NRAO / AUI / NSF

Observaciones pioneras realizadas con el telescopio gigante Robert C. Byrd Green Bank (GBT) de la National Science Foundation han dado a los astrónomos una nueva herramienta para el mapeo de grandes estructuras cósmicas. La nueva herramienta promete proporcionar valiosas pistas sobre la naturaleza de la misteriosa energía oscura que se cree constituyen casi las tres cuartas partes de la masa y la energía del Universo.

La energía oscura es la etiqueta que los científicos han colocado a lo que está causando que el Universo se expanda a un ritmo acelerado. Mientras que la aceleración fue descubierta en 1998, su causa sigue siendo desconocida. Los físicos han desarrollado teorías que compiten para explicar la aceleración, y creemos que la mejor manera de probar las teorías es medir con precisión las estructuras cósmicas a gran escala.

Las ondas acústicas en la sopa de materia-energía del Universo extremadamente temprano se cree que han dejado huellas detectables en la distribución a gran escala de las galaxias en el Universo. Los investigadores desarrollaron una manera de medir huellas, además, observando la emisión de radio del gas hidrógeno. Su técnica, llamada cartografía de la intensidad, cuando aplicado a zonas más amplias del Universo, podría revelar cómo tal estructura a gran escala ha cambiado en los últimos millones de años, dando una visión de cuál de las teorías de la energía oscura es la más precisa.

“Nuestro proyecto mapea el gas de hidrógeno a mayores distancias cósmicas que nunca, y demuestra que las técnicas que hemos desarrollado puede ser usadas para mapear grandes volúmenes del Universo, en tres dimensiones, y para poner a prueba las teorías competidoras de la energía oscura”, dijo Chang Ching-Tzu, de la Academia China de Taiwán y de la Universidad de Toronto.

Para obtener sus resultados, los investigadores utilizaron el GBT para estudiar una región del cielo que previamente habían sido estudiada en detalle en la luz visible por el telescopio Keck II, en Hawai. Este relevamiento óptico utilizado para la espectroscopia mapeó las ubicaciones de miles de galaxias en tres dimensiones. Con el GBT, en lugar de buscar el gas de hidrógeno en estas galaxias individuales distantes – un desafío de enormes proporciones más allá de las capacidades técnicas de los instrumentos actuales – el equipo utilizó la técnica de mapeo de la intensidad de la acumulación de las ondas de radio emitidas por el gas de hidrógeno en grandes volúmenes de espacio, incluyendo muchas galaxias.

“Desde la primera parte del siglo 20, los astrónomos han rastreado la expansión del Universo mediante la observación de las galaxias. Nuestra nueva técnica nos permite obviar el paso de detección de galaxias y reunir las emisiones de radio de un millar de galaxias a la vez, así como todos el material débilmente resplandeciente entre ellas”, dijo Jeffrey Peterson, de la Universidad Carnegie Mellon.

Los astrónomos también han desarrollado nuevas técnicas que eliminaron tanto la interferencia de radio hecha por el hombre como la emisión de radio causada por fuentes astronómicas más cercanas, dejando sólo las ondas de radio, extremadamente débiles, provenientes del gas de hidrógeno muy lejano. El resultado fue un mapa de parte de la red cósmica “que se correlaciona perfectamente con la estructura que se muestra en el estudio óptico anterior. El equipo propuso por primera vez su técnica de mapeo de intensidad en 2008, y sus observaciones con el GBT fueron la primera puesta a prueba de la idea.

“Estas observaciones detectaron más hidrógeno que todo el hidrógeno previamente detectado en el Universo, y a una distancia diez veces más lejana que cualquier onda de radio emitida por el hidrógeno que se haya visto antes”, dijo Ue-Li Pen, de la Universidad de Toronto.

“Esta es una demostración de una técnica importante que promete mucho para futuros estudios de la evolución de la estructura a gran escala del Universo”, dijo el Jefe Científico del Observatorio Nacional de Radioastronomía, Chris Carilli, que no formó parte del equipo de investigación.

Además de Chang, Peterson y Pen, el equipo de investigación incluyó a Kevin Bandura, de la Universidad Carnegie Mellon. Los científicos publicaron su trabajo en la edición del 22 de julio de la revista científica Nature.

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http://www.nrao.edu/

NASA/ ESA/ P. Simon (U. Bonn) & T. Schrabback (Leiden Obs.)

Un nuevo estudio liderado por científicos europeos presenta el análisis de datos más abarcador del relevamiento más ambicioso nunca antes realizado por el telescopio espacial Hubble de la NASA / ESA. Estos investigadores han usado, por primera vez, datos del Hubble para probar los efectos de “lentes débiles” gravitacionales naturales en el espacio y caracterizar la expansión del Universo.

Un grupo de astrónomos liderado por Tim Schrabback, del Observatorio de Leiden, condujo un intensivo estudio de más de 446 mil galaxias con el campo COSMOS, resultado del mayor relevamiento hasta ahora realizados con el Hubble. Para la elaboración del relevamiento COSMOS, el Hubble fotografió 575 vistas ligeramente superpuestas de la misma parte del Universo usando la Cámara Avanzada para Relevamientos, ACS, a bordo del Hubble. Esto tomó cerca de 1000 horas de observaciones.

Además de los datos del Hubble, los investigadores usaron datos de corrimientos al rojo obtenidos a partir de telescopios basados en el suelo para asignar distancias a 194 mil de las galaxias estudiadas (un corrimiento al rojo z superior a 5). “El número absoluto de galaxias incluídas en este tipo de análisis es sin precedentes, pero más importante es la riqueza de información que pudimos obtener acerca de las estructuras invisibles del Universo a partir de esta excepcional base de datos”, dice el coautor Patrick Simon, de la Universidad de Edimburgo.

En especial, los astrónomos pudieron ”pesar” la distribución de materia a gran escala en el espacio para grandes distancias. Para esto, hicieron uso del hecho que esta información está codificada en las formas distorsionadas de las galaxias distantes, un fenómeno conocido como lente gravitacional débil. Usando complejos algoritmos, el equipo liderado por Schrabback ha mejorado el método estándar y obtuvo mediciones de formas de galaxias con una precisión sin precedentes. Los resultados de este estudio serán publicados en un próximo número de Astronomy and Astrophysics.

La meticulosidad y escala de este estudio hizo posible una confirmación independiente de que la expansión del Universo está acelerada por un componente misterioso adicional llamado energía oscura. Existe un puñado de otras confirmaciones independientes. Los científicos necesitaron saber cómo la formación de grupos de materia evolucionaron en la historia del Universo para determinar cómo la fuerza gravitacional, la cual mantiene unida a la materia, y la energía oscura, la cual la aparta acelerando la expansión del Universo, tienen efecto sobre ella. “La energía oscura afecta nuestras mediciones por dos razones. Primero, cuando está presente, los cúmulos de galaxias crecen más lentamente, y segundo, ésta cambia la manera en que el Universo se expande, afectando a las galaxias más distantes  más efectivamente modificadas por las lentes. Nuestro análisis es sensible a ambos efectos”, dice el co-autor Benjamin Joachimi de la Universidad de Bonn. “Nuestro estudio también provee una confirmación adicional de la teoría general de la relatividad de Einstein, la cual predice cómo la señal desviada depende del corrimiento hacia el rojo,” agrega el co-investigador Martin Kilbinger, del Instituto de Astrofísica de París.

El gran número de galaxias incluido en este estudio, junto con la información de sus corrimientos hacia el rojo, está guiando a un mapa más claro de cómo se presenta, exactamente, parte del Universo; esto nos ayuda a ver sus habitantes galácticos y cómo están distribuidos. “Con información más precisa acerca de las distancias a las galaxias, podemos medir la distribución de la materia entre ellas y con mayor precisión”, indica el co-investigador Jan Hartlap de la Universidad de Bonn. “Antes, la mayoría de los estudios eran hechos en 2D, como tomar rayos X del tórax. Nuestro estudio es más como una reconstrucción en 3D del esqueleto con un tomógrafo computado. Más allá de eso, somos capaces de ver el esqueleto de materia oscura madura desde el  Universo joven hasta el presente”, comenta el otro coautor William High, de la Universidad de Harvard.

Los astrónomos eligieron específicamente el relevamiento COSMOS porque pensaron que es una muestra representativa del Universo. Con estudios completos tales como el liderado por Schrabback, los astrónomos serán capaces, un día, de aplicar su técnica para áreas más amplias del cielo, formando una imagen más clara de cómo es realmente ahí afuera.

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http://www.spacetelescope.org/

rayos X: NASA/ CXC/ MPA/ M.Gilfanov & A.Bogdan; infrarrojo: NASA/ JPL-Caltech/ SSC; óptico: DSS

Nuevos hallazgos del observatorio de rayos X Chandra, de la NASA, proveen un importante avance en la comprensión de un tipo de supernova crítica para estudiar la energía oscura que los astrónomos piensan que prevalece en el Universo. Los resultados muestran que la fusión de dos densos remanentes estelares es la causa más probable de muchas de las supernovas que se han utilizado para medir la aceleración de la expansión del Universo.

Estas supernovas, llamadas de tipo Ia, sirven como mojones cósmicos para medir la expansión del Universo puesto que es posible verlas a grandes distancias y tienen unas características de brillo típicas bastante confiables. Sin embargo, hasta ahora, los científicos no estaban seguros sobre qué causa las explosiones.

“Objetos como éstos son críticos para entender el Universo”,  dice Marat Gilfanov del Instituto Max Planck de Astrof’ísica, de Alemania, autor principal del estudio que aparece en la edición del 18 de febrero de 2010 de la revista Nature. “Era vergonzoso no saber cómo funcionaban. Ahora estamos empezando a comprender qué es lo que enciende la mecha de estas explosiones”.

La mayoría de los científicos coinciden en que las supernovas de tipo Ia se producen cuando una estrella enana blanca – el remanente colapsado de una estrella de edad avanzada – excede su límite de peso, se vuelve inestable y explota. Los científicos han identificado dos posibilidades principales para impulsar a la enana blanca más allá de sus límites: la fusión de dos enanas blancas o la acreción,  proceso en el que la enana blanca le roba material a una estrella compañera, similar al Sol, hasta que sobrepasa su límite de peso.

“Nuestros resultados sugieren que las supernovas en las galaxias que hemos estudiado casi todas provienen de la fusión de dos enanas blancas”, dijo el coautor Akos Bogdan, también del Max Planck. “Esto no es probablemente lo que muchos astrónomos esperaban”.

La diferencia entre estos dos escenarios puede tener repercusiones en cómo las supernovas pueden utilizarse como “candelas estándar” – objetos de un brillo conocido – para rastrear a grandes distancias cósmicas. Dado que las enanas blancas pueden tener un rango de masas, la fusión de las dos podría dar lugar a explosiones que varían un poco de brillo.

Debido a que estos dos escenarios generan diferentes cantidades de emisión de rayos X, Gilfanov y Bogdan emplearon Chandra para observar cinco galaxias elípticas cercanas y la región central de la galaxia de Andrómeda. Una supernova de tipo Ia causada por acreción de material produce una significativa emisión de rayos X antes de la explosión. Una supernova provocada por la fusión de dos enanas blancas, por el contrario, crearía una emision de rayos X significativamente menor  que  la de la hipótesis de acreción.

Los científicos encontraron que la emisión de rayos X observada era de un factor entre 30 y 50 veces menor que la esperada en la hipótesis de acreción, descartándola efectivamente. Esto implica que las fusiones entre enanas blancas domina en estas galaxias.

Una cuestión abierta es si estas fusiones de enanas blancas son el catalizador principal de las supernovas de tipo Ia en las galaxias espirales. Se requieren más estudios para saber si las supernovas de las galaxias espirales están causadas por una fusión o por una mezcla de los dos procesos. Otra consecuencia interesante de este resultado es que un par de enanas blancas es relativamente difícil de detectar, incluso con los mejores telescopios.

“Para muchos astrofísicos, el escenario de fusión parece ser menos probable, porque parecen existir muy pocos sistemas de enanas blancas”, dijo Gilfanov. “Ahora esta vía de acceso a las supernovas tendrá que ser investigada en más detalle”.

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ESA

Observaciones de grupos de galaxias débiles y distantes hechas con el observatorio XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea se usaron para examinar la evolución de la materia oscura. Los resultados del estudio se presentan en la edición del 20 de enero de 2010 del The Astrophysical Journal.

La materia oscura es un misterioso e invisible constituyente del Universo , la cual sólo se revela a través de su influencia gravitacional. Entender su naturaleza es una de las cuestiones clave en la cosmología moderna. En una de las formas de abordar  esta cuestión, los astrónomos usan la relación entre la masa y la luminosidad que se encontró para los cúmulos de galaxias, la cual relaciona sus emisiones en rayos X, una indicación sólo de la masa  de la materia ordinaria (bariónica), y sus masas totales (bariónica más materia oscura) determinada por lentes gravitacionales.

Hasta ahora, la relación sólo había podido ser establecida para cúmulos cercanos. Un nuevo trabajo de una colaboración internacional, incluyendo el Instituto Max Planck para Física Extraterrestre (MPE), el Laboratorio de Astrofísica de Marsella (LAM), y el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley (Berkeley Lab), ha conseguido un gran avance al extender la relación a estructuras más distantes y pequeñas que lo previamente posible.

Para establecer la relación entre la emisión en rayos X y la materia oscura subyacente, el equipo usó una de las más grandes muestras de grupos y cúmulos de galaxias seleccionadas en rayos X, producida por el observatorio de rayos X XMM-Newton, de la Agencia Espacial Europea, ESA.

Los grupos y cúmulos de galaxias pueden ser encontrados efectivamente usando su emisión en rayos X extendida en escalas por debajo del minuto de arco. Como resultado de su gran área efectiva, XMM-Newton es el único telescopio de rayos X que puede detectar el débil nivel de emisión de grupos y cúmulos de galaxias distantes.

“La habilidad de XMM-Newton para proveer grandes catálogos de grupos de galaxias en campos profundos es asombrosa”, dijo Alexis Finoguenov del MPE y de la Universidad de Maryland, coautor del artículo del The Astrophysical Journal.

Aunque los rayos X son la mejor manera de encontrar y caracterizar cúmulos, la mayoría de los estudios de seguimiento han sido hasta ahora limitados a grupos y cúmulos de galaxias relativamente cercanos.

“Dados los catálogos sin precedentes provistos por XMM-Newton, hemos sido capaces de extender las mediciones de masa a estructuras mucho menores, las cuales existieron en la historia más temprana del Universo”, dice Alexie Leauthaud de la División de Física del Berkeley Lab, primer autor del estudio.

La masa como una lente

Las lentes gravitacionales ocurren debido a que la masa curva el espacio alrededor de ella, combando el camino a lo largo del cual viajan los rayos de luz: cuanto más masa (y cuanto más cerca ésta de su centro de masa), el espacio más se comba, y la imagen de un objeto distante está más desplazada y distorsionada. Así, la medición de la distorsión es la clave para medir la masa del objeto aumentado por el efecto de la lente.

En el caso de una lente gravitacional débil (como la usada en este estudio) la distorsión es demasiado delicada para ser vista directamente, pero se pueden calculada estadísticamente las débiles distorsiones adicionales en una acumulación de galaxias distantes, y así puede calcularse la distorsión promedio debida a la lente de algún objeto masivo frente a ellas. No obstante, para calcular la masa de la lente, a partir de la distorsión promedio, se necesita conocer su centro.

“El problema con los cúmulos de alto corrimiento hacia el rojo (o sea, muy distantes) es que es difícil detectar exactamente qué galaxia se sitúa en el centro del cúmulo”, dice Leauthaud. “Ahí es donde nos ayudan los rayos X. La luminosidad en rayos X de un cúmulo de galaxias puede ser usada para encontrar su centro con gran precisión”.

Conociendo los centros de masa a partir del análisis de la emisión en rayos X, Leauthaud y sus colegas pudieron usar luego las lentes débiles para estimar la masa total de los grupos y cúmulos distantes con mucha mayor aproximación que lo que antes se podía.

El paso final fue determinar la luminosidad ne rayos X de cada cúmulo de galaxias y graficarla en relación a la masa determinada de la lente débil, resultando la relación masa-luminosidad para la nueva acumulación de grupos y cúmulos extendiendo los estudios previos a masas más bajas y corrimientos hacia el rojo más altos. Dentro de una incertidumbre calculable, la relación tiene la misma pendiente para las galaxias cercanas que para las distantes; un simple y consistente factor de ajuste relaciona la masa total (bariónica más oscura) de un grupo o cúmulo con su brillo en rayos X, esto último midiendo sólo la masa bariónica.

“Confirmando la relación masa-luminosidad y extendiéndola a altos corrimientos al rojo, hemos dado un pequeño paso en la dirección correcta hacia el uso de una lente débil como una poderosa herramienta para medir la evolución de la estructura”, dice Jean-Paul Kneib,  de LAM y del Centro Nacional para la Investigación Científica de Francia (CNRS), coautor del artículo.

En el comienzo

El origen de las galaxias puede ser trazado por las pequeñas diferencias en la densidad del caliente y temprano Universo; rastros de estas diferencias pueden aún ser vistos como minúsculas diferencias de temperatura en el fondo cósmico en microondas (CMB).

“Las variaciones que observamos en el antiguo cielo de microondas representa la huella que se desarrolló en el tiempo dentro del andamiaje de materia oscura cósmica para las galaxias que vemos ahora”, dice George Smoot, director del Centro Berkeley para la Física Cosmológica (BCCO), profesor de física en la Universidad de California, en Berkeley, y miembro de la División de Física del Berkeley Lab. Smoot compartió el Premio Nobel de Física de 2006 por la medición de anisotropías en el CMB y es uno de los autores del artículo. “Genera mucho entusiasmo el que podamos medir realmente con lentes gravitacionales cómo ha colapsado la materia oscura y cómo evolucionó desde el comienzo”.

Una meta en el estudio de la evolución de la estructura es entender la materia oscura en sí y cómo interactúa con la materia ordinaria que podemos ver. Otra meta es entender más acerca de la energía oscura, el misterioso fenómeno que está separando la materia y causa que el Universo se expanda en forma acelerada. Muchas cuestiones quedan sin responder: ¿ la energía oscura es constante o es dinámica? ¿O es meramente una ilusión causada por una limitación en la Teoría de la Relatividad General de Einstein?

Las herramientas provistas por la relación masa-luminosidad  extendida servirán para responder estas cuestiones acerca de los roles opuestos de la gravedad y la energía oscura en la organización del Universo, ahora y en el futuro.

Más información en:

http://sci.esa.int/

ESO/ P.A. Woudt

Gracias al telescopio VLT de la Organización Observatorio Europeo Austral, ESO, y su habilidad para obtener fotografías tan precisas como si fuesen tomadas desde el espacio, los astrónomos han hecho la primera película con lapsos de tiempo de una eyección de masas bastante inusual desde un “vampiro estelar”, que en noviembre del año 2000 sufrió una explosión tras engullir parte de la materia de su compañera.

Esto permitió a los astrónomos determinar la distancia y el brillo intrínseco del objeto que explotó. Aparentemente, esta pareja de estrellas es el principal candidato para ser uno de los progenitores largamente buscados 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 que aún no sabemos exactamente qué tipos de sistemas estelares explotan como supernovas de tipo Ia”, dice Patrick Woudt de la Universidad de Ciudad del Cabo y autor principal del artículo que reporta estos resultados. “Resulta bastante vergonzoso, ya que estas supernovas tienen un rol crucial en mostrar que la expansión del Universo está actualmente acelerándose, empujada por una misteriosa energía oscura”.

Los astrónomos estudiaron, en detalle, el objeto conocido como V445 de 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 coautor 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 gran cantidad de materia hacia el espacio.

El equipo de astrónomos usó el instrumento de óptica adaptativa NACO en el telescopio 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 milésimas 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. La 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 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. Aunque 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: las enanas blancas. Cuando tales enanas blancas, actuando cual vampiros estelares que tragan la materia de su compañera, llegan a ser más pesadas que un determinado límite y se vuelven inestables hasta que, finalmente, explotan.

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 miniexplosiones controladas eyectan parte de la materia acumulada de vuelta al espacio. La pregunta crucial es, entonces, saber si acaso la enana blanca puede ganar peso a pesar de la explosión, es decir, si algo de la materia quitada a la 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, los astrónomos pudieron determinar la distancia al 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 vampiro de este sistema tiene una alta masa que está cerca de su límite fatal y 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”.

Esta investigación se presenta en un artículo que aparecerá en la edición del 20 de noviembre de 2009 del Astrophysical Journal (vol. 706, p. 738), bajo el título The expanding bipolar shell of the helium nova V445 Puppis, por P. A. Woudt y otros.

El equipo está compuesto por P. A. Woudt y B. Warner (Universidad de Ciudad del Cabo, Sudáfrica), D. Steeghs y T. R. Marsh (Universidad de Warwick, Reino Unido), M. Karovska y G. H. A. Roelofs (Centro de Astrofísica Harvard-Smithsoniano, Cambridge MA, Estados Unidos), P. J. Groot y G. Nelemans (Radboud University Nijmegen, Holanda), T. Nagayama (Universidad de Kyoto, Japón), D. P. Smits (Universidad de Sudáfrica, Sudáfrica), y T. O’Brien (Universidad de Manchester, Reino Unido).

Más información en:

http://www.eso.org/

Nicolle Rager Fuller, NSF

Un retrato detallado de las semillas de estructuras en el Universo ha sido revelado por un equipo internacional dirigido por Sarah Church, del Instituto Kavli de  Astrofísica de Partículas y Cosmología (KIPAC), ubicado conjuntamente con el Laboratorio Nacional del Acelerador SLAC del Departamento de Energía y la Universidad Stanford, y por Walter Gear, de la Universidad Cardiff, en el Reino Unido. Estas mediciones del fondo cósmico de microondas (la débil y resplandeciente reliquia del Universo joven, caliente y denso) pone límites sobre las alternativas propuestas para el modelo estándar de la Cosmología y provee un nuevo apoyo para el modelo cosmológico estándar, confirmando que la materia oscura y la energía oscura conforman el 95% de todo lo existente, mientras que la materia ordinaria constituye sólo el 5%.

“Cuando comencé en este campo, algunas personas estaban convencidas  que  entendían bastante bien los contenidos del Universo”, dijo Church, vicedirectora del KIPAC e investigadora principal estadounidense del proyecto QUaD. “Pero ese entendimiento fue destruido cuando se descubrieron evidencias de la energía oscura. Ahora, que nuevamente sentimos que tenemos una muy buena comprensión de qué compone al Universo, es extremadamente importante para nosotros acumular una fuerte evidencia de que este modelo es correcto, usando muchas técnicas de medición diferentes, para que esto no vuelva a ocurrir”.

En un artículo publicado en la edición del 1 de noviembre de 2009 del The Astrophysical Journal, los investigadores de QUaD exhibieron detallados mapas de la radiación de fondo cósmica en microondas (CMB). Los investigadores focalizaron sus mediciones sobre variaciones en la temperatura y en la polarización de la CMB, para aprender acerca de la distribución de la materia en el Universo temprano. La polarización es una “direccionalidad” extra  intrínseca para todos los rayos de luz, que es perpendicular a la dirección en las que viajan los rayos de luz. Aunque la mayoría de la luz no está polarizada, pues está conformada por rayos de luz en una mezcla equivalente en todas las polarizaciones, la reflexión y dispersión del rayo de luz puede crear luz polarizada. Esta propiedad de la luz es aprovechada por los anteojos de sol polarizados, los cuales bloquean algo de la luz polarizada para reducir la luminosidad, en días soleados.

La luz proveniente del Universo temprano inicialmente no estaba polarizada pero se polarizó cuando chocó con la materia en movimiento del Universo muy temprano. Creando mapas de esta polarización, el equipo QUaD fue capaz de investigar no sólo dónde existió la materia, sino también cómo ésta se fue moviendo.

“Estas nuevas mediciones de la polarización por parte de QUaD son las más sensibles ya realizadas”, dijo Clem Pryke, miembro del equipo de QUaD y profesor asistente en el Instituto Kavli de Física Cosmológica, ubicado en la Universidad de Chicago.

Los resultados de QUaD armonizan muy bien con la temperatura y polarización predichas por la existencia de materia oscura y energía oscura en el modelo cosmológico estándar, proporcionando confirmación experimental adicional de que el modelo es correcto. Estos descubrimientos también limitan las posibilidades de modelos alternativos, reforzando la visión de que los investigadores están en el senda correcta y necesitan aprender más acerca de la extraña naturaleza de la materia oscura y de la energía oscura si quieren comprender en forma completa cómo trabaja el Universo.

“Las observaciones del fondo de microondas están entre las técnicas más desafiantes de la Astrofísica y la Cosmología contemporáneas”, dijo el Director de KIPAC, Roger Blandford. “Es maravilloso ver mediciones tan sólidas y una tan clara confirmación de la teoría”.

Más información en:

http://home.slac.stanford.edu/

D. Long

La tentativa, hasta ahora, más ambiciosa de trazar la historia del Universo acaba de ver su ‘primera luz’. El relevamiento espectroscópico de oscilaciones de bariones BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), parte del relevamiento digital Sloan III (SDSS-III), tomó sus primeros datos astronómicos en la noche de 14 al 15 de septiembre, luego de años de preparativos.

Esa noche, los astrónomos utilizaron el telescopio de 2,5 metros de la Fundación Sloan, instalado en el Observatorio Apache Point, en Nuevo México, para medir los espectros de miles de galaxias y cuásares, iniciando así un relevamiento para finalmente obtener espectros de 1,4 millones de galaxias y 160.000 cuásares, para 2014.

“Los datos de BOSS serán los mejores obtenidos hasta ahora de la estructura a gran escala del Universo”, dijo David Schlegel, del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley (Berkeley Lab) del Departamento de Energía de los Estados Unidos, e investigador principal de BOSS. BOSS utiliza el mismo telescopio que el SDSS original, pero equipado con nuevos espectrógrafos especialmente construidos para medir esos espectros.

“Los nuevos espectrógrafos  son mucho más eficientes en la luz infrarroja”, explicó Natalie Roe de Berkeley Lab, el Científico del Instrumento para el jefe. “La luz emitida por las galaxias distantes llega a la Tierra como la luz infrarroja, por lo que estos espectrógrafos son capaces de mirar mucho más atrás en el tiempo”.

La capacidad de mirar más atrás en el tiempo es importante para que BOSS aproveche una característica en el Universo llamada “oscilaciones de bariones”. Las oscilaciones de bariones comenzaron cuando las ondas de presión comenzaron a viajar a través del Universo temprano.

“Como las ondas acústicas que pasan a través del aire, las ondas empujan algo de la materia juntándola más a medida que viajan”, dijo Nikhil Padmanabhan, investigador de BOSS que recientemente se cambió del Berkeley Lab a la Universidad de Yale. “En el Universo primitivo, estas ondas se desplazaban a la mitad de la velocidad de la luz, pero cuando el Universo tenía sólo unos cientos de miles de años, se enfrió lo suficiente para detener las olas, dejando una marca de 500 millones de años luz de longitud.

“Podemos ver estas ondas congeladas en la distribución de las galaxias de hoy”, dijo Daniel Eisenstein de la Universidad de Arizona, Director del SDSS-III. “Mieidendo la longitud de las oscilaciones de bariones, podemos determinar cómo la energía oscura ha afectado a la historia de la expansión del Universo. A su vez, nos ayuda a entender qué podría ser la energía oscura”.

“Estudiar las oscilaciones de bariones es un método interesante para medir la energía oscura de una manera que es complementaria a las técnicas de la cosmología de supernovas “, dijo Kyle Dawson de la Universidad de Utah, que dirige la puesta en marcha de BOSS. Las mediciones de galaxias de BOSS conformarán un conjunto de datos revolucionario que proporcionará una visión más rica del Universo”, añadió Martin Blanco, científico del relevamiento BOSS del Berkeley Lab

Los primeros datos de BOSS fueron tomados después de muchas noches de nubes y lluvia. Los primeros datos procedían de una región del cielo en la constelación de Acuario, haciendo que el miembro del equipo Nic Ross hiciese una broma que la primera luz de BOSS fue el “amanecer de la Era de Acuario”, por la famosa canción de 5th Dimension de la década de 1960. Nic se ha unido recientemente al Berkeley Lab proveniente de la Universidad Estatal de Pennsylvania y explica, “parece que estoy en un primer mes de trabajo muy agitado, pero muy emocionante”.

Los espectrógrafos BOSS trabajarán con más de dos mil placas de metal de gran tamaño que se colocan en el plano focal del telescopio. Estas placas están perforadas con la ubicación precisa de casi dos millones de objetos en el cielo boreal. La fibra óptica se conecta a un millar de pequeños orificios llevando, en cada una de estas “placas de enchufe”,  la luz de cada galaxia o cuásar observado por los nuevos espectrógrafos de BOSS.

Utilizando estas placas de enchufe para la imagen de la primera luz debería haber sido fácil, pero no se dio como los astrónomos lo tenían planeado. “En nuestras primeras imágenes de prueba, parecía que habíamos acabado de tomar espectros al azar de todo”, dijo Schlegel. Después de algunos tirones de pelo, el problema resultó ser simple. “Después que intercambiamos los signos más por menos en el programa, todo funcionó perfectamente.”

Los primeros datos del SDSS-III ha hacerse públicos están previstos para diciembre de 2010, bajo la atenta mirada de Mike Blanton de la Universidad de Nueva York. “Poner datos astronómicos de alta calidad a disposición de todos en Internet sigue revolucionando la ciencia astronómica y la educación, aprovechando el talento no sólo de nuestro equipo, sino de todos los astrónomos y el público en general”. Mike explica que los datos originales del SDSS ya han sido utilizados por miles de trabajos de investigación.

“Esto continúa el legado del SDSS, uno de los estudios astronómicos más productivos ya realizados”, dijo Jim Gunn, de la Universidad de Princeton, a quien será otorgada, este mes, la Medalla Nacional de Ciencia del presidente Obama, por su trabajo pionero con el SDSS original.

“El liderazgo de esta nueva generación del SDSS ha pasado a los jóvenes científicos que hicieron la mayoría del trabajo duro en los SDSS I y II, y han hecho un trabajo maravilloso, rápido y bien. ¡Bravo!”

Más información en:

http://research.icg.port.ac.uk/

F. Ropke

Las explosiones conocidas como supernova tipo 1a han sido largamente utilizadas como “candelas estándares”, pues su brillo uniforme dio a los astrónomos un camino para medir distancias cósmicas y la expansión del Universo. Pero un nuevo estudio publicado en la edición de Nature del 12 de agosto de 2009 revela fuentes de variabilidad en las supernovas de tipo 1a, que deberán ser tenidas en cuenta si los astrónomos las usaren para mediciones más precisas en el futuro.

El descubrimiento de la energía oscura, una misteriosa fuerza que está acelerando la expansión del Universo, estuvo basado en observaciones de supernovas de tipo 1a. Pero, para probar la naturaleza de la energía oscura y determinar si ésta es constante o variable en el tiempo, los científicos deberán medir distancias cósmicas con mucha mayor precisión que la que tuvieron en el pasado.

“Con el comienzo de las próximas generaciones de experimentos cosmológicos, necesitaremos usar las supernovas de tipo 1a como medidas muy sensibles de distancias”, dijo el autor líder Daniel Kasen, miembro posdoctoral del Hubble, en la Universidad de California, Santa Cruz (UCSC). “Sabemos que no tienen todas el mismo brillo y tenemos formas de corregirlo, pero necesitamos saber si son diferencias sistemáticas que modificarían las mediciones de distancias. Por lo que este estudio exploró las causas de aquellas diferencias de brillo”.

Kasen y sus coautores – Fritz Ropke, del Instituto Max Planck para la Astrofísica en Garching, Alemania, y Stan Woosley, profesor de astronomía y astrofísica en UCSC – usaron supercomputadoras para correr docenas de simulaciones de supernovas tipo 1a. Los resultados indican que mucha de la diversidad observada es debida a la naturaleza caótica de los procesos involucrados y de la asimetría que resulta de las explosiones.

Para la mayoría, esta variabilidad no produciría errores sistemáticos en los estudios de mediciones, ya que los investigadores usan un gran número de observaciones y aplican correcciones estándares, dijo Kasen. El estudio encontró un pequeño pero fastidioso efecto que podría resultar de diferencias sistemáticas en la composición química de estrellas en diferentes tiempos en la historia del Universo. Pero los investigadores pueden usar los modelos por computadora para, además, caracterizar estos efectos y descubrir cómo corregirlos.

“Dado que estamos comenzando a comprender cómo trabajan las supernovas tipo 1a desde el principio, esos modelos pueden ser usados para refinar nuestras estimaciones de distancias y hacer mediciones más precisas de la tasa de expansión de Universo”.

Una supernova tipo 1a ocurre cuando una estrella enana blanca adquiere masa adicional por materia entregada desde una estrella compañera. Cuando ésta alcanza una masa crítica – 1,4 veces la masa del Sol, empaquetada en un objeto del tamaño de la Tierra – el calor y la presión, en el centro de la estrella, enciende una reacción de fusión nuclear incontrolable y la enana blanca explota. Puesto que las condiciones iniciales son casi las mismas en todos los casos, estas supernovas tienden a tener la misma luminosidad, y sus “curvas de luz” (cómo cambia la luminosidad con el tiempo) son predecibles.

Algunas son intrínsecamente más brillantes que otras, pero éstas estallan y se apagan más lentamente, y su correlación entre el brillo y el ancho de su curva de luz permite a los astrónomos aplicar una corrección para estandarizar sus observaciones. Así, los astrónomos pueden medir la curva de luz de una supernova tipo 1a, calcular su brillo intrínseco, y luego determinar cúan lejos está, dado que el brillo aparente disminuye con la distancia (igual que una lámpara aparece más tenue a la distancia que cuando está cerca).

Los modelos de computadora usados para simular estas supernovas en el nuevo estudio, están basados en los conocimientos teóricos actuales  de cómo y dónde comienzan los procesos de ignición dentro de la enana blanca y dónde ésta realiza la transición entre una suave combustión y una detonación explosiva.

“Dado que la ignición no ocurre en el centro muerto y dado que la detonación ocurre primero en algún punto cercano a la superficie de la enana blanca en explosión, las explosiones resultantes no son simétricamente esféricas,” explicó Woosley. “Esto sólo podría ser estudiado apropiadamente, usando cálculos multidimensionales.”

Estudios anteriores han usado modelos unidimensionales, en los cuales la explosión simulada es simétricamente esférica. Simulaciones multidimensionales requieren mucho más poder de cómputo, por lo que el grupo de Kasen corrió muchas de sus simulaciones en la poderosa supercomputadora Jaguar, del Laboratorio Nacional Oak Ridge, y también usaron supercomputadoras en el Centro de Cómputos de Investigaciones Científicas de Energía Nacional, en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley. Los resultados de los modelos bidimensionales son reportados en la revista Nature, y están realizando, actualmente, estudios tridimensionales.

Las simulaciones mostraron que la asimetría de las explosiones es un factor fundamental en la determinación del brillo de una supernova tipo 1a. “La razón de que estas supernovas no sean igualmente brillantes está muy ligada a esta quebradura de la simetría esférica”, dijo Kasen.

La fuente de variabilidad dominante es la síntesis de nuevos elementos durante las explosiones, la cual es sensible a diferencias en la geometría de las primeras chispas que encienden una reacción termonuclear en el corazón cocinado a fuego  lento de la enana blanca. El Níquel-56 es especialmente importante, porque el decaimiento radiactivo de este isótopo inestable crea el brillo remanente que los astrónomos son capaces de observar por meses o aun por años, luego de la explosión.

“Es el decaimiento del Níquel-56 lo que potencia la curva de luz. La explosión es completa en materia de segundos y, lo que vemos, es el resultado de cómo el Níquel calienta los residuos y cómo esos residuos irradian luz”, dijo Kasen.

Kasen descubrió el código de computación para simular este proceso de transferencia radiactiva, usando producción de explosiones simuladas para producir visualizaciones que pueden ser comparadas directamente a las observaciones astronómicas de supernovas.

La buena noticia es que la variabilidad vista en los modelos computados está de acuerdo con las observaciones de las supernovas tipo 1a. “Más importante, el ancho y el pico de luminosidad de la curva de luz están correlacionados y están de acuerdo con lo que los observadores han encontrado. Por lo que los modelos son consistentes con las observaciones en las cuales está basado el descubrimiento de la energía oscura”, dijo Woosley.

Otra fuente de variabilidad es que estas explosiones asimétricas lucen diferentes cuando se ven a diferentes ángulos. Esto puede suceder por diferencias en brillo de hasta el 20%, dijo Kasen, pero este efecto es al azar y crea dispersión en las mediciones que pueden ser estadísticamente reducidas observando un gran número de supernovas.

El potencial para desvíos sistemáticos viene principalmente de la variación de la composición química inicial de la estrella enana blanca. Los elementos más pesados son sintetizados durante las explosiones de supernovas, y el residuo de aquellas explosiones es incorporado en nuevas estrellas. Como resultado, las estrellas formadas recientemente contienen más elementos pesados (alta metalicidad, en la terminología de los astrónomos) que las estrellas formadas en el pasado distante.

“Ésta es la clase de cosas que esperamos desarrollar con el tiempo, por lo que si miramos a una estrella distante, correspondiente a los tiempos más tempranos de la historia del Universo, tenderemos a tener más baja metalicidad”, dijo Kasen. “Cuando calculamos el efecto de esto en nuestros modelos, encontramos que los errores resultantes de las mediciones de distancias serían del orden del 2% o menores”.

Los estudios futuros, usando simulaciones por computadora, permitirán a los investigadores caracterizar los efectos de tales variaciones con mayor detalle y limitar su impacto en futuros experimentos de la energía oscura, los cuales podrían requerir un nivel de precisión que harían inaceptables los errores del orden del 2%.

Más información en:

http://www.ucsc.edu/