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AGREGAR LUZ DE ESTRELLAS
 
El agua se fabrica en el espacio con la ayuda de la luz UV de las estrellas.

La estrella gigante IRC+10216. Crédito: ESA. (8 Sept. 2010 ESA) Los astrónomos que operan con el observatorio espacial en infrarrojo de la ESA, Herschel, ha descubierto que la luz ultravioleta de las estrellas es el ingrediente clave para la formación del agua en el espacio. Es la única explicación para el origen de las grandes nubes de vapor de agua que rodean a las estrellas durante la última etapa de sus vidas.

Imagen: La estrella gigante IRC+10216. Crédito: ESA.

Toda receta tiene un ingrediente secreto. Cuando los astrónomos descubrieron una inesperada nube de vapor de agua entorno a la vieja estrella IRC+10216 en el año 2001, empezaron a preguntarse inmediatamente cuál sería su origen. Las estrellas como la IRC+10216 se conocen como estrellas de carbono y se creía que no generaban prácticamente agua. Al principio, se sospechaba que era el propio calor de la estrella que evaporaba el agua contenida en los cometas o incluso en los planetas enanos.

Ahora, los instrumentos PACS y SPIRE de Herschel han revelado que el ingrediente secreto era la luz ultravioleta, ya que el vapor de agua está demasiado caliente como para proceder de la evaporación de objetos celestes helados.

“Este es un buen ejemplo de cómo unos buenos instrumentos pueden cambiar completamente nuestra percepción del fenómeno”, comenta Leen Decin, de la Katholieke Universiteit Leuven, Bélgica, autora principal de la publicación que presenta estos resultados. La magnifica sensibilidad de los instrumentos de Herschel ha desvelado que la temperatura del agua entorno a la IRC+10216 varía entre los -200°C hasta los 800°C, lo que indica que se está formando en una zona muy cercana a la estrella, en la que los cometas no podrían existir de forma estable.

Observatorio espacial Herschel. Crédito: ESA. La IRC+10216 es una gigante roja, cientos de veces más grande que nuestro Sol, aunque su masa es sólo unas pocas veces mayor. Si la situásemos en el centro de nuestro Sistema Solar, se extendería hasta la órbita de Marte.

Esta estrella se encuentra a 500 años luz de nuestro planeta y, aunque resulta prácticamente imposible observarla en las longitudes de onda del visible, incluso con la ayuda de los mayores telescopios, es la estrella más brillante del firmamento en las longitudes de onda del infrarrojo. Esto es debido a que se encuentra rodeada de una gran nube de polvo que absorbe prácticamente toda su emisión visible y la reemite como luz infrarroja. Es precisamente en esta nube donde se ha encontrado el vapor de agua pero ¿Cómo ha llegado el agua hasta ahí?

La clave a este enigma fue descubierta por Herschel. Observaciones anteriores ya habían revelado la estructura de la nube de polvo entorno a la IRC+10216. El descubrimiento de agua por parte de Herschel mostró a los astrónomos que la luz ultravioleta de las estrellas cercanas puede penetrar en la nube y romper moléculas como el monóxido de carbono o el monóxido de silicio, liberando átomos de oxígeno. Estos átomos se pueden unir a moléculas de hidrógeno, dando lugar al agua.

“Este es el único mecanismo capaz de explicar el gran rango de temperaturas medidas en el vapor de agua”, explica Decin. Cuanto más cerca de la estrella se forme el agua, más caliente estará.

Decin y sus colegas planean extender las observaciones a otras estrellas de carbono. “Tenemos grandes esperanzas en que Herschel encuentre situaciones similares entorno a otras estrellas”, concluye.

En la Tierra, los compuestos de carbono y el agua son los ingredientes fundamentales de la vida. Ahora, gracias a Herschel, sabemos que los dos se podrían generar en el entorno de estrellas como la IRC+10216, y que el ingrediente secreto para la formación de agua es la luz ultravioleta de las estrellas que la rodean.

Mucha masa:
 

¿CON CUANTOS SOLES SE CONSTRUYE UN AGUJERO NEGRO
 
Descubren magnetoestrella de 40 masas soleres.

Una magnetoestrella. Crédito: ESO. (18 de Agosto, 2010 ESO) Utilizando el Very Large Telescope (VLT) de ESO en el norte de Chile, astrónomos europeos han demostrado por primera vez que una magnetoestrella -un inusual tipo de estrella de neutrones- se formó a partir de una estrella de al menos 40 veces la masa del Sol. El resultado desafía las actuales teorías sobre evolución estelar pues se esperaba que una estrella tan masiva como ésta se convirtiera en un agujero negro en lugar de una magnetoestrella. Esto genera una pregunta fundamental: ¿cuán masiva tiene que ser realmente una estrella para convertirse en un agujero negro?

Imagen: Ilustración de una magnetoestrella. Crédito: ESO.

Para llegar a estas conclusiones, los astrónomos estudiaron en detalle el extraordinario cúmulo estelar Westerlund 1, [1] ubicado a 16.000 años-luz de distancia, en dirección de la austral constelación de Ara (el Altar). A partir de estudios anteriores (ver comunicado de prensa de ESO en inglés), los astrónomos sabían que Westerlund 1 es el mayor cúmulo de estrellas cercano conocido, con cientos de estrellas muy masivas en su interior -algunas que brillan con un resplandor similar a casi un millón de soles- y una extensión de unas doscientas veces el diámetro del Sol (similar a la órbita de Saturno).

“Si el Sistema Solar estuviese ubicado en el corazón de este notable cúmulo, nuestro cielo nocturno estaría lleno de cientos de estrellas tan brillantes como la Luna llena”, dice Ben Ritchie, autor principal del artículo que presenta estos resultados.

Westerlund 1 es un fantástico zoológico estelar, con una población de estrellas diversa y exótica. Las estrellas del cúmulo tienen algo en común: todas alcanzan la misma edad, estimada en entre 3,5 y 5 millones de años, debido a que el cúmulo se creó en un solo evento de formación estelar.

Una magnetoestrella (ver comunicado de prensa de ESO) es un tipo de estrella de neutrones con un campo magnético tremendamente fuerte –1.015 veces más fuerte que el de la Tierra-, que se forman cuando ciertas estrellas explotan como supernovas. El cúmulo Westerlund 1 alberga una de los pocas magnetoestrellaes conocidas en la Vía Láctea. Gracias a que se encuentra en el cúmulo, los astrónomos pudieron llegar a la notable deducción de que este magnetoestrella debe haberse formado a partir de una estrella al menos 40 veces más masiva que el Sol.

Como todas las estrellas en Westerlund 1 tienen la misma edad, la estrella que explotó y dejó un remanente de magnetoestrella debió tener una vida más corta que las estrellas sobrevivientes en el cúmulo. “Como el tiempo de vida de una estrella está directamente relacionado a su masa –mientras más masiva sea una estrella, más corta será su vida-, si podemos medir la masa de cualquier estrella sobreviviente sabremos con seguridad que la estrella de vida más corta que se convirtió en el magnetoestrella debió ser incluso más masiva”, dice el coautor y líder del equipo Simon Clark. “Esto tiene gran importancia pues no existe una teoría aceptada sobre cómo se formaron estos objetos extremadamente magnéticos”.

Los astrónomos, por tanto, estudiaron las estrellas que pertenecen al sistema doble eclipsado W13 en Westerlund 1, utilizando el hecho de que en un sistema como éste las masas pueden ser calculadas directamente a partir del movimiento de las estrellas.

Al comparar con estas estrellas, descubrieron que la estrella que se convirtió en una magnetoestrella debió tener al menos 40 veces la masa del Sol. Esto prueba por primera vez que las magnetoestrellaes pueden desarrollarse a partir de estrellas que, por su gran masa, se esperaría que formen agujeros negros. Hasta ahora se suponía que las estrellas con masas iniciales de entre 10 y 25 masas solares se convertían en estrellas de neutrones, mientras que aquéllas sobre 25 masas solares producían agujeros negros.

“Estas estrellas deben deshacerse de más de 9 décimos de su masa antes de explotar como supernova, o de otra forma crearían un agujero negro”, dice el coautor Ignacio Negueruela. “Pérdidas de masa tan enormes antes de la explosión presentan grandes desafíos a las actuales teorías de evolución estelar”.

“Esto genera la inquietante pregunta de cuán masiva tiene que ser una estrella para colapsar y formar un agujero negro, si estrellas que son más de 40 veces más masivas que nuestro Sol no pueden conseguir esta proeza”, concluye el coautor Norbert Langer.

El mecanismo de formación preferido por los autores de este estudio postula que la estrella que se convirtió en magnetoestrella –la progenitora- nació con una compañera estelar. A medida que ambas estrellas se fueron desarrollando, comenzaron a interactuar, consumiendo la energía derivada del movimiento orbital en eyectar grandes cantidades de masa desde la estrella progenitora. Si bien la compañera no es actualmente visible en la zona del magnetoestrella, ello puede deberse a que la supernova que formó la magnetoestrella provocó el quiebre del sistema binario, eyectando a ambas estrellas a alta velocidad desde el cúmulo.

“Si este es el caso, los sistemas binarios jugarían un rol clave en la evolución estelar, provocando pérdidas de masa - una “dieta” cósmica perfecta para estrellas de gran peso, que permite perder hasta un 95% de la masa inicial”, concluye Clark.

La investigación presentada en este Comunicado de Prensa de ESO aparecerá pronto en la revista científica Astronomy and Astrophysics.

Notas:
[1] El cúmulo abierto Westerlund 1 fue descubierto en 1961 desde Australia por el astrónomo suizo Bengt Westerlund, quien más tarde se convertiría en Director de ESO en Chile (1970–74). Este cúmulo está detrás de una enorme nube interestelar de gas y polvo que bloquea la mayor parte de la luz visible. El efecto de oscurecimiento es de más de 100.000, por eso ha tomado tanto tiempo descubrir la verdadera naturaleza de este particular conjunto de estrellas.
Westerlund 1 es un laboratorio natural único para el estudio de la física estelar extrema, ha permitido a los astrónomos conocer cómo viven y mueren las estrellas más masivas de nuestra Vía Láctea. A partir de sus observaciones, los astrónomos concluyeron que este cúmulo extremo probablemente contenga no menos de 100.000 veces la masa del Sol, y que todas sus estrellas se ubican dentro de una zona de menos de 6 años-luz de extensión. De este modo, Westerlund 1 parece ser el cúmulo más masivo, compacto y joven identificado hasta ahora en nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Todas las estrellas analizadas hasta ahora en Westerlund 1poseen masas de al menos 30-40 veces la del Sol. Debido a que tales estrellas tienen vidas más bien cortas -en términos astronómicos- Westerlund 1 debe ser muy joven. Los astrónomos le determinan una edad que oscila entre 3,5 y 5 millones de años. Por tanto, Westerlund 1 es claramente un cúmulo “recién nacido” en nuestra galaxia.

PAHs:
 

DESCUBREN LA MAYOR ESTRELLA DEL UNIVERSO
 
Con el observatorio VLT de Paranal, en el desierto de Atacama, descubrieron una estrella que nació con la masa de 300 soles, duplicando el récord anterior.

Comparando las superestrellas con el Sol. Crédito: ESO. (22 de Julio, 2010 ESO) Utilizando una combinación de instrumentos del Very Large Telescope de ESO, un equipo de astrónomos descubrieron las estrellas más masivas encontradas hasta ahora, una de ellas tiene un peso de nacimiento de más de 300 veces la masa del Sol, el doble del límite aceptado actualmente de 150 masas solares. La existencia de tales monstruos –millones de veces más luminosos que el Sol, que pierden materia a través de vientos muy poderosos- pone un nuevo límite a cuán masivas pueden ser las estrellas.

Imagen: Esta ilustración artística muestra los tamaños relativos de estrellas jóvenes, desde las más pequeñas llamadas “enanas rojas” -que pesan alrededor de 0,1 masas solares-, pasando por las “enanas amarillas” -de masa como el Sol- y las “enanas azules” -estrellas masivas que pesan 8 veces más que el Sol-, hasta llegar a la estrella de 300 masas solares recién descubierta, llamada R136a1.

En equipo, dirigido por Paul Crowther, profesor de astrofísica de la Universidad de Sheffield, utilizó el Very Large Telescope (VLT) de ESO, e información de archivo del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA para estudiar en detalle dos cúmulos jóvenes de estrellas: NGC 3603 y RMC 136a. NGC 3603 es una fábrica estelar donde las estrellas se forman intensamente en las extensas nubes de gas y polvo de la nebulosa, ubicada a 22.000 años-luz de distancia del Sol (ver comunicado de ESO). RMC 136a (más conocido como R136) es otro cúmulo de estrellas calientes jóvenes y masivas, ubicado dentro de la Nebulosa de la Tarántula en una de nuestras galaxias vecinas, la Gran Nube de Magallanes, a 165.000 años-luz de distancia.

El equipo encontró varias estrellas con temperaturas superficiales sobre los 40.000 grados: unas siete veces más calientes que nuestro Sol, algunas decenas de veces más grandes y varios millones de veces más brillantes que éste. Comparaciones con modelos indican que varias de estas estrellas nacieron con masas superiores a 150 masas solares. La estrella R136a1, encontrada en el cúmulo R136, es la estrella más masiva que se haya descubierto, con una masa actual de 265 masas solares y un peso al nacer de unas 320 veces la masa del Sol.

En NGC 3603 los astrónomos pudieron también medir directamente las masas de dos estrellas que pertenecen a un sistema estelar doble [1], como una validación de los modelos utilizados. Las estrellas A1, B y C en este cúmulo poseen al nacer masas estimadas superiores o cercanas a 150 masas solares.

Las estrellas muy masivas producen flujos muy poderosos. “A diferencia de los humanos, estas estrellas nacen pesadas y pierden peso con la edad”, señala Paul Crowther. “Al tener un poco más de un millón de años, la estrella más extrema R136a1 está en una ‘edad mediana’ y ha sufrido una intensa pérdida de peso, despojándose en ese lapso de tiempo de una quinta parte de su masa inicial o más de 50 masas solares”.

Si R136a1 reemplazara al Sol en nuestro Sistema Solar, sobrepasaría al Sol en luminosidad, tanto como el Sol sobrepasa actualmente a la Luna llena. “Su enorme masa obligaría a la Tierra a orbitarla más rápido, y el año se reduciría a tres semanas. Además bañaría a la Tierra con una radiación ultravioleta increíblemente intensa, haciendo imposible la vida en nuestro planeta”, dice Raphael Hirschi, de la Universidad Keele y parte del equipo.

Estas estrellas de gran peso son extremadamente raras y se forman únicamente dentro de los cúmulos estelares más densos. Distinguir estrellas individuales, como se ha logrado ahora por primera vez, requiere del especial poder de resolución de los instrumentos de infrarrojo del VLT [2].

El equipo también estimó la masa máxima posible de las estrellas dentro de estos cúmulos y el número relativo de estas estrellas más masivas. “Las estrellas más pequeñas tienen un límite de más de unas 80 veces más que Júpiter, bajo el cual son ‘estrellas fallidas’ o enanas marrones”, dice el miembro del equipo Olivier Schnurr del Astrophysikalisches Institut Potsdam. “Nuestro nuevo descubrimiento apoya la visión previa de que también hay un límite superior que determina cuán grande pueden llegar a ser las estrellas, si bien ese límite se incrementó por un factor de dos, hasta unas 300 masas solares”.

Dentro de R136, sólo cuatro estrellas pesaron al nacer más de 150 masas solares, sin embargo son responsables de casi la mitad del viento y del poder de radiación de todo el cúmulo, que comprende aproximadamente unas 100.000 estrellas en total. R136a1 por sí sola energiza sus alrededores en un factor de más de 50 comparado con el cúmulo de la Nebulosa de Orión, la zona de formación de estrellas masivas más cercana a la Tierra.

Comprender cómo se forman las estrellas muy masivas es bastante difícil debido a sus cortas vidas y fuertes vientos, por lo tanto, identificar casos tan extremos como el de R136a1 aumenta aún más el desafío para los teóricos. “O bien nacieron tan grandes o estrellas más pequeñas se fusionaron para producirlas”, explica Crowther.

Estrellas entre unas 8 y 150 masas solares explotan al fin de sus cortas vidas como supernovas, dejando atrás exóticos remanentes, como estrellas de neutrones o agujeros negros. Una vez establecida la existencia de estrellas que pesan entre 150 y 300 masas solares, los descubrimientos realizados por los astrónomos aumentan las posibilidades de que existan “pares de supernovas inestables” excepcionalmente brillantes, que se aniquilan completamente sin dejar rastros, esparciendo hasta diez masas solares de hierro en sus alrededores. Unos pocos candidatos a tales explosiones ya han sido propuestos en años recientes.

R136a1 no es sólo la estrella más masiva que se haya encontrado, sino que también es la más luminosa, unas 10 millones de veces más que el Sol. “Debido a la rareza de estos monstruos, creo que es improbable que este nuevo récord sea superado dentro de poco”, concluye Crowther.

Comparando las superestrellas con el Sol. Crédito: ESO.

Imagen: Un acecamiento a la región de la Tarántula, una zona de formación de estrellas de la galaxia vecina Gran Nube de Magallanes, hasta donde se encuentra R136a1.

Notas
[1] La estrella A1 en NGC 3603 es una estrella doble con un período orbital de 3,77 días. Las dos estrellas en el sistema poseen 120 y 92 veces la masa del Sol respectivamente, lo que significa que al momento de formarse como estrellas pesaban 148 y 106 masas solares respectivamente.
[2] El equipo usó los instrumentos SINFONI, ISAAC y MAD, todos instalados en el Very Large Telescope de ESO en Paranal, Chile.

Información adicional
Este trabajo es presentado en un artículo publicado en los Anuncios Mensuales de la Sociedad Astronómica Real (“The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit”, por P. Crowther y su equipo).

PAHs:
 

DESCUBREN NUEVAS MOLÉCULAS EN EL ESPACIO
 
Descubren los hidrocarburos más complejos que se han detectado en el espacio interestelar. Investigadores españoles detectan antraceno en el medio interestelar.

Moléculas pahs en Perseo. Crédito: IAC. (30 de Mayo, 2010 IAC) Un equipo de científicos liderado por el Instituto Astrofísica de Canarias (IAC) ha logrado identificar una de las moléculas orgánicas más complejas que se han detectado hasta la fecha en el medio interestelar. El descubrimiento de antraceno en la constelación de Perseo, a unos 700 años luz de distancia de la Tierra, podría resolver un problema astrofísico pendiente desde hace décadas sobre la producción de moléculas orgánicas en el espacio.

Imagen: La banda de antraceno recientemente identificada por investigadores del IAC y de la Universidad de Texas en la región de formación estelar de Perseo. Esta molécula está formada por tres anillos de átomos de carbono en forma hexagonal, rodeados por átomos de hidrógeno. Gabriel Pérez Díaz / Servicio Multimedia (IAC).

“Hemos detectado la presencia de moléculas ionizadas de antraceno en una nube densa, en dirección a la estrella Cernis 52”, explica Susana Iglesias Groth, la investigadora del IAC que ha liderado el estudio. “En esta región de formación estelar hemos encontrado también uno de los más altos contenidos de radicales de carbono hidrogenado que se conocen en el medio interestelar”, añade la astrofísica.

Iglesias destaca que “hace dos años ya encontramos pruebas de la existencia de naftaleno en la misma región, por lo que todo apunta a que hemos descubierto una región de formación estelar muy rica en lo que a química prebiótica se refiere”. En su opinión, el siguiente paso es investigar la presencia de aminoácidos. Sometidos a radiación ultravioleta y combinados con agua y amoníaco, moléculas como éstas pueden producir aminoácidos y otras moléculas esenciales para el desarrollo de la vida.

Hasta la fecha, este compuesto químico sólo se había detectado en meteoritos, pero nunca en el medio interestelar. Las formas oxidadas de esta molécula son comunes en los sistemas vivos y tienen actividad bioquímica. En nuestro planeta, el antraceno oxidado es un compuesto básico del aloe y tiene propiedades antiinflamatorias.

Este hallazgo sugiere que buena parte de los componentes clave en la química prebiótica terrestre podrían estar presentes en el material interestelar. En el artículo, que será publicado por la revista especializada de la Royal Astronomical Society el próximo mes, han participado varios colaboradores del IAC y de la Universidad de Texas.

Desde hace unos 80 años se conoce la existencia de cientos de bandas espectroscópicas asociadas con material interestelar, denominadas bandas difusas, pero hasta ahora no se había podido identificar el agente causante de ninguna de ellas. Este descubrimiento apunta a que podrían estar causadas por formas moleculares basadas en el antraceno o naftaleno. Ampliamente distribuidas por el espacio interestelar, podrían haber sido clave en la producción de muchas de las moléculas orgánicas presentes en la época de formación del Sistema Solar.

Los resultados, que se presentan la próxima semana en el Congreso Internacional “PAHs en el Universo” en Tolouse, Francia, se han basado en las observaciones realizadas con el telescopio William Herschel del Observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla de La Palma, y con el telescopio HET de Texas, en Estados Unidos.

A la vista:
 

LA NEBULOSA DE ORIÓN EN VISIBLE E INFRARROJO
 
Nuevo telescopio VISTA de Paranal revela la forma de esta maternidad estelar que podemos ver sobre nosotros las noches de verano. La Nebulosa de Orión en visible e infrarrojo. Haga click para agrandar. Crédito: VISTA/ESO.

(9 de Febrero, 2010 ESO - CA) Las impactantes imágenes obtenidas con el nuevo telescopio de rastreo VISTA han revelado nuevos secretos de la Nebulosa de Orión. El amplio campo de visión del telescopio puede mostrar todo el esplendor de la nebulosa y su visión infrarroja permite además dar una mirada profunda a las regiones de polvo que normalmente quedan ocultas a los detectores de luz visible [1], dejando al descubierto el curioso comportamiento de estrellas jóvenes muy activas allí formadas.

Imagen: La Nebulosa de Orión en visible e infrarrojo. Crédito: VISTA/ESO. Haga click para agrandar.

El Telescopio de Rastreo Visible e Infrarrojo para la Astronomía (VISTA) es la última incorporación al Observatorio Paranal de ESO en Chile (ver comunicado anterior). Es el telescopio de rastreo más grande del mundo y está dedicado a cartografiar el cielo en longitudes de onda infrarrojas. Su gran espejo (de 4,1 metros), el amplio campo de visión y sus detectores altamente sensibles hacen de VISTA un instrumento único. Esta impactante nueva imagen de la Nebulosa de Orión ilustra las notables capacidades de VISTA.

La Nebulosa de Orión [2] es una amplia formación estelar que se ubica a unos 1.350 años luz de la Tierra. Aún cuando la visión de la nebulosa a través de un telescopio común resulta espectacular, lo que se puede ver a través de la luz visible es solo una pequeña parte de la nube de gas en la que se están formando estrellas. La mayor parte de la acción ocurre en las profundidades de las nubes de polvo, y para ver lo que allí sucede los astrónomos necesitan usar telescopios con detectores sensibles a radiación de longitudes de onda más amplias, que puedan penetrar el polvo. VISTA ha capturado la imagen de la Nebulosa de Orión a longitudes de onda cercanas al doble del tamaño de lo que puede detectar el ojo humano.

Como en varias de las imágenes en luz visible de este objeto, el nuevo campo de visión de la imagen de VISTA muestra la conocida forma tipo murciélago de la nebulosa en el centro de la imagen, así como también la fascinante área que la rodea. En el corazón de esta región yacen las cuatro estrellas brillantes que forman el Trapecio, un grupo de estrellas jóvenes muy ardientes que producen grandes cantidades de intensa radiación ultravioleta que ilumina la región circundante y hace brillar el gas. Sin embargo, la observación a nivel infrarrojo permite a VISTA revelar muchas otras estrellas jóvenes en esta región central que no pueden ser captadas en luz visible.

Mirando la región que está sobre el centro de la imagen, curiosas manchas rojas parecen ser completamente invisibles excepto a nivel infrarrojo. Muchas de éstas son estrellas muy jóvenes que aún están creciendo y que se muestran a través de las nubes de polvo. Estas estrellas en formación expulsan corrientes de gas con velocidades promedio de 700 mil kilómetros por hora y muchas de las manchas rojas revelan los lugares donde estas corrientes de gas chocan con el gas circundante, causando la emisión de agitadas moléculas y átomos en el gas. También hay unas cuantas manchas rojas débiles debajo de la Nebulosa de Orión en la imagen, mostrando que ahí también se forman estrellas, pero con mucho menos vigor. Estas extrañas manchas son de gran interés para los astrónomos que estudian el nacimiento y la formación de las estrellas.

Esta nueva imagen muestra el poder del telescopio VISTA para capturar rápida y profundamente imágenes de amplias áreas del cielo en la franja infrarroja cercana del espectro. El telescopio está recién comenzando a estudiar el cielo y los astrónomos anticipan una rica cosecha de ciencia desde esta instalación única de ESO.

Notas
[1] Como nuestra vista no puede ver la luz infrarroja, los astrónomos y artistas de la ESO, le asignan colores visibles en la gama del rojo y el marrón a las imágenes en esta frecuencia luminosa, desplazando y comprimiendo la gama de la luz visible hacia el azul de modo de permitir que se pueda ver lo invisible. Lo que significa que Ud. no podrá ver este objeto de esta forma a simple vista.

[2] La Nebulosa de Orión se ubica en la espada del famoso cazador celestial y es el objeto favorito, tanto para observadores casuales como también para astrofísicos. Es apenas visible a simple vista y en las primeras observaciones con telescopios se mostró como un pequeño cúmulo de estrellas azules y blancas rodeadas por una misteriosa niebla de tonos gris y verde. El objeto fue descrito por primera vez a comienzos del siglo diecisiete, aunque la identidad del descubridor aún es desconocida. El buscador de cometas francés Messier hizo un certero bosquejo de sus principales características a mediados del siglo dieciocho y le asignó el número 42 en su famoso catálogo. También asignó el número 43 a la pequeña región anexa ubicada sobre la parte principal de la nebulosa. Posteriormente, William Herschel especuló que la nebulosa podía ser “el material caótico de futuros soles” y los astrónomos han descubierto desde entonces que la niebla es realmente gas brillante bajo la intensa luz ultravioleta de estrellas ardientes jóvenes que se han formado recientemente.

Vea una película de la observación .

En Puppis:
 

UNA ESTRELLA ANCIANA HABRÍA ORIGINADO EL SISTEMA SOLAR
 
El origen de algunos de los elementos radioactivos encontrados en los meteoritos, que datan de la época de formación del Sistema Solar, pudo proceder de una estrella de seis masas solares atravesando la última fase de su vida a su paso por la vecindad solar.

Ilustración.(9 de Marzo, 2010 - Publicado el 18 Junio 2009 por IGC.ES) La incógnita sobre el origen de los componentes radioactivos hallados en los meteoritos más primitivos, aquellos que se remontan a la formación de nuestro Sistema Solar, parece tener una nueva respuesta. Un grupo internacional de astrofísicos, liderado por investigadores españoles, ha llegado a la conclusión de que esos isótopos radioactivos podrían proceder de una antigua estrella del tamaño de seis masas solares en los últimos momentos de su vida. Estos elementos podrían haber desempeñado un papel esencial en la evolución de los primeros bloques constitutivos de los planetas rocosos que forman el Sistema Solar.

Desde su descubrimiento en los años sesenta del siglo pasado, el origen de los elementos radioactivos que se incorporaron a los primeros materiales sólidos que formaron los meteoritos ha sido un tema muy debatido por los astrónomos. Los meteoritos más primitivos han preservado en su interior esos materiales primigenios dado que proceden de asteroides pequeños que nunca llegaron a convertirse en planetas. Son, por lo tanto, el único registro tangible del origen del Sistema Solar.

Hasta la fecha, se había pensado que esos núcleos radioactivos, especialmente el aluminio (26Al) y el hierro (60Fe), podrían proceder de una supernova cercana que habría dispersado estos elementos en el momento de su explosión, aunque esta teoría no parecía ajustarse totalmente a las observaciones realizadas. Según Josep M. Trigo, investigador del CSIC y del Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña, “este nuevo estudio proporciona el primer modelo astrofísico que reproduce las abundancias de estos elementos en los primeros meteoritos, llamados condritas, sin necesidad de invocar la presencia de una supernova en la vecindad solar, en los momentos iniciales de la formación del Sistema Solar”.

En su lugar, los resultados obtenidos por el nuevo estudio sugieren que una vieja estrella cercana equivalente a seis soles, mucho menos energética y masiva que una supernova, pudo bastar para proporcionar los principales núcleos radioactivos retenidos en los meteoritos primitivos. “Gracias a este trabajo se ha comprobado que la proporción de isótopos radioactivos estimados en nuestros modelos de una estrella de seis masas solares coincide a la medida en los meteoritos primitivos”, señala Aníbal García Hernández, investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).

Formación planetaria

En general, las estrellas mayores que el Sol conforme envejecen queman en su interior elementos cada vez más pesados, desde el hidrógeno hasta el hierro. En este proceso las estrellas aumentan su tamaño y algunas llegan a convertirse en gigantes rojas (estrellas en la rama asintótica de las gigantes o AGB de sus siglas en inglés), mientras que otras, las más masivas, por encima de 8 veces la masa del Sol, acabarían sus vidas explotando como supernovas. Ambos tipos de estrellas se hacen inestables al final de sus días, hasta que, en sus últimos latidos, expulsan al espacio las capas más externas de su atmósfera. Estos residuos son los ladrillos a partir de los cuales se construyen nuevas generaciones de estrellas y planetas.

Según el estudio, los elementos radioactivos sintetizados en el interior de estrellas gigantes rojas cercanas, con masas aproximadamente seis veces mayor que la del Sol, habrían participado enriqueciendo la nebulosa a partir de la cual se formó el Sistema Solar sin necesidad de la contribución de estrellas más masivas, que habrían producido supernovas, como hasta ahora se suponía. La desintegración de esos isótopos en el interior de los primeros cuerpos o protoplanetas sería responsable del calentamiento interno que ayudó a que los  primeros minerales se fundiesen y recristalizasen para dar lugar a los planetas rocosos y grandes asteroides. “El trabajo demuestra que de ese modo las abundancias de los principales núcleos radioactivos medidas en meteoritos serían perfectamente consistentes con los producidos por este tipo de estrellas”, señala Arturo Manchado, investigador del IAC.

En el estudio, que se acaba de publicar en la revista especializada Meteoritics & Planetary Science, han participado los investigadores españoles Josep M. Trigo, del  Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC-IEEC), Aníbal García Hernández y Arturo Manchado, del Instituto de Astrofísica de Canarias, Pedro García Lario del European Space Astronomy Centre (ESAC) de Madrid, María Lugaro y Mark van Raai de la Universidad de Utrecht, así como Amanda Karakas del Observatorio Mount Stromlo de Australia.

En Puppis:
 

CONFIRMAN POSIBLE PROGENITOR DE UNA SUPERNOVA Ia
 
Astrónomos descubren con la ayuda del VLT de Chile, la posible culpable de una futura supernova de tipo Ia.

Remanentes supernova V445.(17 de Noviembre, 2009 ESO - CA) Gracias a la habilidad para obtener fotografías tan precisas como si fuesen tomadas desde el espacio, astrónomos del Very Large Telescope de ESO, en Chile, han realizado la primera película de una eyección de masa desde una “nova” que estalló en noviembre del 2000 tras engullir parte de la materia de una compañera cercana. Esto permitió a los astrónomos determinar la distancia y el brillo intrínseco del objeto que explotó. Una de esta pareja de estrellas es la principal candidata para ser la progenitora de las explosiones estelares, conocidas como supernovas de tipo Ia, cruciales para el estudio de la energía oscura.

“Uno de los principales problemas de la astrofísica moderna es el hecho de que aún no sabemos exactamente qué tipos de sistemas estelares explotan como supernova de tipo Ia”, dice Patrick Woudt de la Universidad de Ciudad del Cabo y autor principal del artículo que informa estos resultados. “Resulta bastante vergonzoso, ya que estas supernovas tienen un rol crucial para la determinación de la expansión del Universo, que está actualmente acelerándose, empujado por una misteriosa energía oscura”.

Los astrónomos estudiaron en detalle el objeto conocido como V445 en la constelación de Puppis (“la Popa”). V445 Puppis es la primera -y hasta ahora la única- nova que no muestra evidencia alguna de hidrógeno. Proporciona la primera evidencia de una explosión en la superficie de una enana blanca dominada por helio. “Esto es crucial ya que sabemos que las supernovas de tipo Ia carecen de hidrógeno”, dice el co-autor Danny Steeghs, de la Universidad de Warwick, Reino Unido, “y la estrella compañera en V445 Pup encaja muy bien ya que también carece de hidrógeno, vertiendo en cambio helio sobre la enana blanca”.

En noviembre del año 2000 este sistema sufrió un estallido de nova, haciéndose 250 veces más brillante que antes y eyectando una gran cantidad de materia hacia el espacio.

El equipo de astrónomos usó el instrumento de óptica adaptativa NACO [1] en el Very Large Telescope (VLT) de ESO para obtener imágenes muy precisas de V445 Puppis durante un lapso de dos años. Las imágenes muestran una capa bipolar, con una cintura inicialmente muy angosta, con lóbulos en cada lado. También se ven dos nudos en ambos extremos de la capa, que parecen moverse a unos 30 millones de kilómetros por hora. La propia capa –a diferencia de cualquier nova previamente observada– se está moviendo a unos 24 millones de kilómetros por hora. Un grueso disco de polvo, que debe haber sido producido durante la última explosión, oscurece las dos estrellas centrales.

“El increíble detalle que podemos ver a escalas tan pequeñas –alrededor de cien milésima de arcosegundo, equivalente al tamaño aparente de una moneda de un euro vista desde unos cuarenta kilómetros de distancia– sólo es posible gracias a la tecnología de óptica adaptativa disponible en telescopios terrestres tales como el VLT de ESO”, dice Steeghs.

Una supernova es una de las formas en que una estrella puede terminar su vida, explotando en un despliegue de grandiosos fuegos artificiales. Una familia de supernovas, llamada supernovas de tipo Ia, es de particular interés en cosmología ya que puede ser empleada para medir distancias en el Universo [2] y de esta forma usarse para calibrar la expansión acelerada empujada por la energía oscura.

Una característica que define a las supernovas de tipo Ia es la falta de hidrógeno en su espectro. Pero el hidrógeno es el elemento químico más común en el Universo. Tales supernovas probablemente surgen en sistemas compuestos por dos estrellas, en que una de éstas es el producto final de la vida de estrellas similares al sol, o de enanas blancas [3]. Cuando tales enanas blancas, actuando como ladrones estelares tragan la materia de su compañera, llegan a ser más pesadas que un determinado límite, por lo que se vuelven inestables y explotan[4].

El aumento no es un proceso simple. A medida que la enana blanca canibaliza a su presa, la materia se acumula en su superficie. Si esta capa se torna demasiado densa, se hace inestable y erupciona como nova. Estas mini-explosiones eyectan parte de la materia acumulada de vuelta al espacio. La pregunta crucial es, entonces, saber acaso la enana blanca puede ganar peso a pesar de la explosión, es decir, si algo de la materia quitada al compañera se queda en la enana blanca para que eventualmente llegue a ser suficientemente pesada para explotar como supernova.

Combinando las imágenes de NACO con información obtenida con varios otros telescopios [5] los astrónomos pudieron determinar la distancia del sistema (unos 25.000 años-luz del Sol) y su brillo intrínseco (más de 10.000 veces más brillante que el Sol). Esto implica que la enana blanca ladrona de este sistema tiene una alta masa que está cerca de su límite fatal mientras sigue siendo alimentada por su compañera a un ritmo vertiginoso. “Si V445 Puppis finalmente explotará como una supernova o si la actual explosión de la nova se ha adelantado a ese camino al eyectar demasiada materia de vuelta al espacio aún es incierto”, dice Woudt. “Pero aquí tenemos a un sospechoso bastante bueno para una futura supernova de tipo Ia”.

Notas

[1] La óptica adaptativa es una técnica que permite a los astrónomos obtener una imagen de un objeto libre del efecto distorsionador introducido por la atmósfera. Ver la página sobre óptica adaptativa de ESO en: http://www.eso.cl/optica_adaptativa.php
[2] Ver por ejemplo (en inglés): http://www.eso.org/~bleibund/papers/EPN/epn.html
[3] Las enanas blancas representan el producto evolutivo final de las estrellas con masas iniciales de hasta unas cuantas masas solares. Una enana blanca es el calcinado centro estelar que queda cuando una estrella similar al Sol destruye sus capas externas hacia el final de su vida activa. Está compuesta esencialmente de carbono y oxígeno. Este proceso normalmente lleva también a la formación de una nebulosa planetaria circundante.
[4] Este límite Chandrasekhar, llamado así por el físico hindú Subrahmanyan Chandrasekhar, es de casi 1,4 veces la masa del Sol. Cuando una enana blanca alcanza una masa superior a este límite, ya sea al engullir la materia de un compañera o fusionándose con otra enana blanca, se convertirá en una bomba termonuclear que quemará carbono y oxígeno explosivamente.
[5] El equipo también empleó el instrumento SOFI instalado en el New Technology Telescope de ESO, el espectrógrafo IMACS en el telescopio Magellan Baade de 6,5 metros, y la Infrared Survey Facility y la cámara SIRIUS en la estación Sutherland del Observatorio Astronómico de Sudáfrica.

Vea esta impresionante película del fenómeno.

En Perseo:
 

LA MADRE DE TODAS LAS SUPERNOVAS
 
Observan la supernova más brillante vista hasta ahora. De haberle ocurrido a Eta Carina, la noche se habría hecho tan brilante como el día. Astrónomos impresionados por el insólito fenómeno.

Ilustración artística de la supernova SN 2006 gy. Haga click en la imagen para agrandar.(7 Mayo, 2007 BBC/Chandra/NASA - CA) Los astrónomos no han ahorrado adjetivos para describir este acontecimiento: "la supernova SN 2006gy fue la más poderosa que se haya observado jamás" aseguraron.

Afirmaron que su origen estuvo en una enorme estrella con 150 veces la masa del Sol. "Este fue el rey de todos los fenómenos observados", dijo Alex Filippenko, uno de los astrónomos de la NASA que siguió la explosión.

Imagen: La ilustración artística muestra como se habría visto de cerca la explosión de la supernova más brillante jamás registrada, bautizada como SN 2006gy. Haga click en la imagen para agrandar.

El descubrimiento de esta estrella supernova se produjo en septiembre del año pasado y fue observada por diferentes telescopios, entre ellos el Telescopio Chandra de Rayos X, ya que gran parte de la energía de la explosión fue liberada en esa parte del espectro luminoso. La explosión duró unos 70 días, durante los cuales brilló con una intensidad por lo menos cinco veces más potente que fenómenos similares.

Las supernovas se producen cuando grandes estrellas llegan a una edad en la que se quedan sin combustible para sus procesos termonucleares y colapsan en una implosión, que luego se transforma en explosión, al rebotar en una estrella de neutrones formada durante el evento.

Sin embargo este es un caso diferente, el astro, llamado SN2006gy, se desintegró como consecuencia del estallido y todo su material se diseminó en el espacio, sin llegar a formar una estrella de neutrones.

Ilustración computarizada de la supernova SN 2006 gyFoto: Imagen en infrarrojo, usando óptica adaptiva, de la galaxia NGC 1260, donde ocurrió la supernova SN 2006gy. La fuente luminosa más débil a la derecha es el centro de la galaxia NGC 1260, mientras que la fuente de luz mucho más brillante a la derecha es la supernova, imagen del Lick Observatory.

El cataclismo ocurrió en la galaxia NGC 1260, ubicada a 240 millones de años luz de distancia, en dirección de la constelación de Perseo, en el hemisferio norte. (AR: 03h17m27.2s Dec. +41d24m19s Magnitud aparente: 13,3).

La explosión destrozó el núcleo de la estrella lanzando al espacio todo el metal pesado que lo componía a una velocidad casi 15 millones de kilómetros por hora. Nathan Smith, de la University of California at Berkeley afirmó: "Ha sido una explosión realmente monstruosa, cien veces más potente que cualquier supernova", expresó Nathan Smith, jefe del equipo conjunto de las universidades de California en Berkely y de Texas en Austin que trabajó para la NASA.

Los científicos estiman que el astro destruido era similar a Eta Carinae, una enorme estrella de nuestra galaxia, a unos 7.500 años luz de la Tierra y que se cree correrá su misma suerte en un futuro próximo.

Si Eta Carinae llegara a explotar "sería tan brillante que se podría ver durante el día y hasta se podría en las noches leer un libro a la luz de esta explosión", sostiene Dave Pooley, de la Universidad de California en Berkeley. Sería por otra parte, el primer espectáculo de esta naturaleza en más de 400 años en la Vía Láctea.

Según Mario Livio, del Space Telescope Science Institute en Baltimore, afirmó que sería "el mejor espectáculo estelar en la historia de la civilización moderna". "No estamos seguros si la explosión de Eta Carinae ocurrirá pronto, pero la mantenemos vigilada por si acaso", dijo Livio a la agencia de noticias AFP.

Información Original, del Telescopio Espacial Chandra de la NASA.

No volverá:
 

DESCUBREN ESTRELLA QUE ESCAPA DE LA VÍA LÁCTEA
 
Fue catapultada por el agujero negro del centro de nuestra galaxia.

Agujero Negro (David A. Aguilar, Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics)(9 Feb. 2005 BBC - Harvard) La estrella está saliendo de la Vía Láctea a 2 millones de kilómetros por hora. Científicos en Estados Unidos dicen haber identificado una estrella que ha sido despedida de la Vía Láctea y se dirige hacia el vacío intergaláctico.

Imagen: Agujero Negro. David A. Aguilar, Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics.

Los astrónomos sospechan que la estrella salió disparada de nuestra galaxia después de un encuentro cercano con el campo gravitacional de un agujero negro.

La estrella rechazada se desplaza a una velocidad superior a los 2 millones de kilómetros por hora debido, según los científicos, a la tremenda fuerza del agujero negro que se cree que está localizado en el centro de la Vía Láctea.

"Estamos tentados con llamarla la estrella expulsada a la fuerza de su hogar. Jamás hemos visto una estrella moverse con la velocidad necesaria para escapar los confines de nuestra galaxia", afirmó Warren Brown, astrónomo del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, Massachusets.

Ex Pareja estelar

La estrella era parte de una pareja de estrellas que se acercaron demasiado a la periferia del agujero negro.

Las dos giraban alrededor de un centro de masa común, a medida que eran atraídas cada vez más rápido hacia el agujero negro, un fenómeno cósmico cuya gravedad es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz escapa de ella.

El agujero negro capturó una de las estrellas, mientras que la otra fue arrojada hacia afuera con una fuerza descomunal.

En este momento, la estrella rechazada se encuentra a unos 180.000 años luz de la Tierra, en una región externa de la galaxia conocida como el halo.

La estrella se desplaza al doble de la velocidad necesaria para escapar la atracción de la Vía Láctea, así que la gravedad de la galaxia no podrá detenerla, y como una sonda lanzada desde la Tierra, esta estrella fue lanzada desde el centro de la galaxia en un viaje sin retorno.

Enfrenta un solitario futuro a medida que abandona nuestra galaxia para no regresar jamás.

Visible en los cielos del Sur:
 

MATERNIDAD ESTELAR EN LA PEQUEÑA NUBE DE MAGALLANES
 

Cúmulo de estrellas azules en la PN Magallanes, Telescopio Espacial Hubble. Crédito NASA/ESA.

(21 Feb. 2007 NASA - CA) Esta nueva imagen del Telescopio Espacial Hubble de la NASA muestra un cúmulo de estrellas azules y brillantes recién formadas que han abierto una cavidad con su energía luminosa en el centro de la nébula donde nacieron, en la Pequeña Nube de Magallanes.

Nombre: NGC 602, N90
Descripción: Cúmulo estelar en región de formación estelar en la Pequeña Nube de Magallanes.
Posición (J2000): R.A. 01h 29m 31s / Dec. -73° 33' 15"
Constelación: Tucana
Distancia: Aproximadamente 196 000 años luz (61 kiloparsecs).
Dimensiones: Unos 3 arcominutos (180 años luz o 55 parsecs) de ancho.

Cometas extrasolares:

LA HÉLICE: EL OJO DE UN CONEJO CÓSMICO
 
El telescopio espacial Spitzer de la Nasa, registró polvo en torno a una estrella muerta, ubicada a unos 700 años luz de nuestro planeta.

La Nébula de la Hélice, vista en luz visible por el Telescopio Espacial Hubble y en Rayos X por el Telescopio Espacial Spitzer. Crédito NASA/CA.

(15 Feb. 2007 NASA - CA) Sorprendidos quedaron los astrónomos de la NASA cuando observaron lo que acababa de captar el telescopio espacial Spitzer: nada menos que una enorme cantidad de polvo alrededor de una estrella muerta.

La estrella se encuentra en el centro de la nebulosa planetaria de la Hélice, ubicada a unos 700 años luz de la Tierra en el sector sur de la constelación de Acuario. Un objeto famoso por la apariencia de un ojo gigantesco que le da la nube de gas que la rodea. Visto en infrarrojo la imagen adquiere aun mayor dramatismo al parecer el ojo de un monstruo colosal.

Imagen arriba: La Nébula de la Hélice, vista a la izquierda en luz visible por el Telescopio Espacial Hubble y a la derecha en Rayos X por el Telescopio Espacial Spitzer. Crédito NASA/CA.

“Nos sorprendió ver tanto polvo alrededor de esta estrella. Debe provenir de cometas que han sobrevivido a la muerte de su sol”, dijo Kate Su, astrónoma de la universidad de Arizona y autora del informe que será publicado por la revista Astrophysical Journal Letters.

Explicó que la nebulosa de Hélice se formó al morir una estrella similar a nuestro Sol y expulsar sus capas exteriores, previamente a hincharse y pasar por una etapa como una estrella gigante roja, cuyas capas exteriores podrían alcanzar incluso la órbita a la que se encuentra la Tierra.

Quedó en su lugar una estrella muerta, una enana blanca, vestigio del corazón de la estrella original, cuya temperatura superficial de 110.000 grados calienta el polvo y ioniza los gases expulsados. El polvo brilla entonces en luz infrarroja invisible al ojo humano pero que el telescopio espacial Spitzer está especializado en captar.

En la Nébula de la Hélice hasta ahora habíamos podido ver sólo lo que brilla en luz visible: el material ionizado más alejado de la estrella, que fluorece en el vacío interestelar.

A pesar que por ser la nebulosa planetaria más cercana a la tierra, los astrónomos la han estudiado desde hace años, nadie había detectado el polvo que orbita alrededor de la enana blanca en su centro. El Spitzer pudo captar el resplandor en infrarrojo de un disco de polvo, que vemos de frente, orbitando alrededor del cadaver estelar a una distancia de entre unas 35 a 150 unidades astronómicas.

Al comienzo Su y su equipo quedaron impresionados al ver el polvo, pues se suponía que cuando una estrella muere expulsando sus capas exteriores el polvo del sistema debiera de haber sido aventado. Luego de repetir las observaciones y comprobar que el disco de polvo seguía allí, tuvieron que acudir a nuevas interpretaciones.

Según los científicos, lo más probable es que el polvo de la nebulosa sea causado por las colisiones entre cometas en los límites externos de este sistema estelar. Hace algunos millones de años, antes que se formara la enana blanca y cuando la estrella brillaba como nustro Sol, sus cometas y planetas deben haber tenido armónicas órbitas a su alrededor. Pero al agotar su combustible e hincharse como una gigante roja habría calcinado y tragado los planetas interiores, mientras que sus planetas exteriores, asteroides y cometas habrían sido expulsados de sus órbitas chocando entre sí, como consecuencia de la alteración de sus órbitas producidas por la muerte de la estrella.

La existencia de estos cometas cayendo hacia la enana blanca vendría a explicar la detección de emisiones de Rayos X captadas en otra estrella enana blanca rodeada de polvo por varios telescopios orbitales.

Las Nebulosas Planetarias

Esta belleza cósmica no durará mucho, en unos 10 mil años las brillantes capas se habrán alejado tanto de la estrella que su brillo se desvanecerá a medida que los gases ionizados se recombinan con electrones, se hacen neutros y dejan de brillar. Quedará sólo la enana blanca y su corte de cometas enfriándose en la inmensidad del espacio.

Este tipo de objetos fueron llamados equívocamente nebulosas planetarias en el Siglo XVIII, por el descubridor de Urano, Sir William Herschel uno de los primeros astrónomos que la observaron con un telescopio, debido a que para el ojo humano muestra un color semejante al de Urano. Los colores que nos muestran estas imágenes son el producto de fotografías astronómicas tomadas con filtros de tres colores, que al sumarse muestran los colores reales con la que veríamos la nebulosa de encontrarnos muy cerca de ella y tener una vista particularmente sensible.

El telescopio espacial Spitzer es un observatorio espacial orbital infrarrojo enfriado criogénicamente, capaz de estudiar objetos que van desde nuestro Sistema Solar hasta las regiones más distantes del Universo.

El Spitzer es el elemento final del Programa de grandes observatorios de la Nasa, y -según esa agencia- constituye una pieza clave desde el punto de vista científico y técnico del nuevo Programa para la búsqueda astronómica de los orígenes del Universo.

El observatorio cuenta con tres instrumentos científicos capaces de tomar imágenes y espectros de 3 a 180 microness. Con su gran sensibilidad, su conjunto de detectores de gran formato y su alta efectividad, Spitzer ofrece una capacidad observacional sin precedentes. Fue lanzado en agosto del 2003 y se estima que seguirá operando sin inconvenientes hasta 2008.

Midiendo el Universo:

CENIZAS ASIMÉTRICAS
 
Recientes observaciones, realizadas desde Paranal, en Chile, indican que las explosiones de Supernovas Tipo Ia pueden ser asimétricas.

Impresión artística de una supernova de tipo Ia. ESO.

(5 Dic. 2006 ESO - CA) Desde que el astrónomo chileno Mario Hamuy, estableciera a fines de los 80s que la regularidad de la forma cómo se desarrolla un tipo de explosiones estelares llamadas Supernova Ia (SN Ia) permite que sean usadas como un indicador de distancias, su estudio es una de las áreas más activas de la astronomía.

Utilizando estas supernovas, que por su enorme brillo pueden ser vistas a distancias cosmológicas, dos equipos de astrónomos determinaron a fines de los 90s que el Universo se expande aceleradamente.

Sabemos que es difícil percibir la tridimensionalidad del Cosmos por lo que los astrónomos utilizan diversos métodos para intentar determinar distancias astronómicas. El más seguro es el del “paralaje”, donde por trigonometría se obtiene la tangente del ángulo formado por la Tierra - estrella – Sol, que puede medirse para estrellas ubicadas a distancias cercanas.

Las supernovas Ia están siendo utilizadas como patrones de distancia luminosos para distancias cosmológicas, luego de la calibración que logró realizar Hamuy y su equipo. Se observa su flujo luminoso y el tiempo en que este disminuye, para determinar su luminosidad intrínseca. Luego, se observa su luminosidad aparente y se integran estos valores a una fórmula para la dispersión de la luz en el espacio, obteniéndose la distancia a la supernova.

DETALLES DEL GRAN FINAL

Desde entonces las SN Ia son motivo de estudio, como el que un equipo de astrónomos del Observatorio Europeo Austral ESO realizó utilizando los poderosos instrumentos de Cerro Paranal. Intentaban descifrar la forma cómo ocurre la explosión de una supernova de este tipo, si la estrella se quema lentamente o revienta muy rápido. De las observaciones realizadas se desprende que la materia expulsada presenta asimetrías importantes en la periferia, mientras que en el centro hay una esfera casi perfecta, lo cual sugiere que la explosión se propagaría a velocidades supersónicas.

Los resultados se publican en la edición del 30 de Noviembre de Science Express, la versión on line de la revista de investigación Science. Los protagonistas del descubrimiento son Lifan Wang, de la Universidad A&M de Texas, y Dietrich Baade y Ferdinando Patat, de ESO.

"Nuestros resultados muestran claras evidencias de que la explosión de este tipo de supernovas ocurre en dos fases", afirma Wang. "Es un hallazgo de considerable importancia y potenciales implicaciones a nivel cosmológico".

Utilizando las observaciones de 17 supernovas tomadas durante un período de más de 10 años con el Very Large Telescope (VLT) de ESO (Región de Antofagasta, Chile) y el telescopio Otto Struve del Observatorio McDonald (Texas, EEUU), los astrónomos han podido reconstruir la forma de la nube de escombros lanzadas al espacio por la explosión de Supernovas de tipo Ia.

Se estima que las SN Ia se producen en sistemas binarios, donde una estrella enana blanca "se alimenta" de la materia que va robando a su estrella compañera. Pero la enana blanca no puede "engordar" indefinidamente. Cuando alcanza cierta masa crítica, se vuelve inestable y explota como supernova. Si bien el proceso está claro, durante mucho tiempo no ha resultado nada obvio el mecanismo que desencadena la explosión inicial ni la manera en que ésta se propaga dentro de la estrella.

Las supernovas observadas por el equipo de astrónomos ocurrieron en galaxias lejanas. Las enormes distancias cósmicas impiden obtener imágenes detalladas, incluso usando interferometría. Por ello, los científicos reconstruyeron la estructura de la estrella moribunda siguiendo otro método: a partir del estudio de la polarización de la luz que procede de ella.

La polarimetría se basa en el hecho de que la luz es una onda electromagnética y, como tal, oscila en determinadas direcciones. La reflexión o la dispersión de la luz pueden favorecer ciertas orientaciones del campo eléctrico y magnético en vez de otras. Esta es la razón por la que unos lentes de sol polarizados pueden reflectar la luz.

En el caso de la supernova, la luz -al dispersarse por los restos en expansión de la estrella- retiene toda la información sobre la orientación de las capas de material expulsado en la explosión. Si la supernova posee una simetría esférica, la radiación no tendrá una dirección preferencial, por lo que el balance total dará como resultado una polarización nula. En cambio, si la capa de gas no es esférica, una determinada dirección predominará y se quedará grabada en la luz.

En su investigación, los astrónomos encontraron que en las supernovas tipo Ia, la polarización continua es muy pequeña, por lo que forma general de la explosión es bastante esférica. Sin embargo, la mayor polarización en líneas de emisión muy corridas al azul indica la presencia en las regiones externas de estructuras de movimiento muy rápido y con una composición química peculiar.

"Nuestro estudio revela que las explosiones de supernovas de tipo Ia son un fenómeno realmente tridimensional", señala Dietrich Baade. "Las regiones externas de la explosión son asimétricas, con diferentes materiales encontrados en grumos, mientras que las regiones más internas se presentan más uniformes".

Baade agrega que este estudio fue llevado a cabo utilizando todas las potencialidades de la polarimetría, cosa que fue posible gracias al poder colector del VLT y la calibración extremadamente precisa del instrumento FORS.

El equipo de investigación detectó esta asimetría por primera vez en 2003, dentro de la misma campaña de observación. La novedad de este resultado radica además en la existencia de una relación entre el grado de asimetría y la luminosidad intrínseca de la explosión: cuanto más brillante la supernova, más uniforme y homogénea será la estructura del material expulsado.

"Esto tiene consecuencias sobre el uso de las supernovas de tipo Ia como candelas estándar [1]", dice Patat. "Este tipo de supernovas son utilizadas para medir la tasa de aceleración de la expansión del universo, bajo la hipótesis de que estos objetos se comporten todos de manera uniforme. Pero las asimetrías pueden introducir cierta dispersión en los valores observados".

"Nuestro descubrimiento plantea fuertes restricciones a cualquier modelo exitoso de explosión termonuclear de supernovas", añade Wang.

Los modelos indican que los "grumos" son producidos por un proceso de combustión lenta llamado deflagración, responsable de las trazas irregulares en las cenizas. La homogeneidad de las zonas internas implica que, en una determinada fase, la deflagración deja lugar a un proceso más violento, llamado detonación, el cual se propaga a velocidades supersónicas. Este es tan rápido que llega a borrar las asimetrías en las cenizas dejadas por la primera fase, produciendo así residuos más homogéneos.

[1] Se define como candela estándar un objeto cuya luminosidad intrínseca es conocida, lo que permite calcular la distancia a partir de la simple medición del brillo aparente. Otras características necesarias es que sea lo suficientemente brillante y abundante. Las supernovas son los indicadores de distancia más potentes del universo.

Desde el VLT:

OBSERVAN NACIMIENTO DE PLANETAS
 
Estrella presenta un extendido disco de polvo que parece contener suficiente gas y polvo como para engendrar planetas.

Impresión artística de una nébula. ESo.

(6 Octubre 2006 ES0) Mediante el instrumento VISIR del VLT (Very Large Telescope) de ESO, un grupo de astrónomos realizaron un mapa detallado de un disco de polvo alrededor de una estrella más masiva que el Sol. El disco, muy extendido e iluminado, parece contener suficiente gas y polvo como para engendrar planetas. Se asemeja al precursor de discos de escombros como los que encontramos alrededor de estrellas tipo Vega, por lo que este objeto proporciona una oportunidad excepcional de presenciar las condiciones que imperan antes o durante la formación de planetas.

Imagen arriba: Impresión artística de disco proto-planetario alrededor de la estrella HD 97 048.

“Los planetas nacen en grandes discos de gas y polvo que rodean a las estrellas en formación. Este proceso puede resultar bastante ubicuo, si tenemos en cuenta que se han encontrado planetas alrededor de más de 200 estrellas, además del Sol”, dice Pierre-Olivier Lagage, de CEA Saclay (Francia) y jefe del equipo que llevó a cabo las observaciones. “Se conoce muy poco sobre estos discos, especialmente los de estrellas más masivas que el Sol. Este tipo de estrellas son mucho más luminosas y podrían influir de manera considerable en sus discos, probablemente destruyendo a gran velocidad la parte más interna”.

Los astrónomos utilizaron el instrumento VISIR [1], montado en el VLT en Cerro Paranal (II Región de Chile) para realizar un mapa en el infrarrojo del disco circundante la estrella joven HD 97048. Con una edad de unos pocos millones de años [2], HD 97048 pertenece a la nebulosa oscura Camaleón I, un criadero de estrellas que se encuentra a unos 600 años-luz de distancia. La estrella es 40 veces más luminosa que el Sol y 2,5 veces más masiva.

Los astrónomos pudieron obtener una imagen tan detallada sólo gracias a la alta resolución angular ofrecida por un telescopio de 8 metros en el infrarrojo, alcanzando una resolución de unos 0,33 segundos de arco. Así se descubrió un disco muy grande, al menos 12 veces más extenso que la órbita de Neptuno, el planeta más alejado del Sistema Solar. “Es la primera vez que este tipo de estructura, predicha por varios modelos teóricos, es capturada en una imagen alrededor de una estrella masiva”, dice Lagage.

La configuración del disco es explicable sólo si éste contiene una gran cantidad de gas que, en este caso, se estima en al menos unas 10 veces la masa de Júpiter. Debería contener también más de 50 masas terrestres en polvo.

La masa de polvo calculada en este caso sería más de mil veces mayor que la observada en discos y estructuras similares al cinturón de Kuiper que se han descubierto en estrellas más viejas, tipo Vega, como, por ejemplo, Beta Pictoris, la misma Vega, Formalhaut y HR 4796. Se piensa que el polvo alrededor de estas estrellas es producido por colisiones entre cuerpos de mayor tamaño.

La masa de polvo observada en HD 97048 es parecida a la masa estimada para cuerpos que orbitan sistemas más evolucionados. De esta forma, el disco de HD 97048 es probablemente el precursor de los discos de escombros que se observan en estrellas viejas.

A partir de la estructura del disco, deducimos que podrían existir embriones planetarios en la parte interna”, señala Lagage. ”Estamos planeando efectuar observaciones a mayor resolución angular con el interferómetro del VLT, para despejar incógnitas”.

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