ESO/ L. Calçada

¿Qué viene primero: los agujeros negros súpermasivos que devoran materia frenéticamente o las enormes galaxias donde éstos residen? Un escenario totalmente nuevo ha surgido a partir de una serie de recientes y extraordinarias observaciones de un agujero negro sin hogar, que indican que los agujeros negros pueden estar “construyendo” la propia galaxia que los hospeda. Éste podría ser el eslabón perdido que se buscaba hace mucho tiempo para comprender por qué la masa de agujeros negros es mayor en galaxias que contienen más estrellas.

“La pregunta del ‘huevo o la gallina’ aplicada en el sentido de si acaso viene primero la galaxia o su agujero negro es uno de los temas más debatidos hoy en astrofísica”, dice David Elbaz, autor principal. “Nuestro estudio sugiere que los agujeros negros súpermasivos pueden desencadenar la formación de estrellas y así, ‘construir’ sus propias galaxias. Este eslabón también puede explicar por qué las galaxias que albergan agujeros negros más grandes tienen más estrellas”.

Para llegar a una conclusión tan extraordinaria, el equipo de astrónomos realizó exhaustivas observaciones de un objeto peculiar, el cuasar cercano HE0450-2958 , al único que no se le ha detectado una galaxia que lo albergue. HE0450-2958 está ubicado a unos 5 mil millones de años luz de distancia.

Hasta ahora se había especulado que la galaxia que albergaba al cuasar estaba escondida detrás de grandes cantidades de polvo, entonces los astrónomos emplearon para las observaciones un instrumento de infrarrojo medio en el telescopio VLT  de la organización Observatorio Europeo Austral, ESO. A esas longitudes de onda, las nubes de polvo relucen en forma muy brillante y son fácilmente detectables. “Observar en estas longitudes de onda nos permitiría localizar el polvo que podría esconder a la galaxia anfitriona”, dice Knud Jahnke, quien dirigió las observaciones realizadas en el VLT. “Sin embargo, no encontramos nada. En cambio, descubrimos una galaxia aparentemente no relacionada en las cercanías del cuasar que está produciendo estrellas a una velocidad frenética”.

Estas observaciones han proporcionado una nueva y sorprendente perspectiva del sistema. Mientras que alrededor del agujero negro no se revela ningún indicio de estrellas, la galaxia que la acompaña es extremadamente rica en estrellas muy jóvenes y brillantes. Está formando estrellas a una velocidad equivalente a unos 350 masas solares por año, cien veces más que las velocidades de las galaxias típicas del Universo local.

Observaciones anteriores habían mostrado que la galaxia que la acompaña está, de hecho, bajo fuego: el cuasar está arrojando un chorro de partículas altamente energéticas hacia su compañera, además de una corriente de gas que se desplaza rápidamente. La inyección de materia y energía hacia la galaxia indica que el propio cuasar podría estar induciendo la formación de estrellas y de esta forma, creando su propia galaxia anfitriona; en tal escenario, las galaxias habrían evolucionado a partir de nubes de gas golpeadas por los energéticos chorros que emergen de los cuasares.

“Los dos objetos tendrán que fusionarse en el futuro: el cuasar se está moviendo a una velocidad de sólo unas pocas decenas de miles de km/hora con respecto a la galaxia que lo acompaña y su separación es de sólo unos 22.000 años luz”, dice Elbaz. “A pesar que el cuasar aún está ‘desnudo’, eventualmente estará ‘vestido’ cuando se fusione con su compañera rica en estrellas. Entonces finalmente residirá dentro de una galaxia anfitriona como todos los demás cuasares”.

De ahí que el equipo haya identificado a los chorros del agujero negro como posible conductor de la formación de galaxias, lo que también puede constituir el eslabón perdido que se buscaba hace tanto tiempo para comprender por qué la masa de los agujeros negros es mayor en las galaxias que contienen más estrellas.

“Una extensión natural de nuestro trabajo es buscar objetos similares en otros sistemas”, dice Jahnke.

Los futuros instrumentos, tales como el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, el European Extremely Large Telescope y el Telescopio Espacial James Webb de NASA/ECA/CSA serán capaces de buscar tales objetos a distancias aún mayores, investigando la conexión entre agujeros negros y la formación de galaxias en el Universo más distante.

Esta investigación fue presentada en artículos publicados en la revista Astronomy & Astrophysics, bajo el título “Quasar induced galaxy formation: a new paradigm?”, por Elbaz y otros; y en el Astrophysical Journal, bajo el título “The QSO HE0450-2958: Scantily dressed or heavily robed? A normal quasar as part of an unusual ULIRG”, por Jahnke y otros.

El equipo está compuesto por David Elbaz (Servicio de Astrofísica, CEA Saclay, Francia), Knud Jahnke (Max Planck Instituto de Astronomía, Heidelberg, Alemania), Eric Pantin (Servicio de Astrofísica, CEA Saclay, Francia), Damien Le Borgne (Universidad de París  6 y CNRS, Instituto de Astrofísica de París, Francia) y Géraldine Letawe (Instituto de Astrofísica y Geofísica , Universidad de Liège, Bélgica).

Más información en:

http://www.eso.org/

CERN Photo Service; Maximilien Brice

El LHC o Gran Colisionador de Hadrones del CERN se ha convertido hoy en el acelerador de partículas más potente del mundo después de que esta mañana sus dos haces de protones hayan alcanzado una energía de 1,18 teraelectronvoltios (TeV). Hasta ahora el récord lo ostentaba el colisionador Tevatron del Laboratorio Nacional del Acelerador Fermi (Fermilab) de los Estados Unidos que, en 2001, consiguió 0,98 TeV. Esto ha marcado otro hito en su camino hacia los primeros descubrimientos en Física previstos para 2010.

“De momento nos conformamos con que la puesta en marcha del LHC vaya sin problemas”, dice el Director General del CERN Rolf Heuer. “Es fantástico, pero seguimos trabajando paso a paso porque todavía queda mucho por hacer antes de que el año que viene comiencen a llegar los primeros descubrimientos físicos. Mantendré el champán en frío hasta entonces”.

Los nuevos avances llegan tan sólo 10 días después de que el LHC volviera a ponerse en marcha, lo que demuestra el “excelente funcionamiento” de la máquina. El 20 de noviembre se inyectaron los primeros haces en el Gran Colisionador y en los días posteriores los operadores de la máquina restablecieron la circulación de los haces en el interior del anillo. La operación se realizó de forma alterna, primero en una dirección y luego en la otra, a una energía de inyección de 450 GeV y aumentando la duración del haz de forma gradual hasta aproximadamente 10 horas. El 23 de noviembre circularon por primera vez dos haces juntos y los cuatro grandes detectores de LHC registraron los primeros datos de colisión.

El logro de la pasada noche vuelve a confirmar que el LHC progresa sin problemas hacia los primeros hallazgos físicos a comienzos de 2010. El récord mundial de energía se alcanzó ayer cuando el haz 1 se aceleró desde 450 GeV hasta los 1.050 GeV (1,05 TeV) a las 21:28 horas del domingo 29 de noviembre. Tres horas más tarde los dos haces del LHC se aceleraron con éxito a 1,18 TeV, a las 00:44 horas de hoy.

“Estaba aquí hace 20 años cuando encendimos el anterior acelerador de partículas más importante del CERN, el LEP”, señala el Director de Investigación y Tecnología Steve Myers, que añade:“Pensé que se trataba de una máquina fantástica de manejar, pero ésta es algo más. Lo que nos llevaba días o semanas con el LEP, lo estamos haciendo en horas con el LHC. De momento todo augura que será un programa de investigación fabuloso”.

La próxima acción programada es una fase “concentrada” en la que se aumentará la intensidad del haz antes de Navidad y previa a la entrega de grandes cantidades de datos de colisión a los experimentos. Hasta el momento, todo el trabajo de puesta en marcha del LHC se ha llevado a cabo con un haz piloto de intensidad baja, pero se necesita una intensidad más alta para proporcionar índices de colisión protón-protón significativos.

El objetivo de la fase actual es asegurar que estas intensidades más altas puedan manejarse de forma segura, así como garantizar condiciones estables para los experimentos que se realicen durante las colisiones. Se estima que esta etapa durará aproximadamente una semana, tras la cual, y hasta finales de año, se harán colisionar haces en el LHC para realizar calibraciones. Los primeros descubrimientos físicos en el gran colisionador están programados para el primer trimestre de 2010, a una energía de colisión de 7 TeV (3,5 TeV por haz).

Más información en:

http://press.web.cern.ch/

NASA/ JPL/ Caltech/ UA/ SSI

Investigadores del Instituto Tecnológico de California, Caltech, del Laboratorio de Propulsión a Reacción, de la NASA, y de otras instituciones, sugieren que la excentricidad de la órbita de Saturno alrededor del Sol puede ser la responsable de la inusual y nunca vista distribución de los lagos sobre las regiones polares norte y sur del mayor satélite natural de ese planeta, Titán. Un artículo que describe esa teoría aparece en la edición online adelantada del 29 de noviembre de 2009 de Nature Geoscience.

La órbita oblonga de Saturno alrededor del Sol expone a diferentes partes de Titán a distintas cantidades de luz solar, lo cual afecta los ciclos de precipitación y evaporación en aquellas áreas. Similares variaciones en la órbita de la Tierra también conducen a largos ciclos de eras de hielo sobre nuestro planeta.

Como reveló la información de la imagen del Radar de Apertura Sintética de la nave espacial Cassini de la NASA, lagos de etano y metano líquidos en altas latitudes boreales de Titán cubren 20 veces más área que los lagos en altas latitudes meridionales. Los datos de Cassini también muestran que hay significativamente más lagos parcialmente llenos y ahora vacíos en el norte. En la información del radar, suaves rasgos – como las superficies de los lagos – aparecen como áreas oscuras, mientras que rasgos más accidentados – tales como el fondo de un lago – aparecen brillantes. La asimetría no parece ser el destino estadístico teniendo en cuenta la gran cantidad de datos recogidos por Cassini en sus cinco años sobrevolando a Saturno y sus satélites naturales.

Los científicos inicialmente consideraron la idea que “hay algo inherentemente diferente cerca de la región polar norte versus la meridional en términos de topografía, tal como  lluvias líquidas, escurriendo o infiltrando en el suelo más en uno de los hemisferios,” dijo Oded Aharonson de Caltech, autor líder del artículo de Nature Geoscience.

No obstante, Aharonson nota que no hay diferencias substanciales conocidas entre las regiones norte y sur para sostener esta posibilidad. En forma alternativa, el mecanismo responsable de esta dicotomía regional puede ser estacional. Un año en Titán dura 29.5 años terrestres. Cada 15 años terrestres, las estaciones en Titán se invierten, por lo que se vuelve verano en un hemisferio e invierno en el otro. De acuerdo a esta hipótesis de la variación estacional, la precipitación y evaporación de metano varía en las diferentes estaciones – últimamente lagos rellenos en el norte mientras que lagos secos en el sur.

El problema con esta idea, dijo Aharonson, es que considera para su disminución de alrededor de un metro por año en las profundidades de los lagos en el hemisferio estival. Pero los lagos de Titán tienen unos pocos cientos de metros de profundidad en promedio, y no drenaría (o llenaría) en sólo 15 años. Además, la variación estacional no puede considerar la disparidad entre los hemisferios en el número de lagos vacíos. La región polar norte tiene aproximadamente tres veces más cuencas de lagos secos que en el sur y siete veces más parcialmente llenos.

“¿Cómo se mueve el agujero en el suelo?”, preguntó Aharonson. “El mecanismo estacional puede ser responsable en parte del transporte global de metano líquido, pero ésta no es la historia completa”. Una explicación más plausible, dicen Aharonson y sus colegas, está relacionada a la excentricidad de la órbita de Saturno – y por lo tanto, de Titán, su satélite – alrededor del Sol.

Como la Tierra y otros planetas, la órbita de Saturno no es perfectamente circular, sino algo elíptica y oblicua. Debido a esto, durante su verano meridional, Titán está alrededor del 12% más cerca del Sol que durante el verano boreal. Como resultado, los veranos boreales son largos y suaves; los veranos australes son cortos e intensos.

“Proponemos que, en esta configuración orbital, la diferencia entre la evaporación y la precipitación no es igual en estaciones opuestas, lo cual significa que hay un transporte neto de metano del sur al norte”, dijo Aharonson. Este desequilibrio guiaría una acumulación de metano – y, por lo tanto, de la formación de muchos más lagos – en el hemisferio norte.

No obstante, la situación es verdadera sólo ahora. A lo largo de escalas de tiempo muy extensas, de decenas de miles de años, los parámetros orbitales de Saturno varían, a veces, causando que Titán esté más cerca del Sol durante su verano boreal y más lejos en los veranos meridionales, y provocando una inversión en el transporte neto de metano. Esto llevaría a una acumulación de hidrocarburos – y a una abundancia de lagos – en el hemisferio meridional.

“Como la Tierra, Titán tiene variaciones climáticas de decenas de miles de años provocadas por cambios orbitales”, dijo Aharonson. En la Tierra, estas variaciones, conocidas como ciclos Milankovitch, están relacionadas con cambios en la radiación solar, lo cual afecta la redistribución global del agua en forma de glaciares, y se cree responsable de los ciclos de eras de hielo. “En Titán, hay ciclos climáticos de larga duración en el movimiento global del metano que fabrica lagos y cava cuencas de lagos. En ambos casos encontramos registros del proceso relacionados con la geología”, agregó.

“Podemos haber encontrado un ejemplo de cambio climático de larga duración, análogo a los ciclos climáticos Milankovitch de la Tierra, en otro objeto del Sistema Solar”, dijo.

Los coautores del artículo son: Alexander G. Hayes, estudiante graduado de Caltech; Jonathan I. Lunine, Laboratorio Lunar y Planetario, Tucson, Arizona; Ralph D. Lorenz, Laboratorio de Física Aplicada en la Universidad John Hopkins, Laurel, Maryland; Michael D. Allison, Instituto de Estudios Espaciales Goddard, de la NASA, New York; y Charles Elachi, director del Laboratorio de Propulsión a Reacción, JPL, de la NASA, Pasadena, California.

Más información en:

http://www.jpl.nasa.gov/

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Semana del 7 al 13 de diciembre de 2009

* Lunes 7 de diciembre de 2009 – Día Juliano a 0h TU 2.455.172,5

Efemérides físicas del Sol; Po = 13,7° ; Bo = 0,1°; Lo = 2,2°.
Regulus 3,6° al Norte de la Luna, a las 19 TU.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 161,6°.
Meridiano central de Júpiter, Sistema II para 0 TU: 297,4°.
El asteroide 2002 XN14 en paso cercano a la Tierra (0,095 UA).
El asteroide 1198 Atlantis en máxima aproximación a la Tierra (1,192 UA).
El objeto del Cinturón de Kuiper 2004 XR190 en máxima aproximación a la Tierra (57,011 UA).
Máximo de la lluvia de meteoros Púppidas/Vélidas (PUP). Activas entre: Dic 1 – Dic 7. Radiante en AR: 123°; Dec.:-45°. THZ: 10.

* Martes 8 de diciembre de 2009 – Día Juliano a 0h TU 2.455.173,5

Efemérides físicas del Sol; Po = 13,2° ; Bo = -0,0°; Lo = 349,0°.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 152,3°.
Meridiano central de Júpiter, Sistema II para 0 TU: 87,5°.
Tránsito de Europa sobre el disco de Júpiter. Inmersión a 01:37,8 TU.
Tránsito de la Gran Mancha Roja por el Meridiano Central de Júpiter, a las 00:43 TU.
El cometa C/2009 U3 (Hill) en máxima aproximación a la Tierra (1,142 UA).
El asteroide 2829 Bobhope en máxima aproximación a la Tierra (2,494 UA).

* Miércoles 9 de diciembre de 2009 – Día Juliano a 0h TU 2.455.174,5

Efemérides físicas del Sol; Po = 12,8° ; Bo = -0,1°; Lo = 335,8°.
La Luna en cuarto menguante, a las 0:15 TU.
Venus 5,0° al Norte de Antares, a las 19 TU.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 143°.
Meridiano central de Júpiter, Sistema II para 0 TU: 237,5°.
El cometa P/2008 J3 (McNaught) en máxima aproximación a la Tierra (2,138 UA).
El cometa 200P/Larsen en máxima aproximación a la Tierra (3,103 UA).
El asteroide 19 Fortuna en oposición (mag. 9,3).
El asteroide 2825 Crosby en máxima aproximación a la Tierra (0,912 UA).
El asteroide 2309 Mr, Spock en máxima aproximación a la Tierra (1,802 UA).
Máximo de la lluvia de meteoros Monocerótidas (MON). Activas entre: Nov 27 – Dic 9. Radiante en AR: 100°; Dec.:+08°. THZ: 2.

* Jueves 10 de diciembre de 2009 – Día Juliano a 0h TU 2.455.175,5

Efemérides físicas del Sol; Po = 12,4° ; Bo = -0,3°; Lo = 322,6°.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 133,8°.
Meridiano central de Júpiter, Sistema II para 0 TU: 27,6°.
Tránsito de la Gran Mancha Roja por el Meridiano Central de Júpiter, a las 02:22 TU.
El cometa C/2009 U1 (Garradd) en máxima aproximación a la Tierra (3,043 UA).
El asteroide 9965 GNU en máxima aproximación a la Tierra (1,854 UA).
El asteroide 334 Chicago en máxima aproximación a la Tierra (2,987 UA).

* Viernes 11 de diciembre de 2009 – Día Juliano a 0h TU 2.455.176,5

Efemérides físicas del Sol; Po = 12,0° ; Bo = -0,4°; Lo = 309,5°.
Spica 3,1° al Norte de la Luna, a las 17 TU.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 124,6°.
Meridiano central de Júpiter, Sistema II para 0 TU: 177,6°.
El asteroide 3767 DiMaggio en máxima aproximación a la Tierra (1,805 UA).

* Sábado 12 de diciembre de 2009 – Día Juliano a 0h TU 2.455.177,5

Efemérides físicas del Sol; Po = 11,5° ; Bo = -0,5°; Lo = 296,3°.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 115,3°.
Meridiano central de Júpiter, Sistema II para 0 TU: 327,6°.
Tránsito de Io sobre el disco de Júpiter. Inmersión a 03:16,2 TU.
Tránsito de la Gran Mancha Roja por el Meridiano Central de Júpiter, a las 23:53 TU.
El cometa 226P/Pigott-LINEAR-Kowalski en máxima aproximación a la Tierra (2,060 UA).
Máximo de la lluvia de meteoros sigma-Hídridas (HYD). Activas entre: Dic 3 – Dic 12. Radiante en AR: 127°; Dec.:+02°. THZ: 3.

* Domingo 13 de diciembre de 2009 – Día Juliano a 0h TU 2.455.178,5

Efemérides físicas del Sol; Po = 11,1° ; Bo = -0,6°; Lo = 283,1°.
Meridiano central de Marte para 0 TU: 106,1°.
Meridiano central de Júpiter, Sistema II para 0 TU: 117,7°.
Ocultación de Io. Desaparece a 00:23,5 TU.
El asteroide 9349 Lucas en máxima aproximación a la Tierra (1,421 UA).
Máximo de la lluvia de meteoros Gemínidas (GEM). Activas entre: Dic 7 – Dic 14. Radiante en AR: 112°; Dec.:+33°. THZ: 120.

Los Planetas esta semana

MERCURIO

Visible durante el crepúsculo vespertino, hacia el Sudoeste, en Sagittarius (el Arquero).
Magnitud visual: -0,55.

VENUS

No visible, por su proximidad al Sol.

MARTE

Visible en la segunda mitad de la noche, hacia el Este, en Leo (el León).
Magnitud visual: -0,37.

JÚPITER

Visible al comienzo de la noche, hacia el Oeste, en Capricornus (Capricornio).
Magnitud visual: -2,22.

SATURNO

Visible en la segunda mitad de la noche, hacia el Noreste, en Virgo (la Virgen).
Magnitud visual: 0,94.

URANO

Visible en la primera mitad de la noche, hacia el Oeste, en Aquarius (el Aguador).
Magnitud visual: 5,84.

NEPTUNO

Visible al comienzo de la noche, hacia el Oeste, en Capricornus (Capricornio).
Magnitud visual: 7,94.

NASA/ DOE/ Fermi LAT Collaboration

El telescopio espacial Fermi de rayos gamma ha hecho la primera detección sin ambigüedad de rayos gamma de alta energía provenientes de un enigmático sistema binario conocido como Cygnus X-3. El sistema alberga una estrella masiva muy caliente junto a un objeto compacto que puede ser tanto una estrella de neutrones como un agujero negro que lanza al espacio chorros gemelos de materia emitiendo ondas de radio y que viajan a más de la mitad de la velocidad de la luz.

Los astrónomos llaman a estos sistemas microcuasares. Sus propiedades (fuerte emisión en un amplio rango de longitudes de onda, rápidos cambios de brillo y chorros en ondas de radio) recuerdan a versiones en miniatura de galaxias distantes (llamadas cuasares y blazares) cuya emisión se piensa que está alimentada por enormes agujeros negros.

“Cygnus X-3 es un microcuasar genuino y es el primero para el cual podemos probar emisiones de rayos gamma de alta energía”, dijo Stéphane Corbel de la Universidad Diderot, de Francia.

El sistema, detectado por primera vez en 1966 como una de las fuentes de rayos X más intensas del cielo, fue también una de las más tempranas en ser sugerida como fuente de rayos gamma. Los esfuerzos para confirmar aquellas observaciones ayudaron a dar un empuje al desarrollo de mejores detectores de rayos gamma, un legado que culmina con el telescopio de gran área LAT (Large Area Telescope) a bordo de Fermi.

En el centro de Cygnus X-3 hay una estrella masiva Wolf-Rayet. Con una temperatura superficial de 100000 C, o alrededor de 17 veces más caliente que el Sol, la estrella es tan caliente que su masa es lanzada al espacio en forma de un poderoso flujo llamado viento estelar. “En unos 100.000 años , este viento denso y rápido quita tanta masa de la estrella Wolf-Rayet como la que contiene el Sol”, dijo Robin Corbet, de la Universidad de Maryland, en el condado de Baltimore.

Cada 4,8 horas, la compañera compacta sumergida en un disco de gas caliente gira alrededor de la estrella. “Este objeto es más probablemente un agujero negro, pero no podemos descartar que se trate de una estrella de neutrones”, agregó Corbet.

El telescopio LAT de Fermi detectó cambios en el flujo de rayos gamma de Cygnus X-3 relacionados con el movimiento orbital de 4,8- horas de la compañera. La emisión más brillante de rayos gamma ocurre cuando el disco está en el punto más alejado de su órbita. “Esto sugiere que los rayos gamma surgen de interacciones entre electrones moviéndose rápidamente por encima y por debajo del disco y de la luz ultravioleta de la estrella”, explicó Corbel.

Cuando los fotones ultravioletas chocan con partículas moviéndose a una fracción apreciable de la velocidad de la luz, los fotones ganan energía y se vuelven rayos gamma. “El proceso se realiza mejor cuando un electrón energético que apunta hacia la Tierra sufre una colisión frontal con un fotón ultravioleta”, agrega Guillaume Dubus, del Laboratorio de Astrofísica, en Grenoble, Francia. “Y esto ocurre más a menudo cuando el disco está en el lado más lejano de su órbita”.

A través de procesos no totalmente comprendidos, parte del gas que debería caer al objeto compacto de Cygnus X-3 en cambio se escapa hacia afuera en un par de chorros estrechos y opuestos. Las observaciones de radio midieron el movimiento del gas dentro de estos chorros en más de la mitad de la velocidad de la luz.

Entre el 11 de octubre y el 20 de diciembre de 2008, y nuevamente entre el 8 de junio y el 2 de agosto de 2009, Cygnus X-3 fue inusualmente activa. El equipo encontró que las erupciones en las emisiones de rayos gamma del sistema eran precedidas por destellos en los chorros de radio por casi cinco días, sugiriendo fuertemente una relación entre ambos.

Los hallazgos, publicados en la edición electrónica de Science del 26 de noviembre de 2009, proveerá nuevo conocimiento acerca de cómo las partículas de alta energía se tornan aceleradas y cómo se mueven a través de los chorros.

Más información en:

http://www.nasa.gov/

Pérez-Torres et al.

Un grupo de astrónomos, encabezado por Miguel Ángel Pérez-Torres, del Instituto de Astrofísica de Andalucía, España (IAA-CSIC), ha hallado en las regiones centrales de la galaxia IC 694 una factoría de supernovas realmente prolífica: se han descubierto veintiséis fuentes que corresponden en su mayoría a radio supernovas jóvenes y a remanentes de supernova, que constituyen diferentes estados evolutivos del mismo fenómeno: la muerte de estrellas de más de ocho masas solares. Los resultados han sido posibles gracias al uso de la European VLBI Network, una red europea de radiotelescopios que permite observar con una resolución única en el mundo, y se publican esta semana en Astronomy & Astrophysics.

“Las observaciones que hemos realizado de IC 694 nos permiten estudiar casi en tiempo real cómo las estrellas más jóvenes y masivas mueren e interaccionan con el medio circundante”, explica Miguel Ángel Pérez-Torres  de IAA-CSIC y autor principal de la investigación. “Si quisiéramos realizar un estudio así en una galaxia similar a la nuestra necesitaríamos cincuenta o cien años. En el caso de IC 694, que presenta estallidos de formación estelar reciente, lo hemos podido llevar a cabo en menos de un año. Sin duda, es una verdadera fábrica de supernovas”.

Una galaxia muy prolífica

La fertilidad de esta galaxia tiene un origen conocido: IC 694 se encuentra en los inicios de un proceso de fusión con otra galaxia menor, NGC 3690, interacción que produce una violenta inyección de gas y que desencadena, sobre todo en IC 694, intensos brotes de formación estelar. Los brotes más compactos, que presentan mayor densidad de estrellas masivas, suelen surgir en las regiones centrales de este tipo de galaxias, difíciles de observar debido a la abundancia de polvo. Existe, sin embargo, un trazador claro de esta explosión demográfica estelar: las estrellas jóvenes emiten gran cantidad de radiación ultravioleta, que los granos de polvo absorben y reemiten en el infrarrojo; así, las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo son las mejores candidatas para albergar estallidos de formación estelar.

Y dichos estallidos producen, lógicamente, una tasa de mortalidad estelar superior a la media: si en una galaxia como la nuestra se espera una explosión de supernova cada cincuenta años, en las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo esta tasa puede ser entre diez y cien veces mayor. Considerando que las estrellas más masivas aportan la mayor parte de la luminosidad estelar global y que mueren como supernovas, el cómputo de supernovas se revela como un prometedor método para comprender la física de los procesos de formación estelar.

“El gran número de objetos detectados implica que estamos viendo tanto supernovas jóvenes como numerosos remanentes de supernovas, y su estudio con el tiempo nos permitirá entender cómo evolucionan estos objetos en las condiciones extremas de IC 694 que, junto con M82 y Arp 220, es posiblemente el mejor laboratorio del Universo local donde llevar a cabo estos estudios”. De hecho, tres de los veintiséis objetos hallados se han confirmado como radio supernovas muy jóvenes cuya evolución, lenta y duradera, sugiere que las condiciones del medio a su alrededor juegan un papel fundamental en el comportamiento de estos objetos.

Observaciones en radio: e-VLBI

La detección de supernovas en las regiones centrales de las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo resulta muy difícil debido a la densidad de polvo, que impide observar en longitudes de onda cortas, como el visible. Pero las longitudes de onda largas, como las ondas de radio (milimétricas y centimétricas), sí que pueden atravesar el velo opaco producido por el polvo. Los investigadores emplearon para este estudio una de las herramientas de observación en radio más sensibles y con mayor poder de resolución existentes, la Red Europea de VLBI, una colaboración entre los mayores radio observatorios de Europa, Asia y Sudáfrica. La técnica empleada se conoce como interferometría, y consiste en observar el mismo objeto con varias antenas separadas geográficamente, con lo que se obtiene el equivalente a un telescopio del tamaño de la distancia que separa las antenas (y ésta puede ser de cientos de kilómetros). Su versión electrónica (e-VLBI), empleada en esta investigación, permite enviar los datos al procesador central en tiempo real y a alta velocidad, lo que ofrece, en tiempo récord, imágenes de los objetos más energéticos y distantes del Universo con una claridad y resolución inigualables. Al día de hoy, el e-VLBI presenta la máxima eficacia en la utilización de las redes de Internet de aplicación académica en Europa.

Más información en:

http://www.iaa.es/

ESO/F. Ferraro

Escudriñando a través de las gruesas nubes de polvo del bulbo de nuestra galaxia (los millares de estrellas que rodean su centro) y revelándolo con un sorprendente nivel de detalle, un equipo de astrónomos ha develado una inusual mezcla de estrellas en la agrupación estelar conocida como Terzan 5. Nunca antes observada en ninguna otra parte del bulbo, este peculiar “cóctel” de estrellas sugiere que Terzan 5 es, de hecho, uno de los bloques constructivos primordiales del bulbo, probablemente el vestigio de una galaxia enana que se fusionó con la Vía Láctea, durante sus primeros días.

“La historia de la Vía Láctea está codificada en sus fragmentos más antiguos: los cúmulos globulares y otros sistemas de estrellas, que han sido testigos de toda la evolución de nuestra galaxia”, dice Francesco Ferraro, autor principal de un artículo que aparece en la edición de esta semana de la revista Nature. “Nuestro estudio abre una nueva ventana hacia otra pieza de nuestro pasado galáctico”.

Como arqueólogos que excavan en el polvo que se apila sobre los restos de civilizaciones pasadas y desentierran piezas cruciales de la historia de la humanidad, los astrónomos han estado mirando a través de las gruesas capas de polvo interestelar que oscurecen el bulbo de la Vía Láctea y han develado una extraordinaria reliquia cósmica.

El objetivo del estudio es el cúmulo estelar Terzan 5. Las nuevas observaciones muestran que este objeto, a diferencia de todos, excepto unos pocos, cúmulos globulares, no alberga estrellas que han nacido al mismo tiempo –lo que los astrónomos llaman una única “población” de estrellas. En cambio, la multitud de brillantes estrellas en Terzan 5 se formó en, al menos, dos épocas distintas, la primera probablemente hace unos 12 mil millones de años y luego, la segunda, hace 6 mil millones de años.

“Ha sido observado sólo un cúmulo globular con una historia tan compleja de formación de estrellas, en el halo de la Vía Láctea, y es Omega Centauri”, dice Emanuele Dalessandro, miembro del equipo. “Esta es la primera vez que vemos esto en el bulbo”.

El bulbo galáctico es la región más inaccesible de nuestra galaxia para las observaciones astronómicas: sólo la luz infrarroja puede penetrar las nubes de polvo y revelar sus miles de estrellas. “Es sólo gracias a los extraordinarios instrumentos montados en el telescopio VLT de la organización Observatorio Europeo Austral, ESO”, dice la coautora Bárbara Lanzoni, “que finalmente hemos sido capaces de ‘dispersar la niebla’ y conseguir una nueva perspectiva sobre el origen del bulbo galáctico, en sí mismo”.

Una joya técnica está detrás de este descubrimiento y es el llamado Multi-conjugate Adaptive Optics Demonstrator o MAD (demostrador de óptica adaptativa multi-conjugada), un instrumento de vanguardia que permite al VLT obtener imágenes en infrarrojo con magnífico detalle. La óptica adaptativa es una técnica a través de la cual los astrónomos pueden superar el efecto de distorsión que la atmósfera de la Tierra causa a las imágenes astronómicas obtenidas desde telescopios terrestres. MAD es un prototipo aún más poderoso de instrumentos de óptica adaptativa de última generación.

A través del agudo ojo del VLT, los astrónomos también descubrieron que Terzan 5 es más masivo de lo que se pensaba: junto a la compleja composición y turbulenta historia de formación de estrellas del sistema, esto sugiere que podría ser el vestigio sobreviviente de una galaxia enana destruida, que se fusionó con la Vía Láctea durante sus etapas tempranas, contribuyendo así a formar el bulbo galáctico.

“Éste podría ser el primero de una serie de descubrimientos que arrojen luz sobre el origen de los bulbos de las galaxias, lo que aún se debate acaloradamente”, concluye Ferraro. “Varios sistemas similares podrían estar ocultos detrás del polvo del bulbo: es en estos objetos donde está escrita la historia de la formación de la Vía Láctea”.

Esta investigación se publica en un artículo de la revista Nature, en la edición del 26 de noviembre de 2009, bajo el título “The cluster Terzan 5 as a remnant of a primordial building block of the Galactic bulge”, por F.R.Ferraro et al.

El equipo está compuesto por Francesco Ferraro, Emanuele Dalessandro, Alessio Mucciarelli y Bárbara Lanzoni (Departamento de Astronomía, Universidad de Bologna, Italia), Giacomo Beccari (ESA, Departamento de Ciencias del Espacio, Noordwijk, Holanda), Mike Rich (Departamento de Física y Astronomía, UCLA, Los Ángeles, Estados Unidos), Livia Origlia, Michele Bellazzini y Gabriele Cocozza (INAF – Observatorio Astronómico de Bologna, Italia), Robert T. Rood (Departamento de Astronomía, Universidad de Virginia, Charlottesville, Estados Unidos), Elena Valenti (ESO y Pontificia Universidad Católica de Chile, Departamento de Astronomía, Santiago, Chile) y Scott Ransom (Observatorio Nacional de Radio Astronomía, Charlottesville, Estados Unidos).

Más información en:

http://www.eso.org/

NASA/ JPL/ SSI

En el primer video que muestra las auroras sobre las latitudes boreales de Saturno, Cassini retrató la aurora polar más alta conocida en el Sistema Solar, parpadeando con brillo y forma muy alto sobre el planeta anillado.

El nuevo video revela cambios en la aurora de Saturno cada cinco minutos, en alta resolución y en tres dimensiones. Las imágenes muestran una silueta vertical nunca vista previamente hacia las auroras que ondean en el vídeo como altas cortinas.

El nuevo video y otras imágenes están en línea, en  http://www.nasa.gov/cassini , http://saturn.jpl.nasa.gov y http://ciclops.org.

Las auroras ocurren en la Tierra, Júpiter, Saturno y en otros pocos planetas, y las nuevas imágenes ayudarán a los científicos a entender mejor cómo se generan.

“Las auroras han presentando una muestra deslumbrante, con rápidos cambios de forma y exponiendo cortinas que sospechábamos estaban ahí, pero no habían sido vistas antes en Saturno”, dijo Andrew Ingersoll, del Instituto Tecnológico de California (Caltech), en Pasadena, quien es miembro del equipo de imágenes de Cassini que procesó el nuevo video. “Viendo estas cosas en otro planeta nos ayuda a entenderlas un poco mejor cuando las vemos en la Tierra”.

Las auroras aparecen principalmente en las altas latitudes cercanas a los polos magnéticos del planeta. Cuando las partículas cargadas de la magnetosfera – la burbuja magnética que rodea al planeta – se sumergen dentro de la parte superior de la atmósfera del planeta, causan que ésta resplandezca. Las formas de cortina muestran el camino que estas partículas cargadas toman a medida que fluyen a lo largo de líneas de campo magnético entre la magnetosfera y la parte superior de la atmósfera.

La altura de las cortinas sobre Saturno expone una diferencia clave entre la atmósfera de Saturno y la nuestra, dijo Ingersoll. Mientras la atmósfera de la Tierra tiene mucho oxígeno y nitrógeno, la atmósfera de Saturno está compuesta principalmente de hidrógeno. Debido a que el hidrógeno es muy liviano, la atmósfera y las auroras se extienden lejos de Saturno. Las auroras de la Tierra tienden a encenderse sólo alrededor de entre los 500 y 1000 kilómetros sobre la superficie.

La velocidad de los cambios en las auroras en el vídeo es comparable a algunas de las de la Tierra, pero los científicos están aún trabajando para entender los procesos que producen estos rápidos cambios. La altura nos ayudará a entender cuánta energía es requerida para encender las auroras.

“Me sorprendí cuando vi estas imágenes y la cortina”, dijo Tamas Gombosi de la Universidad de Michigan, en Ann Arbor, quien preside el grupo de trabajo de la ciencia de la magnetosfera y el plasma de Cassini. “Si ponemos esto junto a los otros datos que Cassini ha recolectado sobre las auroras anteriormente, realmente obtendremos una nueva ciencia”.

Los instrumentos para infrarrojo y ultravioleta de Cassini han capturado imágenes y datos de las auroras de Saturno anteriormente, pero en estas últimas imágenes, la cámara de ángulo estrecho de Cassini fue capaz de capturar las auroras boreales en la parte visible del espectro de luz, con más alta resolución. La película fue armada con cerca de 500 fotografías tomadas durante 81 horas entre el 5 de octubre y el 8 de octubre de 2009. Cada fotografía tuvo un tiempo de exposición de dos o tres minutos. La cámara toma fotos desde el lado nocturno de Saturno.

Las imágenes fueron originalmente obtenidas en blanco y negro, y el equipo de imágenes destacó las auroras en un falso color naranja. El oxígeno y el nitrógeno en la parte superior de la atmósfera terrestre contribuye a los destellos verdes, rojos y también púrpuras de nuestras auroras. Pero los científicos están aún trabajando para determinar el verdadero color de las auroras en Saturno, cuya atmósfera carece de aquellos químicos.

Más información en:

http://www.jpl.nasa.gov/

Mitchell Begelman

Los primeros grandes agujeros negros en el Universo parecen haberse formado y crecido dentro de gigantescos capullos parecidos a estrellas, que contuvieron su poderosa radiación de rayos X y evitaron que los gases circundantes se escaparan, según un nuevo estudio liderado por la Universidad de Colorado en Boulder (CU-Boulder).

El proceso de formación involucró dos estados, dijo Mitchell Begelman, profesor a cargo del departamento de ciencias astrofísicas y planetarias de CU-Boulder. Los antecesores de la formación de agujeros negros, objetos denominados estrellas supermasivas, probablemente comenzaron a formarse dentro de los primeros cientos de millones de años luego del Big Bang, 14 mil millones de años atrás. Una estrella supermasiva eventualmente alcanzará un tamaño enorme - tan grande como diez millones de veces la masa del Sol – y habrá tenido una vida corta, con su núcleo colapsando en sólo unos pocos millones de años, dijo.

En el nuevo estudio que será publicado en el Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Begelman calculó cuántas estrellas supermasivas pudieron haberse formado, así como las masas de sus núcleos. Estos cálculos le permitieron estimar sus tamaño y su evolución posterior, incluyendo cómo en definitiva abandonaron “semillas” de agujeros negros.

Begelman dijo que las estrellas supermasivas que consumen  hidrógeno tendrían que haber sido estabilizadas por su propia rotación o alguna otra forma de energía, como campos magnéticos o turbulencia, para facilitar la rápida velocidad de crecimiento de los agujeros negros, en sus núcleos. “Lo que es nuevo aquí es que pensamos que hemos encontrado un nuevo mecanismo para formar estas gigantescas estrellas supermasivas, lo cual nos da una nueva forma de entender cómo se han formado los agujeros negros, relativamente rápido”, dijo Begelman.

El principal requisito para la formación de estrellas supermasivas es la acumulación de materia con una tasa de cerca de una masa solar por año, dijo Begelman. Debido a la tremenda cantidad de materia consumida por las estrellas supermasivas, la posterior semilla que los agujeros negros formaron en sus núcleos comenzó siendo mucho más grande que los agujeros negros ordinarios – los cuales tienen una masa de sólo unos pocas veces la del Sol – y posteriormente creció más rápidamente.

Luego que se formó la semilla de los agujeros negros, el proceso entró en su segundo estado, el cual Begelman ha apodado el estado “cuasiestrella”. En esta fase, los agujeros negros crecen rápidamente engullendo materia de la envoltura de gas hinchada que los circundan, el cual eventualmente se hincha hasta un tamaño mayor al del Sistema Solar, y, al mismo tiempo, se enfría, dijo.

Una vez que la cuasiestrella se enfría hasta un cierto punto, la radiación comienza a escapar a tan alta velocidad que causa que la envoltura gaseosa se disperse y acabe en agujeros negros de más de 10.000 veces la masa del Sol, dijo Begelman. Con este gran comienzo, por encima del de  los agujeros negros ordinarios,  pudieron haber crecido hasta agujeros negros supermasivos millones o miles de millones de veces la masa del Sol, engullendo el gas de las galaxias circundantes o fundiéndose con otros agujeros negros en colisiones galácticas extremadamente violentas.

La fase cuasiestrella fue analizada en un artículo publicado, en 2008, por Begelman en colaboración con  Phil Armitage, Profesor de CU, y Elena Rossi, investigadora asociada.

“Hasta hace poco, el pensamiento de muchos había sido que los agujeros negros supermasivos surgieron de la fusión de agujeros negros numerosos y pequeños, en el Universo,” dijo. “Este nuevo modelo de desarrollo de agujero negro indica un posible camino alternativo para su formación”.

Los agujeros negros son objetos celestes extremadamente densos que se cree se formaron por el colapso de estrellas y los cuales tienen un campo gravitacional tan potente que nada, ni siquiera la luz, puede escapar. Aunque los agujeros negros no son detectados directamente por los astrónomos, el movimiento de la materia estelar arremolinándose alrededor de ellos y los poderosos chorros de gas expulsados proveen evidencia de su existencia. Los agujeros negros ordinarios se piensa que son restos de estrellas ligeramente más grandes que el Sol que agotaron su combustible y murieron, dijo.

Los agujeros negros supermasivos creados en la historia temprana del Universo pueden haber producido el fenómeno de los cuasares – los centros muy brillantes y energéticos de galaxias distantes que pueden ser un billón de veces más brillantes que el Sol. Hay también evidencia que un agujero negro supermasivo habita el centro de todas las galaxias masivas de hoy, incluyendo a la propia Vía Láctea, dijo Begelman.

“Los grandes agujeros negros formados a partir de estas estrellas supermasivas pudieron haber tenido un enorme impacto en la evolución del Universo, incluyendo la formación de las galaxias”, dijo. Begelman está colaborando con la astrofísica Marta Volonteri, de la Universidad de Michigan, comparando la posible formación de agujeros negros supermasivos a partir de estrellas supermasivas y cuasiestrellas versus su creación por la fusión de agujeros negros ordinarios que quedaron luego del colapso de las estrellas más jóvenes del Universo.

Los científicos podrán ser capaces de usar el telescopio espacial James Webb, de la NASA, que será lanzado en 2013, para mirar atrás en el tiempo y buscar estrellas supermasivas parecidas a capullos cerca del comienzo del Universo, las cuales brillarían más en la porción infrarroja del espectro electromagnético, dijo Begelman.

Begelman es autor de varios libros, incluyendo “Gravity´s Fatal Attraction” (La atracción fatal de la gravedad) con Martin Rees, miembro de la Casa Británica de los Lores y presidente de la Sociedad Real de Londres y quien es Astrónomo Real Británico, de 1996. La segunda edición del libro saldrá el próximo año. Begelman también es autor de “Turn Right at Orion: Travels Trought the Cosmos” (Doble a la derecha de Orión: Viaje a través del Cosmos), de 2000.

Más información en:

http://www.colorado.edu/

NASA/JPL-Caltech/Calar Alto Obsv./Caltech Sub. Obsv.

El telescopio espacial Spitzer de la NASA ha contribuido al descubrimiento de la más joven enana marrón hasta ahora observada, un hallazgo que, de confirmarse, puede resolver un misterio astronómico acerca de cómo se formaron estas inadaptadas.

Las enanas marrones son inadaptadas porque caen en algún lugar entre los planetas y las estrellas en función de su temperatura y masa. Ellas son más frías y más livianas que las estrellas y más masivas (y normalmente más calientes) que los planetas. Esto ha generado un debate entre los astrónomos: ¿Las enanas marrones se forman como planetas o como estrellas?

Las enanas marrones nacen de las mismas densas nubes de polvo que generan a las estrellas y a los planetas. Pero si bien pueden compartir la misma guardería galáctica, las enanas marrones son a menudo llamadas estrellas “fracasadas” porque carecen de la masa de sus hermanas estelares más calientes y brillantes. Sin esa masa, el gas en su núcleo no se calienta lo suficiente como para desencadenar la fusión nuclear que quema el hidrógeno – el componente principal de estas nubes moleculares – transformándolo en helio. Sin posibilidad de encenderse como estrellas, las enanas marrones terminan como objetos fríos y menos luminosos que son más difíciles de detectar – un reto que fue superado, en este caso, por la visión sensible al calor infrarrojo de Spitzer.

Para complicar las cosas, las enanas marrones jóvenes evolucionan rápidamente, lo que hace difícil su captura cuando son recién nacidas. La primera enana marrón fue descubierta en 1995 y, mientras cientos de ellas han sido encontradas desde entonces, los astrónomos no habían podido encontrar de forma inequívoca alguna en sus primeras etapas de formación, hasta ahora. En este estudio, un equipo internacional de astrónomos encontró una llamada “proto enana marrón” cuando aún estaba escondida en su región natal de formación estelar. Guiados por los datos de Spitzer, recogidos en 2005, que centraron su búsqueda en la nube oscura Barnard 213, una región del complejo Taurus-Auriga conocido por los astrónomos como un coto de caza para objetos pequeños.

“Decidimos ir varios pasos atrás en el proceso cuando (enanas marrones) están en realidad ocultas”, dijo David Barrado del Centro de Astrobiología en Madrid, España, autor principal del artículo sobre el descubrimiento que se publica en la revista Astronomy & Astrophysics. “Durante este paso deberían tener una envoltura (opaca), un capullo, y sería más fácil de identificar debido a su fuerte exceso infrarrojo. Hemos utilizado esta característica para su identificación. Aquí es donde Spitzer desempeña un papel importante, ya que Spitzer puede echar un vistazo dentro de estas nubes. Sin él no habría sido posible”.

La cámara de mayor longitud de onda infrarroja de Spitzer penetró en la nube de polvo natal para observar a una enana marrón bebé llamada SSTB213 J041757. Los datos, confirmados con las imágenes de infrarrojo cercano del Observatorio de Calar Alto, en España, ponen de manifiesto no una, sino dos de lo que potencialmente resultarían ser las más débiles y frías enanas marrones hasta ahora observadas.

Barrado y su equipo se embarcaron en una búsqueda internacional para obtener más información acerca de los dos objetos. Su objetivo científico general fue el de observar y caracterizar la presencia de esta envoltura de polvo – la prueba de la matriz celestial del tipo que indique que las enanas marrones estaban, de hecho, en sus primeras etapas de evolución.

Las gemelas se han observado en todo el mundo, y sus propiedades fueron medidas y analizadas utilizando una serie de potentes herramientas astronómicas. Una de las paradas de los astrónomos fue en el Observatorio Submilimétrico del Caltech, en Hawai, que capturó la presencia de la envoltura alrededor de los objetos pequeños. Esta información, junto con la que tenían de Spitzer, permitió a los astrónomos construir una distribución espectral de energía – un diagrama que muestra la cantidad de energía que es emitida por los objetos en cada longitud de onda.

De Hawai, los astrónomos hicieron paradas adicionales en observatorios en España (Observatorio de Calar Alto), Chile (Very Large Telescope) y Nuevo México (Very Large Array). También extrajeron datos de una década de antigüedad de los archivos del Centro de Datos de la Agencia Canadiense de Astronomía que les permitieron medir comparativamente cómo se mueven en el cielo los dos objetos. Después de más de un año de observaciones, sacaron sus conclusiones.

“Hemos sido capaces de estimar que estos dos objetos son los más débiles y más fríos descubierto hasta ahora”, dijo Barrado. Barrado dijo también que los hallazgos potencialmente resuelven el misterio acerca de si las enanas marrones se forman más como estrellas o como planetas. ¿La respuesta? Se forman como estrellas de baja masa. Esta teoría se ve reforzada por el cambio en el brillo de los objetos en diferentes longitudes de onda coincidente con el de otras estrellas muy pequeñas y de baja masa.

Mientras estudios posteriores confirmarán o no si estos dos objetos celestes son, de hecho, proto enanas marrones, ellas son los mejores candidatas hasta el momento, dijo Barrado. Dijo también que el viaje para su descubrimiento, aunque difícil, fue divertido. “Es una historia que se fue desarrollando poco a poco. A veces, la naturaleza toma su tiempo para mostrarnos sus secretos”.

Estas observaciones fueron realizadas antes que Spitzer perdiese su refrigerante líquido en mayo de 2009, comenzando la etapa “cálida” de su misión.

Otros autores de este trabajo son M. Morales-Calderón, Centro de Astrobiología y Centro de Ciencia del Spitzer ; A. Palau y A. Bayo, Centro de Astrobiología; I. de Gregorio-Monsalvo, Observatorio Europeo Austral,ESO; C. Eiroa, Universidad Autónoma de Madrid; N. Huelamo, Centro de Astrobiología; H. Bouy, Instituto de Astrofísica de Canarias y Agencia Espacial Europea, ESA; O. Morata, Instituto de Astronomía y Astrofísica y Universidad Nacional Normal de Taiwan; y L. Schmidtobreick, ESO.

Más información en:

http://spitzer.caltech.edu/