Gemini

Pequeños cuerpos helados son los remanentes de la formación de los planetas del Sistema Solar. Observaciones que están realizando en el Observatorio Gemini de un par extremadamente rojo de tales objetos del cinturón Kuiper (KBO) en órbita en un sistema binario una visión indirecta del pasado. Scott Sheppard (Institución Carnegie de Washington), Darin Ragozzine (Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica), y Chad Trujillo (Observatorio Gemini) obtuvieron observaciones casi mensuales de la pareja, llamada 2007 TY430, con el objeto de realizar mediciones precisas de su movimiento orbital.

De forma excepcional, comparados con otros binarios del Cinturón de Kuiper, la órbita mutua actual de este par es probablemente primordial, sin cambios desde la formación del sistema. La órbita primordial revela el mecanismo binario de su formación y, por lo tanto, proporciona sugerencias de las condiciones del pasado, durante la formación del Sistema Solar. El equipo de investigación llega a la conclusión que este sistema puede haberse formado en una interacción más compleja que implica otro cuerpo. La composición del material ultra-rojo de los cuerpos es desconocida, pero puede estar asociada a material orgánico y depende del sitio de formación del par.

Los miembros del par tienen las características similares a los KBO ordinarios. Ellos son casi del mismo tamaño (un radio de unos 50 km cada uno), con una masa total de casi 10¹⁸ kg, y sus órbitas mutuas son casi circulares. Sin embargo, la ubicación general del par es un poco más cercana al Sol que los límites clásicos del Cinturón de Kuiper. El sistema probablemente se mudó del Cinturón de Kuiper clásico y luego se quedó varado en su ubicación actual, que se ve favorecida por una resonancia con la atracción gravitacional de Neptuno. Por cada tres órbitas alrededor del Sol que Neptuno hace, 2007 TY430 completa dos. Esta denominada “resonancia 3:2″ es la misma relación que Plutón tiene con Neptuno, por lo que tales objetos son también conocidos como “Plutinos”.

Un par binario muy separado, como 2007 TY430, no es muy estable y, de hecho, éste es el primer binario separado con el mismo tamaño que se encuentra, en esta resonancia con Neptuno. La mayoría de los otros sistemas similares probablemente se hayan desintegrado. Por lo tanto, 2007 TY430 es, posiblemente, uno de los pocos ejemplos que quedan de este tipo.

Los miembros del equipo ya han informado el descubrimiento de este sistema basados en observaciones del telescopio Subaru. El nuevo trabajo, que aparece en la edición de marzo de 2012 del Astronomical Journal, aprovecha las capacidades de Géminis, usando el Gemini Multi-Object Spectrograph para medir  precisamente el sistema, a pesar de la aparente separación de los cuerpos ser sólo 0,7 segundos de arco o menos, en el cielo. Esto corresponde al tamaño aparente de una moneda de diez centavos a una distancia de 5 km. La captura de estas mediciones finas requiere una calidad de imagen excelente,  como la que ofrece Gemini.

Más información en:

http://www.gemini.edu/

NASA/ ESA/ S. Farrell (University of Sydney, Australia & University of Leicester, RU)

Astrónomos que usan el telescopio espacial Hubble, de las agencias espaciales NASA y ESA, han descubierto un cúmulo de jóvenes estrellas azules que rodean a un agujero negro de tamaño intermedio denominado HLX-1. El descubrimiento sugiere que el agujero negro se formó en el núcleo de una galaxia enana ahora desintegrada. Los resultados tienen implicaciones importantes para entender la evolución de los agujeros negros supermasivos y de las galaxias.

Los astrónomos saben cómo las estrellas masivas colapsan para formar agujeros negros pequeños de unas pocas masas solares. Sin embargo, no está claro cómo los agujeros negros supermasivos, que pueden tener masas de millones o incluso miles de millones de veces la del Sol, se forman en los núcleos de las galaxias. Una idea es que los agujeros negros supermasivos se puede acumular a través de la fusión de agujeros negros pequeños y medianos, un punto de vista que apoyaría el nuevo estudio con el Hubble.

Sean Farrell, del Instituto de Astronomía de Sydney en Australia y de la Universidad de Leicester, en el Reino Unido, descubrieron un agujero negro mediano en 2009 con el telescopio espacial de rayos X XMM-Newton  de la Agencia Espacial Europea (ESA).

Los agujeros negros pueden ser vistos utilizando rayos X debido a la radiación procedente de la materia que se calienta a medida que se arremolina alrededor del agujero negro y cae en él . Este fenómeno es conocido por los astrónomos como un disco de acreción.

Conocido como HLX-1 (fuente hiperluminosa 1 de rayos X ), este agujero negro tiene una masa de alrededor de 20 000 veces la del Sol y se encuentra en el borde de la galaxia ESO 243-49, que está a 290 millones de años luz de la Tierra.

Ahora, el equipo de Farrell ha estudiado el HLX-1 en luz ultravioleta, visible e infrarroja con el Hubble y, al mismo tiempo, en rayos X con el satélite Swift de NASA/ STFC/ ASI .

“Para una fuente única necesitábamos un telescopio único”, explica Mathieu Servillat, segundo autor del estudio. “El Hubble proporciona tal precisión en sus imágenes que nos ayudó a entender el origen y el ambiente de este agujero negro de masa intermedia”.

Debido a que HLX-1 está a alrededor de 290 millones de años luz de distancia, es demasiado lejos para que el Hubble pueda medir estrellas individuales alrededor del agujero negro. Sin embargo, una gran parte puede deducirse de la luz que viene de él. Las imágenes del Hubble de la región muestran un exceso de luz roja, que no puede explicarse sólo por las emisiones del disco de acreción. El equipo llega a la conclusión que esta luz es evidencia de un cúmulo de estrellas calientes que rodean el agujero negro tal como el brillo y el color de la luz son similares a los de los cúmulos de estrellas en galaxias cercanas.

“Lo que definitivamente se puede decir con los datos del Hubble”, dice Farrell, “es que se requiere tanto la emisión de un disco de acreción como la emisión de una población estelar para explicar los colores que vemos”.

La existencia de un cúmulo de estrellas alrededor del agujero negro, a su vez, da pistas sobre de dónde este agujero negro de masa intermedia podría haber venido, y por qué se encuentra en su actual ubicación, en la galaxia ESO 243-49.

“El hecho que haya un cúmulo muy joven de estrellas indica que el agujero negro de masa intermedia podría haberse originado como el agujero negro central de una galaxia enana de muy baja masa”, explica Farrell. “La galaxia enana fue tragada por la galaxia más masiva”.

A medida que la galaxia enana fue destrozada, el agujero negro, con algo de su material circundante, habría sobrevivido.

El futuro del agujero negro es incierto en este momento. Depende de su trayectoria, que es actualmente desconocida. Es posible que el agujero negro se vaya aproximando en trayectoria espiral hacia el centro de la galaxia ESO 243-49 y se funda con el agujero negro supermasivo que allí existe. Por otra parte, el agujero negro podría establecerse en una órbita estable alrededor de la galaxia. De cualquier manera, es probable que se desvanezca en rayos X, a medida que se reduzca el suministro de gas.

El equipo tiene más observaciones programadas este año para realizar un seguimiento de la historia de la interacción entre las dos galaxias.

Los nuevos hallazgos se publican en la edición del 15 de febrero del Astrophysical Journal.

Más información en:

http://www.spacetelescope.org/

NASA/ ESA, NOAO & A. Rest (STScI)

Eta Carinae, una de las estrellas más masivas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, incrementó inesperadamente su brillo en el siglo 19. Durante diez años, a mediados de los años 1800, fue la segunda estrella más brillante en el cielo (ahora no está ni siquiera entre las 100 más brillantes). El aumento de la luminosidad fue tan grande que se ganó el raro título de Gran Erupción. Una nueva investigación de un equipo que incluye a José Prieto, del Instituto Carnegie, ahora en la Universidad de Princeton, ha utilizado la técnica del “eco de luz” para demostrar que esta erupción fue muy diferente de lo que se pensaba. Su trabajo se publica en la  edición del 16 de febrero de la revista Nature.

Eta Carinae es una variable luminosa azul (LBV), lo que significa que tiene períodos de poco brillo, seguidos por períodos de alto brillo. Las variaciones en el brillo de una LBV son causados por un incremento en la inestabilidad y la pérdida de masa. La Gran Erupción fue un evento extremo y único en el que la estrella, que tiene más de 100 veces la masa del Sol, ha perdido varias veces la masa del Sol. Los científicos han creído que este tipo raro de erupción fue causada por el viento estelar.

El equipo de científicos, dirigido por Armin Rest, del Space Telescope Science Institute (STScI), utilizó imágenes de Eta Carinae obtenidas durante más de 8 años para estudiar los ecos de luz de la Gran Erupción. Por primera vez, se observó la luz de la erupción que rebotó, o se hizo eco,  en el polvo interestelar a decenas de años luz de la estrella. Esas decenas de años luz extra significan que la luz está llegando a la Tierra ahora y no en los 1800, cuando la gente en la Tierra observó la luz que viajó hasta aquí directamente.

A continuación, utilizaron los telescopios Magallanes y du Pont en el Observatorio Las Campanas, en Chile, para obtener los espectros de los ecos de luz. Los espectros permiten que se separe, precisamente, a la luz en sus componentes, al igual que una gota de lluvia, de forma natural, actúa como un prisma y separa la luz solar en los colores del arco iris. Estas observaciones proporcionan información importante acerca de la composición química, temperatura y velocidad del material expulsado durante la Gran Erupción del siglo 19.

Lo más sorprendente es que sus observaciones muestran que la Gran Erupción es diferente de las llamadas “impostoras de supernova”, los acontecimientos en las galaxias cercanas que se cree que son las erupciones de LBVs. Por ejemplo, la Gran Erupción fue significativamente más fría de lo permitido por los modelos simples de vientos estelares utilizados para explicar los impostores de supernovas.

“La Gran Erupción de esta estrella ha sido considerada como un prototipo para todos los impostores de supernovas en otras galaxias”, dijo Prieto. “Sin embargo, esta investigación indica que, en realidad, se trata de un caso bastante único”.

De este modo, los científicos aún no saben qué fenómeno causó que eta Carinae estallase y perdiese tal cantidad de masa sin ser destruida. Se necesita más investigación para determinar si otros modelos propuestos podrían haber provocado esta actividad.

Más información en:

http://carnegiescience.edu/

D. Kruijssen, MPA

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, está rodeada por unos 200 grupos compactos de estrellas, que contienen hasta un millón de estrellas cada uno. Estos cúmulos globulares son casi tan antiguos como el Universo mismo y poseen información valiosa sobre cómo eran las primeras generaciones de estrellas y galaxias. Ahora, un equipo de astrónomos de Alemania y Holanda han llevado a cabo un nuevo tipo de simulación por computadora que se centró en cómo nacieron – y se encuentran con que estos gigantescos cúmulos de estrellas son los únicos sobrevivientes de un a masacre que data de 13 mil millones años de edad y que destruyó muchos de sus hermanos más pequeños. El nuevo trabajo, dirigido por el doctor Diederik Kruijssen del Instituto Max Planck para Astrofísica, en Garching, Alemania, aparece en un artículo publicado en la revista Monthly Notices de la Royal Astronomical Society.

Los cúmulos globulares de estrellas tienen una característica notable: el número típico de estrellas que contienen parece ser aproximadamente el mismo en todo el Universo. Esto contrasta con los cúmulos estelares mucho más jóvenes que pueden contener cualquier número de estrellas, de menos de un centenar a varios miles. El equipo de científicos propone que esta diferencia puede explicarse por las condiciones en que los cúmulos globulares se formaron a principios de la evolución de sus galaxias anfitrionas.

Los investigadores realizaron simulaciones de galaxias en colisión y aislados, en las que incluyeron un modelo de formación y destrucción de cúmulos estelares. Cuando las galaxias colisionan, a menudo se generan espectaculares estallidos de formación estelar (“starburst”) y una gran cantidad de cúmulos estelares brillantes jóvenes, de diferentes tamaños. Como resultado se pensaba siempre que el número total de cúmulos estrellas aumentaba durante esos estallidos. Sin embargo, el equipo holando-alemán encontró el resultado opuesto en sus simulaciones.

Mientras que los cúmulos más grandes y brillantes eran en verdad capaces de sobrevivir a la colisiones de galaxias, debido a su propia atracción gravitatoria, numerosos cúmulos más pequeños eran efectivamente destruidos por las fuerzas gravitatorias cambiantes que, en general, ocurren durante los estallidos. Después que el estallido había terminado, los investigadores se sorprendieron al ver que sólo los cúmulos con un gran número de estrellas habían sobrevivido. Estos cúmulos tenían todas las características que cabe esperar de una población joven de cúmulos globulares, tal como se habrán visto hace 11 mil millones de años.

El Dr. Kruijssen comenta: “Es irónico ver que estallidos de formación estelar  pueden producir muchos cúmulos estelares jóvenes, pero al mismo tiempo, también destruyen la mayoría de ellos. Esto ocurre no sólo en las colisiones de galaxias, sino que debe esperarse en cualquier ambiente de estallido de formación estelar. En los inicios del Universo, los estallidos eran comunes, por lo tanto, tiene perfecto sentido que todos los cúmulos globulares tienen aproximadamente el mismo número grande de estrellas. Sus hermanos más pequeños, que no contenían tantas estrellas, estaban condenados a ser destruidos “.

Según las simulaciones, la mayoría de los cúmulos estelares fueron destruidos poco después de su formación, cuando el ambiente galáctico todavía era muy hostil a los cúmulos jóvenes. Después que este episodio terminó, los cúmulos globulares que sobrevivieron han permanecido quietos hasta hoy.

Los investigadores tienen nuevas sugerencias para poner a prueba sus ideas. El Dr. Kruijssen continúa: “En el Universo cercano, hay varios ejemplos de galaxias que han experimentado recientemente grandes explosiones de formación estelar. Por lo tanto, debería ser posible ver a la rápida destrucción de pequeños cúmulos estelares en plena acción. Si se encuentra esto en  nuevas observaciones, se confirmará nuestra teoría sobre el origen de los cúmulos globulares”.

Las simulaciones sugieren que la mayoría de los rasgos de un cúmulo globular se establecieron cuando se formó. El hecho que los cúmulos globulares sean comparables en todas partes, indica que los ambientes en los que se formaron fueron muy similares, independientemente de la galaxia en la que actualmente residen. En ese caso, el Dr. Kruijssen cree, que pueden ser utilizados como fósiles para arrojar más luz sobre las condiciones en que nacieron las primeras estrellas y galaxias.

Más información en:

http://www.mpa-garching.mpg.de/

ESO/ APEX (MPIfR/ ESO/ OSO)/ A. Hacar et al./Digitized Sky Survey 2 / Davide De Martin

Una nueva imagen del telescopio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) de la organización Observatorio Europeo Austral, en Chile, muestra un sinuoso filamento de polvo cósmico de una longitud de más de diez años luz. En su interior, se ocultan estrellas recién nacidas junto con densas nubes de gas que, al borde del colapso, acabarán formando, a su vez, nuevas estrellas. Es una de las regiones de formación estelar más cercana a nosotros. Los granos de polvo cósmico están tan fríos que son necesarias observaciones de alrededor de un milímetro (como las llevadas a cabo por el instrumento LABOCA, instalado en el telescopio APEX) para detectar su débil brillo.

La Nube Molecular de Taurus, en la constelación de Taurus (El Toro), se encuentra a unos 450 años luz de la Tierra. Esta imagen muestra dos partes de una larga estructura filamentosa en esta nube, conocidas como Barnard 211 y Barnard 213. Se llaman así en honor al atlas fotográfico de Edward Emerson Barnard, “Sobre las zonas oscuras del cielo” (On the dark markings of the sky), compilado a principios del Siglo XX. En luz visible, esas regiones aparecen como senderos oscuros, pobres en estrellas. Barnard acertó al argumentar que este aspecto se debía a “material que provoca un oscurecimiento en el espacio”.

Hoy sabemos que esas marcas oscuras son, en realidad, nubes de gas y granos de polvo interestelar. Los granos de polvo — diminutas y finas partículas similares al hollín y la arena — absorben la luz visible, bloqueando nuestra visión del rico campo de estrellas que se oculta tras las nubes. La Nube Molecular de Taurus es especialmente oscura en longitudes de onda visibles, ya que carece de estrellas masivas que iluminen la nube tal y como ocurre en otras regiones de formación estelar como Orión. Los propios granos emiten un débil brillo pero, debido a que son extremadamente fríos (con temperaturas de alrededor de -260 Celsius) su luz solo puede verse en longitudes de onda mucho más largas que las de la luz visible: longitudes de alrededor de un milímetro.

Estas nubes de gas y polvo no son solo un obstáculo para los astrónomos que desean observar las estrellas que se ocultan tras ellas. De hecho, son el lugar del nacimiento de nuevas estrellas. Cuando las nubes colapsan por su propia gravedad, se fragmentan, generando pequeñas condensaciones de gas en cuyo interior pueden formarse densos núcleos, dentro de los cuales, el hidrógeno, en forma gaseosa, se vuelve lo suficientemente denso y caliente como para iniciar reacciones de fusión: ha nacido una nueva estrella. El nacimiento de la estrella está rodeado por una densa capa de polvo que bloquea las observaciones en longitudes de onda del visible. Ese es el motivo por el cual las observaciones en longitudes de onda más largas, como el rango milimétrico, son esenciales para la comprensión de los estadios iniciales de formación estelar.

La parte superior derecha del filamento mostrada aquí es Barnard 211, mientras que la parte inferior izquierda es Barnard 213. Las observaciones en el rango milimétrico hechas con la cámara LABOCA en APEX, que revelan la emisión térmica de los granos de polvo cósmicos, se muestran en tonos anaranjados, y están superpuestas a una imagen de la misma región obtenida en el rango visible, en la que puede verse el rico fondo de estrellas. La estrella brillante situada encima del filamento es ? Tauri, mientras que la estrella parcialmente visible, situada en el margen izquierdo de la imagen, es HD 27482. Ambas estrellas están más cerca de nosotros que el filamento y no están asociadas a él.

Las observaciones muestran que Barnard 213 ya se ha fragmentado en varios núcleos densos — tal y como muestran las concentraciones de polvo brillante — donde ya ha tenido lugar la formación de estrellas. Sin embargo, Barnard 211 está en un estadio anterior de su evolución; el colapso y la fragmentación aún están teniendo lugar, lo que desencadenará la formación estelar, en un futuro. Para los astrónomos esta región es, por lo tanto, un lugar excelente para estudiar cómo las denominadas por Barnard “zonas oscuras del cielo” juegan un papel crucial en el ciclo de la vida de las estrellas.

Las observaciones fueron llevadas a cabo por Álvaro Hacar (Observatorio Astronómico Nacional-IGN, Madrid, España) y colaboradores. La cámara LABOCA opera en el telescopio de 12 metros “Atacama Pathfinder Experiment (APEX)”, ubicado en el llano de Chajnantor, en los andes chilenos, a una altitud de 5.000 metros. APEX es un experimento que abre el camino a la próxima generación de telescopio submilimétrico, el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), que está siendo construido y operado en el mismo llano.

Más información en:

http://www.eso.org/

ESA/ Planck Collaboration; T. Dame et al.

La misión Planck de la Agencia Espacial Europea, ESA, ha puesto develado que nuestra galaxia contiene islas antes no descubiertas de gas frío y una misteriosa bruma en microondas. Estos resultados dan a los científicos un nuevo tesoro para minar y llevarlos así más cerca de revelar el plano de la estructura cósmica.

Los nuevos resultados se presentan esta semana en una conferencia internacional en Bologna, Italia, donde los astrónomos de todo el mundo están discutiendo los resultados intermedios de la misión.

Estos resultados incluyen el primer mapa de monóxido de carbono que cubre todo el cielo. El monóxido de carbono es un constituyente de las nubes frías que pueblan la Vía Láctea y otras galaxias. Predominantemente de moléculas de hidrógeno, estas nubes proveen a los depósitos de los que nacen las estrellas.

Sin embargo, las moléculas de hidrógeno son difíciles de detectar porque no emiten radiación. El monóxido de carbono se forma en condiciones similares y, a pesar que es mucho más raro,  emite la luz y, por lo tanto, es más fácilmente detectable. Así, los astrónomos lo utilizan para rastrear las nubes de hidrógeno.

“Planck resulta ser un excelente detector de monóxido de carbono en todo el cielo”, dice  Jonathan Aumont colaborador de Planck en el Instituto de Astrofísica Espacial, Universidad de París XI, Orsay, Francia.

Los relevamientos de monóxido de carbono realizados con los radiotelescopios en el suelo terrestre son extremadamente lentos, por lo tanto, se limitan a las partes del cielo donde las nubes moleculares ya son conocidas o  se espera que existan.

“La gran ventaja de Planck es que escanea todo el cielo, lo que nos permite detectar concentraciones de gas molecular donde no se esperaba encontrar”, dice el Dr. Aumont.

Planck también ha detectado una misteriosa bruma de microondas que, hasta ahora, desafía toda explicación.

Proviene de la región que rodea al centro galáctico y se ve como una forma de energía llamada la emisión de sincrotrón. Esto se produce cuando los electrones pasan a través de campos magnéticos, después de haber sido acelerados por las explosiones de supernovas.

La curiosidad es que la emisión de sincrotrón asociada a la bruma galáctica presenta características diferentes a la emisión de sincrotrón vista en otras partes de la Vía Láctea.

La bruma galáctica muestra lo que los astrónomos llaman un espectro “más duro”: sus emisiones no disminuye tan rápidamente a medida que la energías es cada vez mayor.

Varias explicaciones se han propuesto para este comportamiento inusual, como un mayor porcentaje de supernovas, vientos galácticos e incluso la aniquilación de partículas de materia oscura.

Hasta el momento, ninguna de ellas ha sido confirmada y continúa siendo un enigma.

“Los resultados obtenidos, hasta ahora, por Planck sobre la bruma galáctica y sobre la distribución de monóxido de carbono nos proporcionan una nueva visión sobre algunos procesos interesantes que tienen lugar en nuestra galaxia”, dice Jan Tauber, científico de la ESA del proyecto de Planck.

El principal objetivo de Planck es observar el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), la radiación fósil del Big Bang, y medir su información codificada relativa a los componentes del Universo y el origen de la estructura cósmica.

Pero sólo puede ser alcanzado una vez que todas las fuentes de emisión de primer plano, como la bruma galáctica y las señales de monóxido de carbono, sean identificadas y eliminadas.

“La tarea larga y delicada de la eliminación de primer plano nos provee de bases de datos principales que arrojan nueva luz sobre los temas candentes de la astronomía galáctica y extragaláctica por igual”, dice el doctor Tauber. ”Esperamos caracterizar todos los primeros planos y luego ser capaces de revelar la CMB en un detalle sin precedentes”.

La primera base de datos cosmológica de Planck se espera que sea lanzada en 2013.

Más información en:

http://www.esa.int/

ESA - S. Corvaja, 2012

Vega, el nuevo lanzador de la Agencia Espacial Europea, ESA, ha demostrado en la mañana del lunes, 13 de febrero de 2012, estar preparado para comenzar sus operaciones desde el Puerto Espacial Europeo, tras el rotundo éxito de su vuelo inaugural. Con la incorporación de Vega a la familia de lanzadores, Europa es capaz de poner en órbita todo tipo de misiones, desde pequeños satélites científicos o de observación de la Tierra hasta los vehículos más grandes, como el ATV, la nave europea de reabastecimiento de la Estación Espacial Internacional.

Vega despegó esta mañana a las 10:00 TU desde el nuevo complejo de lanzamiento en el Puerto Espacial Europeo en Kourou, Guayana Francesa, completando un impecable vuelo de certificación.

El nuevo lanzador ligero de la ESA es capaz de poner en órbita cargas útiles de entre 300 y 2500 kg, dependiendo de la altitud y del tipo de órbita requerido por cada misión. Como punto de referencia se considera el lanzamiento de un satélite de 1500 kg a una órbita heliosíncrona de 700 km de altitud.

Vega ampliará el rango de servicios de lanzamiento disponibles en Europa, uniéndose a la flota formada por el lanzador pesado Ariane 5 y por Soyuz, que opera desde el Puerto Espacial Europeo desde octubre del año pasado.

La operación de estos tres sistemas de lanzamiento desde la Guayana Francesa permitirá mejorar la eficiencia del Puerto Espacial Europeo, al repartir el coste de sus operaciones entre un mayor número de lanzamientos.

“En poco menos de tres meses, Europa ha aumentado su flota de lanzadores de uno a tres vehículos, ampliando considerablemente el rango de servicios ofrecidos por Arianespace. No habrá un solo satélite que no se pueda poner en órbita desde Europa”, explica Jean-Jacques Dordain, Director General de la ESA.

“Hoy es un gran día para la ESA, para todos sus Estados miembros y en especial para Italia, donde se forjó Vega, así como para nuestra industria y para Arianespace”.

El programa Vega comenzó en el año 2003. Un total de siete Estados miembros de la ESA han contribuido a su desarrollo: Bélgica, España, Francia, Italia, los Países Bajos, Suecia y Suiza.

“Hoy es un gran día para Europa, así como para las más de 1000 personas que han participado en el desarrollo del lanzador ligero más moderno y competitivo del mercado”, comenta Antonio Fabrizi, Director de Lanzadores de la ESA.

“La ESA, con el apoyo técnico de las agencias espaciales italiana y francesa y el de más de 40 empresas coordinadas por el contratista principal ELV SpA, ha hecho realidad este gran reto en menos de una década”.

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Antonela Monachesi - HST (NASA?ESA)

El método desarrollado permite desentrañar la historia de la formación estelar (HFE) en las galaxias a partir del color y el brillo de sus estrellas individuales. Gracias a este procedimiento se ha logrado descifrar la HFE de la galaxia M32, una de las dos únicas galaxias elípticas enanas del Grupo Local, donde se encuentra la Vía Láctea.

Realizar ‘estudios demográficos’ en poblaciones de estrellas de otras galaxias no es una tarea fácil. ¿Cuántas estrellas se han formado a lo largo de la vida de una galaxia? ¿Cómo saber la edad, masa y abundancia química de estas estrellas observándolas en la distancia? ¿De qué forma se distribuyen estos habitantes estelares dentro de la población de la galaxia? Los investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y el Departamento de Astrofísica de la Universidad de La Laguna (ULL) Sebastián Hidalgo y Antonio Aparicio han desarrollado un método que permite desentrañar la historia de la formación estelar (HFE) en las galaxias a partir de dos variables de sus estrellas individuales: su brillo (magnitud) y su color.

“Si aplicáramos los principios de la demografía a la astrofísica, estudiar poblaciones estelares supondría analizar de qué forma y en qué número viven las personas en una ciudad o país a lo largo de toda su historia. Lo que estudiamos en esta ocasión es cuántas personas nacen [número de estrellas], con qué peso [masa] y con qué color de ojos [abundancia química] desde que se fundó la ciudad [galaxia] hasta hoy en día. Además, también investigamos cómo se distribuyen estas personas en el territorio: si las más viejas viven en el centro o en el extrarradio, por ejemplo”, explica Hidalgo.

Las dos variables clave para este análisis son la magnitud o brillo y el color. La relación entre el color de una estrella y su magnitud no es arbitraria. Depende fundamentalmente de tres factores: la masa, la edad y la abundancia química. “Nuestra labor consiste en obtener el diagrama color-magnitud de las galaxias cercanas y compararlo con los diagramas del mismo tipo que se obtienen de los modelos teóricos de evolución estelar”, concreta el investigador del IAC.

De esta comparación entre ambos diagramas color-magnitud se obtienen finalmente las edades y abundancias químicas de las estrellas que se formaron en esa galaxia. “Es decir, desentrañamos cuántas estrellas se formaron a lo largo de toda la vida de la galaxia y con qué abundancia química: su historia de formación estelar o HFE”, resume Hidalgo.

La astrofísica Antonela Monachesi, que en la actualidad trabaja en el Departamento de Astronomía de la Universidad de Michigan (EE UU), aplicó el método desarrollado por los investigadores del IAC para descifrar la HFE de la galaxia M32, una de las dos únicas galaxias elípticas enanas pertenecientes al Grupo Local, el grupo de galaxias en el que se encuentra la Vía Láctea. Gracias a esta colaboración se ha obtenido la primera HFE de M32, como ha publicado recientemente The Astrophysical Journal.

Para Hidalgo, “el estudio de M32 es importante porque, entre otras cuestiones, puede ayudarnos a comprender cómo evolucionan las galaxias elípticas mayores que se encuentran mucho más distantes [la más cercana está a unos 11 millones de años luz] y de las que no podemos obtener la magnitud y el color de sus estrellas menos brillantes, necesarias para conocer la HFE a lo largo de toda la vida de la galaxia”.

Con este trabajo se han detectado por primera vez y de forma inequívoca estrellas más jóvenes de 2.000 millones de años. Las conclusiones del estudio señalan también que el 40% de la masa de M32 se formó hace entre 2.000 y 5.000 millones de años y que aproximadamente el 55% de su masa se formó hace más de 5.000 millones de años, con una abundancia química relativamente menor que la anterior. El resto son estrellas jóvenes.

“Este resultado es muy interesante porque hasta ahora se pensaba que las galaxias elípticas estaban formadas fundamentalmente por estrellas muy viejas con muy poca contribución o ninguna de estrellas más jóvenes. Los resultados de M32 apuntan a que al menos las galaxias elípticas enanas sí poseen una contribución importante de estrellas jóvenes. Si las galaxias elípticas enanas son el mismo objeto que las galaxias elípticas mayores pero con menor masa, entonces las galaxias elípticas mayores también podrían albergar una importante población de estrellas de edades intermedias y jóvenes”, apunta.

Las hipótesis que manejan los investigadores sobre la formación de este sistema es que fuera una galaxia elíptica de baja luminosidad o bien una galaxia espiral cuyo bulbo [grupo central de estrellas de la galaxia que constituye lo que se observa en la actualidad] sobrevivió a una interacción dinámica con M31, la galaxia más cercana.

A pesar de que M32 se encuentre a 2,6 millones de años luz, mucho más cerca que las galaxias elípticas gigantes, su observación no es sencilla. Se trata de un objeto muy compacto: sus estrellas aparecen tan juntas que son difíciles de distinguir entre sí.

Cálculos en red

Los investigadores del IAC desarrollaron programas informáticos para poder aplicar su método estadístico. Aunque el proceso puede llevar ingentes cantidades de cálculos, cualquier ordenador personal sirve para realizarlos. “Debido a que hay que realizar muchos cálculos, usamos la red de ordenadores del IAC, unos 400, para obtener los resultados de forma más rápida. Si usásemos un solo ordenador, nos llevaría unos 50 años obtener los resultados”, dice el astrofísico.

El método desarrollado por Hidalgo y Aparicio se ha aplicado a otras galaxias cercanas en colaboración con otras instituciones astronómicas repartidas por todo el mundo: el Instituto Astronómico Kapteyn (Groningen, Holanda); la Universidad de Laval (Quebec, Canadá); el Departamento de Astronomía de la Universidad de Michigan (Ann Arbor, EE UU); el Instituto de Astronomía de la Universidad de Edimburgo (Edimburgo, Reino Unido); el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Waterloo (Waterloo, Canadá), el Observatorio Astronómico de la Universidad de Vilna (Vilna, Lituania); y el Departamento de Astronomía y Meteorología de la Universidad de Barcelona.

Tucana, Cetus, LGS-3, Phoenix, Leo-A, IC1613, NGC5102, M33 y M32 son algunas de las galaxias cercanas sobre las que se ha aplicado este método de investigación. En 2011 los investigadores del IAC iniciaron también una colaboración con miembros del Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Universidad de Pekín y con el Observatorio Nacional Astronómico de Japón para el uso de los códigos descritos con datos del telescopio Subaru, de 8,2 metros de diámetro, situado en Hawái.

Más información en:

http://www.iac.es/

R. Jay GaBany (Blackbird Observatory) en colaboración con David Martínez-Delgado (MPIA)

Por primera vez, los astrónomos han captado una galaxia enana en el proceso de tragar otra galaxia aún más pequeña. Si estas fusiones son importantes para la evolución de las galaxias más pequeñas, ha sido objeto de debate entre los teóricos. Ahora, gracias a la investigación por dos grupos independientes, incluyendo a David Martínez-Delgado y Michelle Collins, investigadores del Instituto Max Planck para Astronomía, MPIA, de Alemania, existe evidencia empírica que las fusiones se producen. Los análisis se basan en imágenes profundas de  telescopios de tamaño modesto, en un ejemplo de colaboración exitosa entre astrónomos aficionados y profesionales.

En el ampliamente aceptado modelo jerárquico de la evolución de las galaxias, gran parte del crecimiento galáctico involucra actos de canibalismo y fusiones a gran escala: las galaxias pre-existentes más pequeñas sucesivamente se unen en piezas más grandes, hasta que se forman las galaxias grandes, del tamaño de la Vía Láctea o incluso mayores . Pero antes que las galaxias y sus estrellas pueden fusionarse, las estrellas deben formarse en primer lugar.

Se cree que esto sucede por recolección de gas para formar regiones más densas bajo la influencia de su propia gravedad; una vez que se alcanza una densidad crítica, las estrellas nacen. Es concebible que las galaxias más pequeñas, denominadas galaxias enanas, podría formarse directamente de esta manera y podrían crecer más a medida que incorporasen nuevo gas de su entorno, procesando el nuevo material en estrellas. De esta manera, habría crecimiento sin la necesidad de fusiones. Y, de hecho, hasta ahora, no se habían observado este tipo de concentraciones.

Ahora, dos grupos independientes de investigadores, uno dirigido por David Martínez-Delgado, del MPIA, y el otro por Michael Rich, de la UCLA, han identificado el primer caso confirmado de una fusión de galaxias entre galaxias muy pequeñas. Ellos encontraron evidencia convincente que una compañera pequeña de la galaxia enana NGC 4449, en la constelación Canes Venatici, identificada por primera vez en 2007, es, de hecho, otra galaxia enana más pequeña en proceso de ser quebrada por su vecina, más grande, antes de ser tragada.

Martínez-Delgado dice: “Numerosos modelos predicen que las enanas deben comer enanas, pero este es el primer ejemplo claro de un tal festín realmente observado. Hemos encontrado una pieza clave del rompecabezas de la evolución de las galaxias. También, el hecho que NGC 4449 está muy cerca de nosotros muestra que los procesos de este tipo se siguen produciendo. Hay que tenerlos en cuenta si queremos describir nuestro vecindario cósmico”.

Michelle Collins, de MPIA,  quien trabajó con Michael Rich en el análisis de la forma de la galaxia enana, añade: “Saber cómo luce una galaxia enana a medio digerir debería ayudarnos a encontrar ejemplos adicionales de enanas comiendo enanas. Encontrando un buen número de ejemplos deberá poner a nuestros modelos. de las primeras etapas de crecimiento de la galaxias, sobre una base firme o mostrarnos qué nos está faltando”.

Las estimaciones de masa de la enana distorsionada sugieren que contiene cantidades significativas de materia oscura, que no emite luz y sólo interactúa con la materia ordinaria, atómica, a través de la gravedad. Si es así, esta pareja podría ser una rara visión de una “fusión sigilosa” – la fusión de una galaxia con un objeto de bajo brillo que es difícil de observarse directamente, pero que, debido a su gran masa, pueden tener una influencia importante en la forma, tamaño y dinámica de la galaxia receptora.

Los exámenes de ambos grupos de las propiedades básicas de la galaxia enana más pequeña fueron realizados con instrumentos de modesta escala, en colaboración con astrónomos aficionados: Rich et al. utilizaron el telescopio Saturn Lodge de 0,7 m en los terrenos de la Asociación Observatorio Polaris para observar de mayo a junio de 2011, mientras que Martínez-Delgado et al. utilizaron el telescopio de 0,5 m  de Jay Gabany, en el Observatorio Black Bird para observar entre abril de 2010 y enero de 2011. Martínez-Delgado et al. realizaron un seguimiento con observaciones detalladas utilizando el telescopio Subaru en Hawai, en enero de 2011, obteniendo imágenes en las que se resuelve la bruma de la galaxia más pequeña en estrellas separadas.

El trabajo de Rich et al. aparece en la edición del 9 de febrero de 2012 de la revista Nature. El trabajo de Martínez-Delgado et al. está en prensa en el Astrophysical Journal Letters.

Más información en:

http://www.mpia.de/

X: NASA/ CXC/ MIT/ F. Baganoff et al.; Ilustraciones: NASA/ CXC/ M.Weiss

Un nuevo estudio sugiere que misteriosos destellos de rayos X capturados por el observatorio espacial Chandra, de la NASA, pueden ser asteroides cayendo al agujero negro gigante de la Vía Láctea. Estos destellos se han visto durante las observaciones periódicas durante varios años y ocurren una vez por día. De confirmarse, este resultado puede significar que hay una nube alrededor del agujero negro que contiene cientos de miles de millones de asteroides y cometas.

Esta imagen de Chandra muestra el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, con un agujero negro supermasivo conocido como Sagittarius A* (Sgr A*, para abreviar) en el centro. Usando observaciones intermitentes durante varios años, Chandra ha detectado llamaradas de rayos X una vez al día, desde Sgr A*. Las erupciones también se han visto en los datos infrarrojos del telescopio VLT de ESO, en Chile.

Un nuevo estudio proporciona una posible explicación para las misteriosas erupciones. La sugerencia es que hay una nube en torno a Sgr A* que contiene cientos de miles de millones de asteroides y cometas, que han sido despojados de sus estrellas madre. El panel de la izquierda es una imagen que contiene casi un millón de segundos de observación de Chandra de la región alrededor del agujero negro. El color rojo representa rayos X de baja energía; el verde, los rayos X de energía media; y el azul, los de más alta energía.

Un asteroide sometido a un encuentro cercano con otro objeto, como una estrella o un planeta, pueden ser lanzado en una órbita rumbo a Sgr A*, como se ve en una serie de ilustraciones de artistas que comienzan con el panel superior derecho. Si el asteroide pasa dentro de unos 160 millones de kilómetros del agujero negro, aproximadamente la distancia entre la Tierra y el Sol, se rompe en pedazos por las fuerzas de marea del agujero negro (centro-derecha).

Estos fragmentos luego pueden evaporarse por la fricción a medida que pasan a través del gas caliente y delgado que fluye a Sgr A*, de forma similar a como un meteoro se calienta y brilla a medida que cae a través de la atmósfera terrestre. El destello se produce (parte inferior derecha del panel) y, finalmente, los restos del asteroide son tragados por el agujero negro.

Otra analogía con el Sistema Solar para este tipo de eventos ha sido reportada recientemente. Aproximadamente una vez cada tres días un cometa se destruye cuando vuela en la atmósfera caliente del Sol. Por lo tanto, a pesar de las diferencias significativas entre los dos ambientes, la tasa de destrucción de los cometas y asteroides del Sol y de Sgr A* pueden ser similares.

Observaciones de muy largo aliento de Sgr A* se realizarán con el Chandra, más adelante, en 2012, que darán información nueva y valiosa sobre la frecuencia y el brillo de los destellos y deberían ayudar a probar el modelo que aquí se propone para explicarlas. Este trabajo tiene el potencial para comprender la capacidad de formarse asteroides y planetas en el duro ambiente de Sgr A*.

Más información en:

http://www.chandra.harvard.edu/