más pesados que desconocemos, pero como estas estrellas son tan escasas, son muy difíciles de analizar.

El sondeo GOSSS

Pero ahora las cosas se han puesto más fáciles: el sondeo GOSSS (Galactic O-Star Spectroscopic Survey) acaba de publicar datos de 448 estrellas de tipo O, abriendo así una ventana a estas estrellas gigantescas. Este sondeo "presenta mejoras sustanciales con respecto a catálogos anteriores" destaca Alfredo Sota, investigador del IAA (Instituto de Astrofísica de Andalucía). "Se trata de un proyecto muy ambicioso en cuanto a la cantidad de objetos y a la calidad de los datos, que aportará una muestra homogénea, con datos de ambos hemisferios y que se actualizará constantemente, de modo que constituye una herramienta realmente sólida", añade.

La ventaja de estas estrellas de masa extrema es que casi nunca se hallan en solitario, sino que forman parte de sistemas múltiples. "Un rasgo afortunado que permite conocer la masa de cada una de ellas, pero también desafortunado porque varias estrellas próximas pueden parecer un único objeto desde nuestra perspectiva y porque estudiar este tipo de sistemas resulta técnicamente muy complejo", apunta Jesús Maíz (IAA-CSIC), investigador principal de GOSSS.

Imagen de la estrella Pismis 24-1, un sistema múltiple de estrellas masivas. A principios de este siglo se estimó que su masa estaba entre 210 y 291 veces la del Sol. Observaciones más recientes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble muestran Pismis 24-1 como dos fuentes puntuales claramente separadas. Además, una de las dos fuentes puntuales en las imágenes del Hubble es en realidad un sistema de dos estrellas, elevando el número total a tres. Las masas resultan ser de 96, 64 y 64 masas solares aproximadamente, valores elevados pero muy inferiores a la estimación anterior. Créditos: NASA, ESA y Jesús Maíz (IAA).

Para estudiar los sistemas múltiples donde se encuentran las estrellas de tipo O, investigadores del proyecto GOSSS han desarrollado cuatro sondeos en paralelo:

- OWN

- IACOB

- NoMaDS

- CAFÉ-BEANS

Los dos primeros analizan estrellas tanto del hemisferio sur como del hemisferio norte y se lleva a cabo mediante espectroscopía de alta resolución con el objetivo de hallar estrellas binarias, determinar sus características y determinar sus órbitas. NoMaDS es una extensión de IACOB para estrellas algo más débiles, y el catálogo se completa con OWN, analizando un tipo específico de estrellas binarias en el hemisferio norte.

El conjunto de los catálogos se completa con imágenes de alta resolución, proporcionando la visión más completa hasta la fecha de estrellas tipo O, y ya está aportando resultados destacados como el de una estrella masiva con el campo magnético más intenso hallado hasta ahora: veinte mil veces más intenso que el del Sol.

La importancia de los espectros

Analizar espectralmente una estrella, además de clasificarla, nos ofrece una información muy valiosa como la distancia que nos separa, su edad o su luminosidad y esto es fundamental en el caso de las estrellas de tipo O ya que en muchos de los casos no se conocen cómo nacieron y como han evolucionado.

Espectro de nuestro Sol. Las bandas oscuras corresponden a elementos químicos que absorben la radiación en esa longitud de onda. Créditos: Nigel Sharp / FTS / NSO / KPNO / AURA.

Cuando se complete el sondeo GOSSS, abarcará unas mil estrellas de tipo O, un 2% del total de la Vía Láctea, y permitirá resolver cuestiones esenciales sobre estas estrellas. Los últimos resultados del proyecto pueden ser consultados en el artículo "The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars" (A. Sota et al) publicado en la revista The Astrophysical Journal Supplement Series.

Este proyecto arrancó en 2007 y lleva acumuladas más de 250 noches de observación. Se desarrolla conjuntamente en el Observatorio de Sierra Nevada (Granada), el Observatorio de Calar Alto (Almería), el telescopio William Herschel (Observatorio del Roque de los Muchachos, isla de La Palma) y el Observatorio de Las Campanas (Chile).

El equipo que está desarrollando el proyecto está compuesto por A. Sota (Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC), J. Maíz Apellániz (Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC), N. I. Morrell ( Las Campanas Observatory), R.H. Barbá (Departamento de Física, Universidad de La Serena en Chile), N. R. Walborn (Space Telescope Science Institute en Baltimore), R. C. Gamen (Instituto de Astrofísica de La Plata en Argentina), J.I. Arias (Departamento de Física, Universidad de La Serena en Chile) y E. J. Alfaro (Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC).

Nota de prensa:
El sondeo GOSSS abre la puerta al estudio de las estrellas de masa extrema. 

Referencia:

The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars

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Con MUSE hacia el universo temprano

La investigación del universo temprano siempre resulta un reto apasionante para los científicos porque los objetos a estudiar están tan alejados que su luz ha viajado durante más de 10.000 millones de años hasta llegar a nosotros. Esta investigación ahora va a ser un poco más sencilla gracias a un nuevo instrumento con nombre de grupo musical: MUSE.

Tras 10 años de diseño y desarrollo, MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) ya se encuentra en su ubicación final en "Yepun", el Telescopio Unitario 4 del VLT (Very Large Telescope) de ESO en el Observatorio Paranal (Chile).

Imagen de la Nebulosa de Orión tomada por el instrumento MUSE ofreciendo una representación tridimensional del objeto. Para cada parte de esta espectacular región de formación estelar, la luz ha sido separada en los diferentes colores que la componen revelando sus propiedades físicas y químicas de cada píxel. Para elaborar la imagen a color de la izquierda se seleccionaron tres regiones diferentes del espectro para luego unir todos lo datos y crear una sola imagen a color. Créditos: ESO / MUSE consortium / R. Bacon / L. Calçada.

Durante el primer periodo de observaciones, MUSE ya ha podido observar galaxias distantes, estrellas brillantes y otros objetos con el fin de llevar a cabo las pruebas, que han sido todo un éxito, por lo que el nuevo instrumento ya está preparado para funcionar científicamente.

Sus objetivos

Los objetivos científicos de este nuevo instrumento son fundamentalmente profundizar en las primeras etapas del universo para conocer cómo se forman las galaxias y estudiar tanto aspectos de movimiento de materia como propiedades químicas de galaxias cercanas. Pero eso no será todo ya que también estudiará planetas y satélites del Sistema Solar, así como regiones de formación estelar en nuestra galaxia.

Composición en color de la galaxia anular polar NGC 4650A creada con los datos del instrumento MUSE. La imagen está basada en un mosaico de tres paquetes de datos donde se extrajeron regiones seleccionadas del espectro. Con el fin de representar sus velocidades se ha aplicado un código de color a las regiones de formación estelar situadas en el disco que rodea a la galaxia donde las regiones azules se están acercando al centro galáctico y las rojas están retrocediendo debido a la rotación del disco. Créditos: ESO / MUSE consortium / R. Bacon.

El responsable del equipo e investigador principal de MUSE, Roland Bacon,del Centre de Recherche Astrophysique en Lyon (Francia) hace referencia a la magnitud del instrumento. "Se hace raro que este conjunto de siete toneladas de óptica, mecánica y electrónica sea ahora una fantástica máquina del tiempo para estudiar el universo temprano". Por supuesto que para construir un instrumento de tal magnitud ha sido necesario el trabajo de muchas personas y el resultado ha sido un instrumento que será único durante unos años.

Recreación por ordenador del instrumento MUSE comparado con el tamaño de una persona. Créditos: MUSE Consortium.

Con MUSE se ha instalado un nuevo instrumento de segunda generación para el VLT donde ya están X-shooter y KMOS. Cuando llegue el instrumento SPHERE quedarán instalados los cuatro instrumentos de segunda generación programados para estas instalaciones.

Las entrañas de MUSE

Para que MUSE funcione a la perfección han sido necesarios 24 espectrógrafos que separan la luz en los distintos colores que la componen y así crear tanto imágenes como espectros. Con esto, es capaz de generar vistas en 3D del universo contando con un espectro por cada píxel como tercera dimensión, procedimiento conocido como espectroscopía de campo integral. Esta técnica permite a los astrónomos estudiar de manera simultánea las propiedades de diferentes partes de un objeto, como por ejemplo una galaxia, para ver cómo rotan y poder medir sus masas. También permite determinar la composición química y otras propiedades físicas en diferentes partes del objeto.

Imagen tomada por el instrumento MUSE ofreciendo una innovadora representación tridimensional de la galaxia anular polar NGC 4650A. En la imagen la luz ha sido separada en los colores que la componen revelando claves sobre su composición química entre otras propiedades. Créditos: ESO / MUSE consortium / R. Bacon / L. Calçada.

Esta técnica no es novedosa, pero ahora con MUSE se ha dado un gran salto en sensibilidad, eficiencia y resolución. En pocas palabras: este nuevo instrumento combina simultáneamente imágenes de alta resolución con espectroscopía. Una vez captados los datos, los astrónomos pueden moverse por los datos y estudiar diferentes vistas del objeto en diferentes longitudes de onda, igual que si sintonizáramos diferentes frecuencias en una emisora de radio hasta llegar a la música que queremos escuchar.

Para obtener los datos, MUSE utiliza tanto la capacidad de captar detalladas imágenes con la posibilidad de tomar medidas en el espectro. Para ello, se utiliza la óptica adaptativa ofreciendo la precisión necesaria y obtener imágenes equivalentes a estar por encima de la atmósfera terrestre. De esta forma se está poniendo a punto el Telescopio Unitario 4 del VLT con el fin de ser un telescopio totalmente adaptativo. 

Me gustaría terminar con palabras del propio Bacon publicadas en el blog del instrumento MUSE: 

“Las musas son seres inspiradores. MUSE nos ha inspirado durante muchos años y seguirá haciéndolo. Tendrá el mismo efecto de encantamiento sobre numerosos astrónomos de todo el mundo“.

El equipo de MUSE presentará los primeros resultados en las próximas Jornadas 3D2014 de ESO que tendrán lugar en Garching (Múnich, Alemania).

MUSE es el resultado de diez años de diseño y desarrollo por parte del consorcio MUSE liderado por el Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (Francia) y formado por las instituciones asociadas Leibniz-Institut für Astrophysik en Potsdam (Alemania), Institut für Astropysik de Göttingen (Alemania), Institute for Astronomy - ETH en Zurich (Suiza), Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie en Toulouse (Francia), Nederlandse Onderzoekschool voor de Astronomie en Leiden (Holanda) y el Observatorio Europeo Austral (ESO).

Nota de prensa:

La primera luz de MUSE

First light of MUSE (versión original)

Referencias:

A Multi Unit Spectroscopic Explorer
Improved adaptive optics mirror delivered
The Multi Unit Spectroscopic Explorer Blog

MUSE Consortium

3D2014 - Gas and stars in galaxies: A multi-wavelength 3D perspective

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Las galaxias también babean

Siempre nos gustan las imágenes del Telescopio Espacial Hubble (NASA/ESA) por su composición, belleza y marco científico para explicar la formación de los más fascinantes objetos astronómicos. En esta ocasión el Hubble nos muestra la delicada y hermosa galaxia espiral ESO 137-001, situada en la constelación del Triángulo Austral. Pero esta vez... la galaxia tiene un secreto: la imagen no sólo capta la galaxia sobre un fondo estrellado, sino también unos intensos rayos azules fluyendo hacia el exterior de la misma captados tanto en el espectro visible como en el ultravioleta.

Estos rayos son en realidad producto de estrellas jóvenes y calientes encajonadas en grandes concentraciones de gas que está siendo arrancado de la galaxia. Una vez que se sabe qué es, el saber cómo se produce es relativamente sencillo: es un proceso conocido como Ram Pressure Stripping, es decir, una fuerza de arrastre provocada por un objeto que se desplaza en el interior de un fluido, que en este caso, es un gas sobrecalentado.

Imagen del Hubble que muestra la galaxia espiral ESO 137-001. La imagen no sólo captura la galaxia y su telón de fondo, sino también unos intensos rayos azules que fluyen hacia el exterior de la galaxia brillando con luz ultravioleta. Son el producto del Ram Pressure Stripping. Créditos: NASA, ESA. Agradecimientos: Ming Sun (UAH), y Serge Meunier.

Este proceso, para hacerlo más visual, es similar a imaginar un coche circulando velozmente por una autopista. Cuando el pasajero saca la cabeza por la ventana, el fluido (en este caso el aire del entorno) produce una fuerza sobre la cabeza del pasajero. También puede explicarse con el símil de caminar en una piscina, donde el agua ejerce de fluido.

Arrastre de estrellas

La imagen también muestra otros signos de este proceso, como la apariencia curvada del disco de gas y polvo, resultado de las fuerzas ejercicas por el gas calentado. El arrastre del cúmulo de estrellas jóvenes es lo bastante fuerte como para doblar la galaxia ESO 137-001, pero en este "tira y afloja" cósmico, la atracción gravitatoria de la galaxia es lo suficientemente fuerte como para mantener la mayor parte de la nube, aunque algunas trazas de color marron formadas por polvo, son visibles en el espectro visible humano. Estudiando el Ram Pressure Stripping de ESO-137-001, los astrónomos están comprendiendo mejor los mecanismos que impulsan la evolución de galaxias.

La galaxia ESO 137-001 forma parte del Cúmulo Galáctico Norma, cerca del centro del Gran Atractor, una región del espacio llamada así por ser muy masiva cuya fuerza gravitatoria es tan fuerte que otros cúmulos galácticos se están viendo atraidos hacia este punto. Esta región se sitúa a unos 200 millones de años luz de nuestra galaxia, y tanto nuestra galaxia como nuestro Grupo Local, se está viendo atraído lentamente hacia eta región. El Hubble también fotografió al vecinos de esta galaxia: ESO 137-002, la cual también tiene una cola caliente de gas que se extiende al espacio exterior.

Imagen de la galaxia ESO 137-001 combinando imágenes del telescopio espacial Hubble con datos obtenidos con el Chandra X-ray Observatory (NASA). Créditos: NASA, ESA, CXC.

A pesar de que la galaxia ESO 137-001 está relativamente cerca de nosotros galácticamente hablando, no es fácil observar el cúmulo de la Norma, ya que, observado desde la Tierra, este grupo galáctico se encuentra cerca del plano de la Vía Láctea y está oculto por una espesa niebla de polvo cósmico. Pero el Hubble está equipado para sortear este obstáculo con la ayuda de los nuevos datos de su cámara WFC3 (Wide Field Camera 3).

Al igual que con la mayoría de las imágenes del Hubble, esto no es sólo una imagen bonita, sino que nos dice mucho acerca de las duras condiciones que habitan en el centro de un cúmulo de galaxias. Serge Meunier ha presentado una versión de esta imagen al concurso de procesamiento de imágenes Hubble's Hidden Treasures.

Los datos para componer esta imagen proceden del proyecto HST 12377 cuyo investigador principal es Ming Sun.

Fuente:
Spiral galaxy spills blood and guts 

Referencias:
A busy patch of the Great Attractor
 

Agradecimientos:
Ming Sun, Serge Meunier.

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