Desde el espacio, Chajnantor y Paranal:
(17 de Mayo de 2018 - ESO /ESO - CA). Un equipo internacional de astrónomos ha utilizado los observatorios de ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) y del VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, y el efecto de "lente gravitacional" que ejerce un cúmulo de galaxias para determinar que la formación de estrellas en el Universo comenzó tan sólo 250 millones de años después del Big Bang. El descubrimiento se basa en la detección de oxígeno en el espectro de la galaxia más lejana observada por ALMA o el VLT: la galaxia MACS1149-JD1.
Imagen: Esta imagen, obtenida por el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA, muestra el cúmulo de galaxias MACS J1149.5+2223 distante 5 mil millones de años luz de nosotros cuya inmensa masa curva el espacio a su alrededor y enfoca hacia nosotros la luz distorcionada de galaxias aún más distantes; la imagen del recuadro corresponde a la galaxia MACS1149-JD1 observada con ALMA, 7 mil millones de años luz más lejana, imperceptible a simple vista y que se pudo detectar gracias a que su luz ha sido amplificada y distorcionada debido a el efecto de "lente gravitacional" que ejerce el cúmulo de galaxias más cercano. La distribución del oxígeno detectado con ALMA se representa en rojo. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NASA/ESA Hubble Space Telescope.
Los astrónomos detectaron, en un sector del cielo aparentemente vacío, un débil resplandor en ondas de luz submilimétricas generadas por oxígeno ionizado emitido por la galaxia en la longitud de onda de los 500 nanómetros correspondiente a la transición entre el azul y el verde en la luz visible.
Producto que la luz viaja a una velocidad finita y de la expansión del universo, la luz de los objetos más lejanos nos llega desplazada hacia ondas más largas, invisibles para el ojo humano pero detectables con instrumentos especiales sensibles a las ondas infrerrojas, submilimétricas o de radio. Ayudó en la detección de la luz de esta distante galaxia la presencia entre esta y nosotros del cúmulo de galaxias MACS J1149.5+2223 a 5 mil millones de años luz, que amplificó su luz permitiendo su detección y estudio.
Para el caso de la luz emitida galaxia MACS1149-JD1 cuando fue detectada en la tierra por ALMA, su longitud de onda era más de diez veces más larga que cuando se originó. El equipo infirió que la señal fue emitida hace 13.300 millones de años (o 500 millones de años después del Big Bang), convirtiéndolo en el oxígeno más distante jamás detectado por ningún telescopio [1]. La presencia de oxígeno es una señal de que debe haber habido generaciones anteriores de estrellas en esta galaxia.
“Me emocionó ver la señal de oxígeno distante en los datos de ALMA”, afirma Takuya Hashimoto, autor principal del nuevo artículo e investigador de la Universidad Osaka Sangyo y el Observatorio Astronómico Nacional de Japón. “Esta detección hace retroceder las fronteras del universo observable”.
Además del brillo del oxígeno captado por ALMA, el VLT (Very Large Telescope) de ESO también detectó una señal más débil de emisión de hidrógeno. La distancia a la galaxia, determinada a partir de esta observación, es consistente con la distancia de la observación del oxígeno. Esto hace de MACS1149-JD1 la galaxia más lejana con una medición precisa de la distancia y la galaxia más lejana jamás observada con ALMA o con el VLT.
“Vemos esta galaxia en un momento en el que el universo sólo tenía 500 millones de años y, sin embargo, ya tiene una población de estrellas maduras”, explica Nicolas Laporte, investigador de la University College de Londres (UCL, Reino Unido) y segundo autor del nuevo artículo. “Por lo tanto somos capaces de utilizar esta galaxia para estudiar un período anterior, completamente desconocido, de la historia cósmica”.
Tras el Big Bang, hubo un periodo durante el cual todavía no existía oxígeno en el universo; este fue creado por los procesos de fusión de las primeras estrellas y luego liberado al morir estas estrellas. La detección de oxígeno en MACS1149-JD1 indica que estas generaciones anteriores de estrellas ya se habían formado y había expulsado oxígeno apenas 500 millones de años después del comienzo del universo.
Pero, ¿cuándo tuvo lugar esta formación temprana de estrellas? Para averiguarlo, el equipo reconstruyó los inicios de la historia de MACS1149-JD1 utilizando datos infrarrojos tomados con el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA y el Telescopio Espacial Spitzer de NASA. Descubrieron que el brillo observado de la galaxia puede explicarse con un modelo en el que el inicio de la formación estelar comienza tan solo 250 millones de años después del comienzo del universo [2].
La madurez de las estrellas en MACS1149-JD1 plantea la pregunta de cuándo surgieron las primeras galaxias de la oscuridad total, una época que los astrónomos denominan, de forma romántica, como el "amanecer cósmico". Estableciendo la edad de MACS1149-JD1, el equipo ha demostrado, de forma efectiva, que hubo galaxias que existieron antes de las que podemos detectar de forma directa en la actualidad.
Richard Ellis, astrónomo senior en la UCL y coautor del artículo, concluye: “Determinar cuándo tuvo lugar el amanecer cósmico es el Santo Grial de la cosmología y el estudio de formación de galaxias. ¡Con estas nuevas observaciones de MACS1149-JD1 nos acercando a la posibilidad de ser testigos directos del nacimiento de la luz de las estrellas! Puesto que todos estamos hechos de material estelar procesado, esto es realmente encontrar nuestros propios orígenes”.
Los resultados aparecen en la revista Nature el 17 de mayo de 2018.
Notas:
[1] ALMA ha establecido varias veces el récord de detección del oxígeno más distante. En 2016, Akio Inoue (de la Universidad Osaka Sangyo) y sus colegas, utilizaron ALMA para detectar una señal de oxígeno emitida hace 13.100 millones de años. Varios meses más tarde, Nicolas Laporte (de la Universidad College de Londres), utilizó ALMA para detectar oxígeno de hace 13.200 millones años. Ahora, los dos equipos han unido esfuerzos y han logrado este récord, que corresponde a un desplazamiento al rojo de 9,1.
[2] Esto corresponde a un desplazamiento al rojo de alrededor de 15.
Desde Paranal:
(5 Abril 2018 - ESO /ESO - CA). Nuevas imágenes obtenidas con el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, y de otros telescopios, han permitido a los astrónomos encontrar los restos de una estrella entre los filamentos de gas que quedaron de una explosión de supernova ocurrida hace unos 2.000 años.
Imagen: Nubes brillantes de oxígeno y otros metales ionizados, remanentes de la explosión de una supernova ocurrida en la galaxia vecina Pequeña Nube de Magallanes. La imagen combina los datos del instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), instalado en el VLT (Very Large Telescope) y de los telescopios espaciales Hubble (Telescopio Espacial Hubble NASA/ESA) y el Observatorio Chandra de rayos X de la NASA. Se puede identificar la estrella de neutrones como el punto azul ubicado al centro del círculo rojo de gases incandecentes. (Haga click en la imagen para agrandar). Crédito: ESO.
Se utilizó el instrumento MUSE para establecer dónde se esconde este escurridizo objeto, y los datos del Observatorio de rayos X Chandra confirmaron su identidad: es una estrella de neutrones aislada y oculta en medio de una compleja maraña de filamentos gaseosos en la Pequeña Nube de Magallanes, a unos 200.000 años luz de la Tierra.
Nuevos datos del instrumento MUSE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, han revelado la existencia de un destacado anillo de gas en un sistema llamado 1E 0102.2-7219. Este anillo se expande lentamente en las profundidades de numerosos filamentos de gas y polvo, que se mueven a gran velocidad, y que son los restos de una explosión de supernova. Este descubrimiento ha permitido que un equipo, dirigido por Frédéric Vogt (miembro del programa “Fellow” de ESO en Chile), haya localizado, por primera vez, una estrella de neutrones aislada con bajo campo magnético y situada más allá de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
El equipo detectó que el anillo estaba centrado en una fuente de rayos X que había sido observada años antes y designada como p1. La naturaleza de esta fuente había seguido siendo un misterio. En particular, no estaba claro si p1 estaba realmente dentro del remanente o detrás de él. Finalmente, cuando MUSE observó el anillo de gas —que incluye neón y oxígeno— el equipo científico distinguió perfectamente que p1 estaba rodeada por un círculo. La coincidencia era demasiado grande, y se dieron cuenta de que p1 debía encontrarse en el interior del propio remanente de supernova. Una vez conocida la ubicación de p1, el equipo utilizó observaciones de este objeto en rayos X realizadas por el Observatorio Chandra de rayos X para determinar que se trataba de una estrella de neutrones aislada con un campo magnético bajo.
En palabras de Frédéric Vogt: “Si estás buscado una fuente puntual, lo mejor que te puede pasar es que el universo, literalmente, dibuje un círculo alrededor de él para mostrarte dónde has de buscar”. Cuando las estrellas masivas explotan como supernovas, dejan atrás una red cuajada de gas caliente y polvo, conocida como remanente de supernova. Estas turbulentas estructuras son clave para la redistribución de los elementos más pesados —fabricados por las estrellas masivas a medida que viven y mueren— en el medio interestelar, donde, con el tiempo, acabarán formando nuevas estrellas y planetas.
Imagen: Esta imagen de archivo del Observatorio Chandra de rayos X de la NASA, muestra la estrella de neutrones en medio de una compleja maraña de filamentos gaseosos. Es el punto azul justo debajo del centro es la primera estrella de neutrones identificada fuera de la Vía Láctea.
Las estrellas de neutrones aisladas con bajos campos magnéticos normalmente apenas tienen unos diez kilómetros de tamaño, pero pesan más que nuestro Sol y se cree que son abundantes a través del universo, aunque son muy difíciles de encontrar porque sólo brillan en longitudes de onda de rayos X [2]. El hecho de observaciones ópticas hayan permitido confirmar que p1 es una estrella de neutrones aislada resulta particularmente emocionante.
La coautora Liz Bartlett (también miembro del programa “Fellow” de ESO en Chile), resume este descubrimiento: “Este es el primer objeto de su clase confirmado más allá de la Vía Láctea, y ha sido utilizando MUSE como herramienta de guía. Creemos que esto podría abrir nuevos cauces de descubrimiento y estudio de estos escurridizos restos estelares”.
Notas:
[1] La imagen combina los datos del instrumento MUSE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, y de los telescopios espaciales Hubble (Telescopio Espacial Hubble NASA/ESA) y el Observatorio Chandra de rayos X de la NASA.
[2] Las estrellas de neutrones giratorias y altamente magnéticas se llaman púlsares. Emiten de forma potente en radio y en otras longitudes de onda y son fáciles de detectar, pero son sólo una pequeña fracción de todas las estrellas de neutrones cuya existencia se ha predicho.
Artículo científico (Science).
(17 Enero 2018 - ESO - CA). Utilizando el espectrómetro MUSE de ESO, instalado en la Unidad 4 del Very Large Telescope de Cerro Paranal, en Chile, un equipo de astrónomos ha descubierto una estrella en el cúmulo NGC 3201 que se comporta de un modo muy extraño. Parece estar orbitando un agujero negro invisible con cerca de cuatro veces la masa del Sol. Se trataría del primer agujero negro con masa estelar inactivo de este tipo detectado en un cúmulo globular.
Imagen arriba: El cúmulo globular NGC 3201 de la constelación austral de la Vela, imagen obtenida con el instrumento WFI, instalado en el Telescopio de 2,2 metros ESO/MPG, en La Silla.
Este cúmulo globular particular está situado a unos 16.000 años luz de distancia, hacia la constelación austral de la Vela. Los datos fueron obtenidos como parte del sondeo ESO Imaging Survey (EIS), un sondeo público llevado a cabo por ESO y por los estados miembros, en preparación para la primera luz del VLT.
Los cúmulos globulares de estrellas son enormes esferas de decenas de cientos de miles de estrellas que orbitan a la mayoría de las galaxias. Se encuentran entre los sistemas estelares más antiguos conocidos en el universo y datan de momentos muy cercanos al comienzo del crecimiento y evolución de la galaxia. Actualmente se sabe que más de 150 que orbitan alrededor de la Vía Láctea.
El equipo, dirigido por Benjamín Giesers de la Universidad Georgia Augusta de Gotinga, Alemania, descubrió que una de las estrellas [1] de NGC 3201 se comporta de un modo inusual: se mueve hacia atrás y hacia delante a unos 360 mil kilómetros por hora, con un patrón que se repite cada 167 días [2].
Giesers estaba intrigado por el comportamiento de la estrella: "Orbitaba alrededor de algo totalmente invisible que tenía una masa de más de cuatro veces la del Sol, ¡solo podía tratarse de un agujero negro! El primero de ellos encontrado en un cúmulo globular observando directamente su fuerza gravitacional".
Primera vez que se detecta un agujero negro inactivo en el corazón de un cúmulo globular, uno que, actualmente, no está tragando materia y no está rodeado por un disco brillante de gas.[5].
Debido a sus enormes masas y a su gran edad, se cree que estos cúmulos han producido un gran número de agujeros negros de masa estelar, creados a medida que las estrellas masivas del cúmulo explotaban y colapsaban a lo largo de la extensa vida del cúmulo [3][4].
El instrumento MUSE de ESO proporciona a los astrónomos una capacidad única para medir los movimientos de miles de estrellas lejanas al mismo tiempo.
De las propiedades de la estrella observadas se ha determinado que tiene 0,8 veces la masa de nuestro Sol, y la masa del agujero negro se ha calculado en alrededor de 4,36 veces masa del Sol [6].
Las recientes detecciones de fuentes de radio y de rayos X en cúmulos globulares, así como la detección en 2016 de señales de ondas gravitacionales producidas por la fusión de dos agujeros negros de masa estelar, sugiere que estos agujeros negros, relativamente pequeños, puede ser más comunes de lo que se pensaba en cúmulos globulares.
Giesers concluye: "Hasta hace poco se suponía que casi todos los agujeros negros desaparecerían de los cúmulos globulares después de poco tiempo y que sistemas como este ¡ni siquiera deberían existir! Pero, claramente, este no es el caso. Nuestro descubrimiento es la primera detección directa de los efectos gravitacionales de un agujero negro de masa estelar en un cúmulo globular. Este descubrimiento nos ayuda a comprender la formación de cúmulos globulares y la evolución de los agujeros negros y los sistemas binarios, vital en el contexto de la comprensión de fuentes de ondas gravitacionales".
Imagen arriba: Esta carta celeste muestra la constelación sureña de Vela (Parte del barco Argo) y marca la mayoría de las estrellas visibles a simple vista en una noche oscura. El cúmulo globular NGC 3201 está marcado con un círculo rojo. Este grupo se puede ver con binoculares y se resuelve en muchas estrellas débiles con un telescopio aficionado de tamaño moderado.
Notas
[1]: La estrella descubierta es una estrella de secuencia principal apagada, lo que significa que está al final de la fase de secuencia principal de su vida. Al agotar su suministro de hidrógeno principal, va camino de convertirse en una gigante roja.
[2]: Actualmente se está llevando a cabo un estudio profundo de 25 cúmulos globulares alrededor de la Vía Láctea con el instrumento MUSE de ESO con el apoyo del consorcio MUSE. Proporcionará a los astrónomos espectros de entre 600 y 27.000 estrellas de cada cúmulo. El estudio incluye el análisis de la "velocidad radial" de estrellas individuales (la velocidad a la que se alejan y se acercan a la Tierra en la línea de visión del observador). Con las medidas de la velocidad radial pueden determinarse las órbitas de las estrellas, así como las características de cualquier objeto masivo que pueden estar en órbita.
[3] En ausencia de continua formación estelar, como es el caso de cúmulos globulares, los agujeros negros de masa estelar pronto se convierten en los objetos más masivos presentes. En general, los agujeros negros de masa estelar en cúmulos globulares son unas cuatro veces tan masivos como las estrellas de baja masa de su alrededor. Teorías recientes han concluido que los agujeros negros forman un denso núcleo dentro del cúmulo, que entonces se separa del resto del material globular. Se cree que los movimientos en el centro del cúmulo eyectan y expulsan a la mayoría de los agujeros negros, lo cual significa que, tras unos miles de millones de años, solo quedarían unos pocos.
[4] Los agujeros negros de masa estelar — en inglés también conocidas como “collapsars” — se forman cuando mueren estrellas masivas, colapsando bajo su propia gravedad y explotando como hipernovas de gran alcance. Lo que queda es un agujero negro con la mayor parte de la masa de la estrella anterior, que puede ir desde un par de veces la masa de nuestro Sol hasta varias decenas de veces su masa.
[5] Como la luz no es capaz de escapar de los agujeros negros debido a la enorme gravedad de estos últimos, el principal método para detectarlos es mediante observaciones de emisiones de ondas de radio o de rayos X procedentes del material caliente que los rodea. Pero cuando un agujero negro no está interactuando con la materia caliente y, por tanto, no acumula masa o emite radiación, como en este caso, el agujero negro está "inactivo" y resulta invisible, por lo que se requiere otro método de detección.
[6] Dado que el objeto no luminoso de este sistema binario no puede observarse directamente, hay alternativas, aunque mucho menos convincentes, para explicar de qué podría tratarse. Tal vez sea un sistema estelar triple formado por dos estrellas de neutrones, fuertemente unidas, siendo la estrella observada la que orbita alrededor de ellas. Este escenario requeriría que cada estrella estrechamente unida tuviese, al menos, dos veces la masa de nuestro Sol, un tipo de sistema binario jamás observado con anterioridad.
(16 Octubre 2017 - ESO /Carnegie - CA). >Una batería de telescopios de Las Campanas y ESO, en Chile, ha detectado la primera contraparte visible de una fuente de ondas gravitacionales. Estas observaciones históricas sugieren que este objeto único es el resultado de una fusión de dos estrellas de neutrones. Las secuelas cataclísmicas de este tipo de fusión — eventos predichos hace mucho y llamados kilonovas — dispersan en el universo elementos pesados como el oro y el platino. Este descubrimiento, publicado en varios artículos en la revista Nature y en otras publicaciones, también ofrece la evidencia más sólida obtenida hasta ahora de que los estallidos de rayos gamma de corta duración son generados por la fusión de estrellas de neutrones.
Imagen: Ilustración de la fusión de dos estrellas de neutrones. Crédito: Ilustración Carnegie. (Haga click en la imagen para agrandar).
El 17 de agosto de 2017, LIGO ( Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, observatorio de ondas gravitacionales de interferómetro láser), de la NSF en los Estados Unidos, junto con el Interferómetro VIRGO, en Italia, detectaron ondas gravitacionales pasando por la Tierra. Este evento, el quinto detectado de su tipo, fue bautizado como GW170817. Unos dos segundos más tarde, dos observatorios espaciales, Fermi ( Fermi Gamma-ray Space Telescope, telescopio espacial de rayos gamma) de la NASA, e INTEGRAL ( INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory, laboratorio de astrofísica de rayos gamma internacional) de la ESA, detectaron un breve estallido de rayos gamma
en la misma zona del cielo.El primero en anunciar que había visto un nuevo punto de luz fue el Telescopio Swope de 1 metro de Las Campanas, de la Carnegie Institution. Apareció muy cerca de NGC 4993, una galaxia lenticular
en la constelación de Hidra, y lPor primera vez, los astrónomos han observado tanto ondas gravitacionales como luz (radiación electromagnética) procedentes del mismo evento gracias a un esfuerzo de colaboración global y a una rápida reacción tanto de las instalaciones de ESO como de otras instalaciones internacionales.
Imagen arriba: Imagen de la kilonova, señalada por la flecha roja, junto a la galaxia lenticular NGC 4993 en la constelación de Hidra. A la derecha se muestran las imágenes tomadas por diferentes instrumentos en distintas longitudes de onda. Crédito: ESO. (Haga click en la imagen para agrandar).
La red del observatorio avanzado LIGO-Virgo ubicó la fusión dentro de una gran región del cielo austral, de unos 30 grados cuadrados, del tamaño de varios cientos de lunas llenas, que contiene millones de estrellas [1]. A medida que caía la noche sobre Chile, muchos telescopios estudiaron detenidamente esa zona del cielo en busca de nuevas fuentes. Eso incluyó a los telescopios VISTA ( Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) y al telescopio de sondeo del VLT (VST), ambos en el Observatorio Paranal, el telescopio italiano REM ( Rapid Eye Mount), en el Observatorio la Silla de ESO, el Telescopio de 0.4 metros LCO, en el Observatorio Las Cumbres, y el americano DECcam, en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo. Las observaciones de VISTA señalaron claramente esta fuente en longitudes de onda infrarrojas casi al mismo tiempo. Dado que la noche se movía hacia el oeste, los telescopios de la isla de Hawái Pan-STARRS y Subaru también la captaron y observaron su rápida evolución.
"Hay ocasiones excepcionales en las que, quienes nos dedicamos a la ciencia, tenemos la oportunidad de presenciar el principio de una nueva era", afirmó Elena Pian, astrónoma del INAF (Italia) y autora principal de uno de los artículos de la revista Nature. "¡Esta es una de ellas!".
ESO puso en marcha uno de las mayores campañas de observación de “eventos impredecibles” (ToO, Target of Opportunity, en inglés) jamás creadas y muchos telescopios, tanto de ESO como de colaboradores de ESO, observaron el objeto durante las semanas que siguieron a la detección [2]. El >VLT (Very Large Telescope) de ESO, el NTT (New Technology Telescope), el VST (VLT Survey Telescope), el Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros y ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) [3], todos observaron el evento y sus efectos en una amplia gama de longitudes de onda. Unos 70 observatorios de todo el mundo observaron también este evento, incluyendo el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA.
Las estimaciones de distancia de los datos recogidos tanto en ondas gravitacionales como en las demás observaciones concuerdan con que GW170817 está a la misma distancia que NGC 4993, a unos 130 millones años luz de la Tierra. Esto hace que la fuente sea tanto el evento de ondas gravitacionales como la explosión de rayos gamma más cercanos detectados hasta ahora [4].
Las ondas en el espacio-tiempo, conocidas como ondas gravitacionales, son creadas por masas en movimiento, pero, actualmente, sólo pueden detectarse las más intensas, generadas por los rápidos cambios de velocidad de objetos muy masivos. Un evento de este tipo es la fusión de estrellas de neutrones, núcleos extremadamente densos de estrellas muy masivas que colapsan tras explotar como supernovas [5]. Hasta ahora, estas fusiones han sido la principal hipótesis para explicar los estallido de rayos gamma cortos. Se espera que, a este tipo de evento, le siga un evento explosivo (conocido como kilonova) 1.000 veces más brillante que la típica nova.
Las detecciones casi simultáneas de las ondas gravitacionales y los rayos gamma de GW170817 hace que se tengan esperanzas de que este objeto sea un ejemplar de la tan buscada kilonova, y las observaciones llevadas a cabo con instalaciones de ESO han revelado propiedades notablemente cercanas a las predicciones teóricas. Hace más de 30 años que se postuló la existencia de las kilonovas, pero esta es la primera observación confirmada.
Tras la fusión de dos estrellas de neutrones, una explosión de elementos químicos pesados radiactivos de rápida expansión se alejó de la kilonova a una quinta parte de la velocidad de la luz. El color de la kilonova cambió de muy azul a muy roja durante los días posteriores, el cambio más rápido observado en explosiones estelares.
"Cuando el espectro apareció en nuestras pantallas me di cuenta de que se trataba del evento transitorio más inusual que había visto nunca”, comentó Stephen Smartt, quien dirigió las observaciones con el NTT de ESO como parte del programa de observación ePESSTO (Public ESO Spectroscopic Survey of Transient Objects, sondeo espectroscópico de objetos transitorios público de ESO). "Nunca había visto nada igual. Nuestros datos, junto con los de otros grupos, demostraron a todos que esto no era una supernova o una estrella variable de primer plano, sino algo mucho más extraordinario".
Los espectros de ePESSTO y del instrumento X-shooter, instalado en el VLT, sugieren la presencia de cesio y telurio expulsado de las estrellas de neutrones en fusión. Estos y otros elementos pesados, producidos durante la fusión de las estrellas de neutrones, serían lanzados al espacio por la posterior kilonova. Estas observaciones enlazan la formación de elementos más pesados que el hierro mediante reacciones nucleares dentro de objetos estelares de alta densidad, conocidos como proceso r de captura neutrónica, algo que hasta ahora solo se había teorizado.
"Los datos que tenemos hasta ahora encajan de forma increíble con la teoría. Es un triunfo para los teóricos, una confirmación de que los eventos de LIGO-VIRGO son absolutamente reales y un logro para ESO por haber reunido un sorprendente conjunto de datos sobre la kilonova", añade Stefano Covino, autor principal de uno de los artículos para la revista Nature Astronomy.
Andrew Levan, autor principal de uno de los artículos, concluye, "La gran fuerza de ESO es que tiene una amplia gama de telescopios e instrumentos para hacer frente a grandes y complejos proyectos astronómicos, incluso para eventos impredecibles y con cortos plazos de tiempo. ¡Hemos entrado en una nueva era de la astronomía multimensajero!".
Notas
[1] La detección de LIGO–Virgo localizó la fuente en un área del cielo de unos 35 grados cuadrados.
[2] La galaxia sólo es observable en agosto al atardecer y, por aquel entonces, estaba demasiado cerca del Sol en el cielo para poder ser observada en septiembre.
[3] En el VLT, las observaciones se hicieron con el espectrógrafo X-shooter, instalado en la Unidad de Telescopio 2 (UT2); FORS2 (Focal Reducer and low dispersión Spectrograph 2) y CONICA (Nasmyth Adaptive Optics System (NAOS) – Near-Infrared Imager and Spectrograph (CONICA) (NACO), en la Unidad de Telescopio 1 (UT1); VIMOS (VIsible Multi-Object Spectrograph ) y VISIR (VLT Imager and Spectrometer for mid-Infrared), instalados en la Unidad de Telescopio 3 (UT3); y MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) y HAWK-I (High Acuity Wide-field K-band Imager) en la Unidad de Telescopio 4 (UT4). El VST observe usando la cámara OmegaCAM y VISTA observó con VIRCAM (VISTA InfraRed CAMera). A través del programa ePESSTO, el NTT recogió espectros visibles con el espectrógrafo EFOSC2 (ESO Faint Object Spectrograph and Camera 2 y espectros infrarrojos con el espectrógrafo SOFI (Son of ISAAC). El Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros observó usando el instrumento GROND (Gamma-ray Burst Optical/Near-infrared Detector).
[4] La distancia comparativamente pequeña entre la Tierra y la fusión de estrellas de neutrones, 130 millones de años luz, hizo posibles las observaciones, ya que la fusión de estrellas de neutrones crea ondas gravitacionales más débiles que la fusión de agujeros negros, que fue probablemente el caso en las primeras cuatro detecciones de ondas gravitacionales.
[5] Cuando dos estrellas de neutrones se orbitan mutuamente en un sistema binario, pierden energía emitiendo ondas gravitacionales. Se van acercando hasta que, cuando finalmente se encuentran, parte de la masa del remanente estelar se convierte en energía en un violento estallido de ondas gravitacionales, tal como describe la famosa ecuación de Einstein E=mc2.
Esta investigación fue presentada en una serie de artículos científicos que aparecen en las revistas Nature, Nature Astronomy y Astrophysical Journal Letters.
(21 Septiembre 2017 - ESO - CA). En la débil constelación austral de Antlia (la Máquina Neumática) el atento observador con binoculares detectará una estrella muy roja, cuyo brillo varía ligeramente de una semana a otra. Esta estrella fuera de lo común se llama U Antliae y nuevas observaciones con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) están revelando una envoltura esférica notablemente delgada en torno a esta.
Imagen: Esta imagen de ALMA revela la fina estructura de la burbuja de gases y polvo expulsados por U Antliae. Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / F. Kerschbaum.
U Antliae [1] es una estrella gigante roja rica en carbono, evolucionada, fría y luminosa, de la rama asintótica gigante, es decir que luego de haber quemado sus reservas de hidrógeno va en camino a transformarse en una enana blanca. Hace unos 2.700 años atrás, U Antliae pasó por un corto período de rápida pérdida de masa, posiblemente causado por la ignición del helio acumulado en su interior. Durante este período de unos cientos de años donde la temperatura en su centro aumentó brúscamente, el material que constituía la envoltura observada por ALMA fue expulsada a gran velocidad. Un análisis más detallado de esta envoltura, también muestra evidencias de delgadas y menudas nubes de gas, conocidas como subestructuras filamentosas.
Lograr esta espectacular vista fue posible dada la capacidad única para crear imágenes nítidas a múltiples longitudes de onda que proporciona el radiotelescopio ALMA, ubicado en el llano de Chajnantor, en el desierto de Atacama, Chile. ALMA puede ver una estructura mucho más fina de la envoltura de U Antilae, con respecto a lo que se había podido realizar anteriormente con telescopios de luz visible.
Los nuevos datos de ALMA no son solo una imagen; ALMA produce un conjunto de datos tridimensionales (un cubo de datos) y cada parte es observada en una longitud de onda ligeramente diferente. Esto es el efecto Doppler, que significa que distintas porciones del cubo de datos muestran imágenes del gas moviéndose a distintas velocidades acercándose o alejándose del observador. La envoltura es notable por ser simétricamente esférica y muy fina. Al visualizar las distintas velocidades podemos dividir esta burbuja cósmica en partes virtuales, tal como lo hacemos en la tomografía por computador o con el cuerpo humano.
Entender la composición química de las envolturas y atmósferas de estas estrellas, y cómo estas envolturas se forman por la pérdida de masa, es importante para comprender apropiadamente cómo evolucionan las estrellas en el Universo primitivo, y también cómo evolucionaron las galaxias. Las envolturas tales como la que rodea a U Antliae muestran una rica variedad de compuestos químicos en base a carbono y otros elementos. También ayudan a reciclar la materia y enriquecer las nubes interestelares proporcionando hasta el 70% del polvo entre las estrellas que podría pasar a formar nuevas estrellas con sistemas planetarios.
Notas
[1]: El nombre U Antliae refleja el hecho de que esta es la cuarta estrella que cambia su brillo en la constelación de Antlia (la Máquina Neumática).
(06 Agosto 2017 - ESO - CA). A simple vista, la famosa y brillante estrella Antares (El Anti-Ares, el rival de Marte.) refulge en fuertes tonos rojos en el corazón de la constelación de Escorpio. Es una inmensa estrella supergigante roja, con un radio aproximadamente 883 veces mayor que el de nuestro Sol y que puesta en el lugar de nuestra estrella llegaría hasta el Cinturón de Asteroides. Su superficie es relativamente fría y se encuentra en las últimas etapas de su vida, camino de convertirse en una supernova [1].
Imagen: Esta ilustración muestra las turbulencias del gas caliente y frío de la cromósfera de la estrella supergigante roja Antares en la constelación de Escorpio. Fue realizada utilizando el interferómetro del VLT (VLTI, Very Large Telescope Interferometer) de ESO en el Observatorio de Paranal, Chile. Crédito: ESO/M. Kornmesser.
Ahora, un equipo de astrónomos, dirigido por Keiichi Ohnaka, de la Universidad Católica del Norte (Chile), ha utilizado el VLTI (el interferómetro del VLT, Very Large Telescope de ESO), instalado en el observatorio de cerro Paranal en Chile, para cartografiar la superficie de Antares y medir los movimientos del material superficial. Es (sin contar a nuestro Sol) la mejor imagen de la superficie y la atmósfera de una estrella que se haya obtenido hasta ahora.
El VLTI es una instalación única que puede combinar la luz de hasta cuatro telescopios, ya sean las Unidades de Telescopio de 8,2 metros o los Telescopios Auxiliares, más pequeños, para crear un telescopio virtual, equivalente a uno con un solo espejo de hasta 200 metros. Esto permite resolver detalles finos más allá de lo que puede verse con un solo telescopio.
"Durante la última mitad del siglo, ha sido complicado saber cómo pierden su masa de una forma tan rápida estrellas que, como Antares, están en la fase final de su evolución", afirmó Keiichi Ohnaka, quien también es el autor principal del artículo. "El VLTI es la única instalación que podía permitirnos medir directamente los movimientos del gas en la atmósfera de Antares, un paso crucial para aclarar este problema. El próximo desafío es identificar qué es lo que está impulsando los movimientos turbulentos".
Con los nuevos resultados, el equipo ha creado el primer mapa de dos dimensiones de la velocidad de la atmósfera de una estrella que no es el Sol. Lo hicieron utilizando el VLTI con tres de los Telescopios Auxiliares y un instrumento llamado AMBER para hacer imágenes individuales de la superficie de Antares sobre un rango pequeño de longitudes de onda infrarrojas. Luego, el equipo utilizó estos datos para calcular la diferencia entre la velocidad de los gases atmosféricos en diferentes posiciones en la estrella y la velocidad media de toda la estrella [2]. Esto dio lugar a un mapa de la velocidad relativa de los gases atmosféricos a través de todo el disco de Antares: el primero jamás creado para una estrella que no fuera el Sol.
Observaron la estrella con espectrómetros ultravioleta y óptico, detectando manchas brillantes en la atmósfera que fueron captadas con imágenes interferométricas. Sobre la fotósfera se extiende la atmósfera molecular exterior hasta dos veces el radio estelar. Más allá, en la cromósfera coexisten regiones de gas caliente (5.000–8.000 K) y frio (<3.500 K) hasta 3 radios estelares.
Los astrónomos detectaron gas turbulento y de baja densidad mucho más alejado de la estrella que lo predicho y concluyeron que el movimiento no podría ser resultado de la convección [3], la cual transfiere radiación desde el núcleo hacia la atmósfera exterior de muchas estrellas. Entienden que, para explicar estos movimientos en la atmósfera extendida de supergiantes rojas como Antares, sería necesario encontrar nuevas explicaciones.
"En el futuro, esta técnica de observación se puede aplicar a diferentes tipos de estrellas para estudiar sus superficies y atmósferas con un detalle sin precedentes. Hasta ahora, esto se había limitado solo al Sol", concluye Ohnaka. “Nuestro trabajo lleva a la astrofísica estelar a una nueva dimensión y abre una ventana completamente nueva para observar estrellas”.
Ubicación de Antares:
Ascención Recta: 16h 29m 24s
Declinación: -26° 25' 55s
Notas:
[1] Antares es considerada por los astrónomos como una supergigante roja. Estas grandes estrellas moribundas tienen en su origen entre nueve y 40 veces la masa del Sol. Cuando una estrella se convierte en una supergigante roja, su atmósfera se dilata, haciéndose inmensamente más grande y luminosa, pero de baja densidad. Antares tiene ahora una masa de 12 veces la del Sol y un diámetro aproximadamente 883 veces más grande que el del Sol. Se cree que se inició con una masa de unas 15 veces la del Sol y ha expulsado el equivalente a tres masas solares de material durante su vida.
[2] La velocidad del material que se acerca o se aleja de la Tierra se puede medir por el efecto Doppler, que desplaza las líneas espectrales bien hacia el extremo rojo o bien hacia el extremo azul del espectro, dependiendo de si el material de emisión o absorción de luz se aleja o se acerca al observador.
[3] La convección es el proceso mediante el cual el material frío se mueve hacia abajo y material caliente se mueve hacia arriba en un patrón circular. En la Tierra, el proceso ocurre en las corrientes de la atmósfera y del océano, pero también desplaza el gas en el interior de las estrellas.
(16 Junio 2017 - ALMA - CA). Utilizando la potencia del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), ubicado en Chile, dos equipos de astrónomos han detectado isocianato de metilo [1], una molécula orgánica compleja prebiótica, en el sistema estelar múltiple IRAS 16293-2422
. Es la primera vez que se detecta esta molécula en protoestrellas de tipo solar, el tipo de estrella a partir de la cual evolucionó nuestro Sistema Solar. El descubrimiento podría ayudar a los astrónomos a comprender cómo surgió la vida en la Tierra.Imagen: ALMA ha observado estrellas como el Sol en una etapa muy temprana de su formación y ha descubierto rastros de isocianato de metilo, un elemento químico básico para la vida.
"¡Este sistema sigue sorprendiéndonos! Tras el descubrimiento de los azúcares (en este mismo sistema), ahora hemos encontrado isocianato de metilo. Esta familia de moléculas orgánicas está implicada en la síntesis de péptidos
y aminoácidos, que, en forma de proteínas, son la base biológica para la vida tal y como la conocemos", explican Niels Ligterink y Audrey Coutens [2].Las capacidades de ALMA permitieron a ambos equipos observar la molécula en varias longitudes de onda de radio diferentes [3]. Encontrando las huellas químicas distintivas de esta molécula en las cálidas y densas regiones interiores de la envoltura de polvo y gas que rodea a las estrellas jóvenes en sus primeras etapas de evolución. Cada equipo identificó el isocianato de metilo, una molécula orgánica compleja [4]. Luego continuaron el desarrollo de la investigación con modelos químicos computacionales y experimentos de laboratorio para refinar nuestro entendimiento del origen de la molécula [5].
Imagen: Isocianato de metilo, una molécula orgánica compleja prebiótica. El descubrimiento podría ayudar a los astrónomos a comprender cómo surgió la vida en la Tierra. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2/L. Calçada. (Haga click en la imagen para agrandar).
IRAS 16293-2422 es un sistema múltiple de estrellas muy jóvenes que se encuentra a unos 400 años luz de distancia, en una gran región de formación estelar llamada Ro Ofiuco en la constelación de Ofiuco (el Portador de la Serpiente). Los nuevos resultados de ALMA muestran que gas de isocianato de metilo rodea a cada una de estas estrellas jóvenes.
La Tierra y los demás planetas de nuestro Sistema Solar se formaron a partir del material de un disco protoestelar semejante. Por tanto, estudiar protoestrellas de tipo solar, puede ayudar a los astrónomos a comprender el pasado, permitiéndoles observar condiciones similares a las que condujeron a la formación de nuestro Sistema Solar hace más de 4.500 millones de años.
Rafael Martín-Doménech y Víctor M. Rivilla, autores principales de uno de los artículos, comentan: "Estamos especialmente emocionados con el resultado porque estas protoestrellas son muy similares al Sol al principio de su vida, con las condiciones adecuadas para que se formen planetas del tamaño de la Tierra. Ahora, con el descubrimiento de moléculas prebióticas en este estudio, contamos con otra pieza del rompecabezas que nos ayudará a comprender cómo surgió la vida en nuestro planeta".
Niels Ligterink afirmó: "Además de detectar moléculas, también queremos entender cómo se forman. Nuestros experimentos de laboratorio muestran que, en efecto, el isocianato de metilo puede formarse sobre partículas heladas bajo condiciones muy frías, similares a las del espacio interestelar. Esto implica que es muy probable que esta molécula y, por tanto, la base para los enlaces peptídicos, esté presente cerca de la mayor parte de las estrellas jóvenes de tipo solar".
Imagen: Este mapa celeste muestra la ubicación de la región de formación estelar Rho Ophiuchi en la constelación de Ofiuco (El Portador de la Serpiente). La estrella Rho Ophiuchi, que da nombre a la región, está señalada con la letra griega rho (?). La posición de IRAS 16293-2422, una joven estrella binaria con masa similar a la del Sol, está marcada con un círculo rojo. (Crédito: ESO, IAU y Sky&Telescope.)
Notas:
[1] En astroquímica, una molécula orgánica compleja se define como formada por seis o más átomos, siendo al menos uno de los átomos de carbono. El isocianato de metilo contiene átomos de carbono, hidrógeno, nitrógeno y oxígeno en la configuración química CH3NCO. Esta sustancia, altamente tóxica, fue la causa principal de muerte tras el trágico accidente industrial de Bhopal en 1984.
[2] El sistema fue estudiado previamente por ALMA en 2012, descubriendo que contiene glicoaldehído (la molécula más simple relacionada con el azúcar), otro ingrediente para la vida.
[3] El equipo dirigido por Rafael Martín-Doménech utilizó tanto datos nuevos como datos de archivo de la protoestrella, obtenidos en una amplia gama de longitudes de onda con los receptores de las bandas 3, 4 y 6 de ALMA. Niels Ligterink y sus colegas utilizaron datos del sondeo PILS (Protostellar Interferometric Line Survey) de ALMA, que tiene como objetivo trazar la complejidad química de IRAS 16293-2422 obteniendo imágenes de todo el rango de longitud de onda que cubre la banda 7 de ALMA a muy pequeñas escalas, equivalentes al tamaño de nuestro Sistema Solar.
[4] Los equipos llevaron a cabo el análisis espectrográfico de la luz de la protoestrella para determinar los componentes químicos. La cantidad de isocianato de metilo que detectaron — la abundancia — con respecto al hidrógeno molecular y otros trazadores es comparable a las detecciones anteriores alrededor de dos protoestrellas de alta masa (es decir, dentro de los núcleos moleculares calientes masivos de Orión KL y Sagitario B2 norte).
[5] El equipo de Martín-Doménech modeló la química gas-grano de la formación del isocianato de metilo. La cantidad de moléculas observada podría explicarse por la química en la superficie de los granos de polvo en el espacio, seguida por las reacciones químicas en fase gaseosa. Por otra parte, el equipo de Ligterink demostró que la molécula puede formarse a temperaturas interestelares extremadamente frías, hasta 15 Kelvin (-258 °C), utilizando experimentos criogénicos de ultra alto vacío en su laboratorio de Leiden.
Información adicional
Este trabajo se ha presentado en dos artículos científicos: “First Detection of Methyl Isocyanate (CH3NCO) in a solar-type Protostar”, por R. Martín-Doménech et al., y “The ALMA-PILS survey: Detection of CH3NCO toward the low-mass protostar IRAS 16293-2422 and laboratory constraints on its formation”, por N. F. W. Ligterink et al. Ambos artículos aparecen en el mismo número de la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Un equipo está codirigido por Rafael Martín-Doménech, del Centro de Astrobiología en Madrid (España) y Víctor M. Rivilla, del INAF-Observatorio Astrofísico de Arcetri, en Florencia (Italia); y el otro por Niels Ligterink, del Observatorio de Leiden (Países Bajos) y Audrey Coutens, del University College London (Reino Unido).
