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OBSERVAN INTERACCIÓN ENTRE DISCO PROTOPLANETARIO Y PLANETAS

(Febrero 2106) Nuevas observaciones con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) del disco que rodea a una joven estrella menos masiva que el Sol, confirman teorías sobre la interacción entre discos y planetas recién formados. Un equipo de astrónomos liderados por Héctor Cánovas de la Universidad de Valparaíso y del núcleo Milenio de Discos Protoplanetarios (MAD) observaron el anillo de polvo posiblemente esculpido por planetas en formación alrededor de la estrella Sz 91, a unos 650 años luz de la Tierra.

Los resultados obtenidos muestran el primer disco en torno a una estrella menor que la nuestra –tiene solo la mitad de la masa de nuestro Sol– que presenta de forma simultánea una migración de granos de polvo desde las zonas externas y signos evidentes de la interacción entre jóvenes planetas con el disco en la zona interior.

Nebulosa de reflexión:

ESTUDIAN BRILLANTE NACIMIENTO ESTELAR

Estrella bebé hace brillar la nube que la rodea.

(10 de Febrero, 2016 - ESO) Una estrella recién formada ilumina las nubes de gases y polvo cósmicas circundantes en esta nueva imagen del Observatorio La Silla de ESO, en Chile. Las partículas de polvo que se encuentran en las inmensas nubes que rodean a la estrella HD 97300 dispersan su luz (como lo haría la niebla envolvente con la luz de los faros de un coche), creando la nebulosa de reflexión IC 2631. Aunque, por el momento, la estrella HD 97300 es el foco de atención, el mismo polvo que al brillar nos permita saber de ella, anuncia el probable nacimiento de nuevas estrellas que podrían quitarle su protagonismo.

La brillante región de esta nueva imagen obtenida con el Telescopio MPG/ESO de 2,2 metros es una nebulosa de reflexión conocida como IC 2631. Estos objetos son nubes de polvo cósmico que reflejan la luz de una estrella cercana en el espacio, creando un impresionante espectáculo de luz como el que se ha captado en esta imagen. IC 2631 es la nebulosa más brillante del complejo Chamaeleon (el camaleón), una extensa región de nubes de gas y polvo que alberga numerosas estrellas recién nacidas y otras aún en formación. El complejo se encuentra a unos 500 años luz de distancia, en la constelación meridional de Chamaeleon.

IC 2631 es iluminada por la estrella HD 97300, una de sus vecinas más jóvenes, así como una de las más masivas y brillantes. Esta región está llena de materia prima para fabricar estrellas, lo cual se hace evidente por la presencia de nebulosas oscuras visibles en esta foto encima y debajo de IC 2631. Las nebulosas oscuras tienen tanta densidad de gas y polvo que impiden el paso de la luz de las estrellas del fondo.

A pesar de su presencia dominante, el protagonismo de HD 97300 debe verse en perspectiva. Es una estrella T Tauri, la etapa visible más joven de estrellas relativamente pequeñas. A medida que estas estrellas maduran y alcanzan la edad adulta, pierden masa y se encogen. Pero durante la fase de T Tauri estas estrellas aún no se han contraído al tamaño más modesto que mantendrán durante miles de millones de años como estrellas de secuencia principal.

Estas estrellas nacientes ya tienen temperaturas superficiales similares a las que tendrán en su fase de secuencia principal y, por consiguiente, dado que los objetos en fase T Tauri son, en esencia, enormes versiones de sí mismos en el futuro, se ven más brillantes en su juventud de tamaño abultado que en la madurez. Todavía no han comenzado a fusionar hidrógeno en helio en sus núcleos, como las estrellas normales de secuencia principal, pero están empezando a flexionar sus músculos térmicos al generar calor a partir de la contracción.

Las nebulosas de reflexión, como esta generada por HD 97300, simplemente dispersan la luz de las estrellas de nuevo hacia el espacio. La luz estelar más energética, como la radiación ultravioleta que emana de estrellas jóvenes muy calientes, puede ionizar el gas cercano, haciendo que emita luz propia. Estas nebulosas de emisión indican la presencia de estrellas más calientes y potentes que, en su madurez, pueden observarse a través de miles de años luz. HD 97300 no es tan potente y su protagonismo está destinado a no durar en el tiempo.


Carta celeste de la región alrededor de la nebulosa IC 2631, en Camaleón, cerca del Polo Sur Celeste. Crédito: ESO.

Ubicación:
AR: 11h 09m 52s
Dec: -76° 36' 57?
Magnitud visual: 9



AVISO:


Polvo sobredimensionado:

OBSERVAN A ESTRELLA GIGANTE EXPULSANDO MATERIA

Una estrella gigante, sorprendida mientras adelgazaba.

(25 de Noviembre, 2015 - ESO) Utilizando el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, ubicado en cerro Paranal, Chile, un equipo de astrónomos ha captado las imágenes más detalladas de la estrella hipergigante VY Canis Majoris. Las observaciones muestran cómo la estrella expulsa al espacio desde su superficie una enorme cantidad de masa en la forma de partículas de polvo inesperadamente grande, a medida que comienza el proceso de su final. Este proceso, que por primera vez es entendido, explica algunos fenómenos observados en supernovas.

Imagen: Los alrededores de la estrella supergigante roja VY Canis Majoris fueron observados con el instrumento SPHERE, instalado en el VLT, revelando como esta expulsa grandes cantidades de particulas de polvo de gran tamaño. En la imagen del instrumento SPHERE vemos a la estrella tapada por el "coronógrafo" del instrumento. Las cruces son causadas por las barras que afirman el instrumento al telescopio. Imagen: ESO.

VY Canis Majoris es un Goliat estelar, una estrella hipergigante roja, una de las estrellas más grandes conocidas de la Vía Láctea. Tiene entre 30 y 40 veces la masa del Sol y es 300.000 veces más luminosa. En su estado actual, la estrella abarcaría la órbita de Júpiter, tras expandirse enormemente al entrar en las fases finales de su vida.

Imagen: Comparación en tamaños del Sol y VY Canis. Wikipedia. (Haga click en la imagen para agrandar).

Para obtener estas nuevas observaciones de la estrella se utilizó el instrumento SPHERE, instalado en el VLT. El sistema de óptica adaptativa de este instrumento corrige imágenes mejor que los sistemas anteriores que utilizan esta misma técnica, permitiendo ver con gran nivel de detalle las características de objetos o fenómenos muy cercanos a fuentes luminosas de luz [1]. SPHERE reveló claramente cómo la brillante luz de VY Canis Majoris iluminaba las nubes de material de su entorno.

Utilizando el modo ZIMPOL de SPHERE, el equipo no sólo pudo mirar con mayor profundidad en el corazón de esta nube de gas y polvo que rodea a la estrella, sino que también pudo ver cómo la luz de las estrellas es dispersada y polarizada por el material circundante. Estas mediciones fueron claves para descubrir las propiedades del polvo.

Un cuidadoso análisis de los resultados de polarización reveló que estos granos de polvo eran partículas relativamente grandes, de 0,5 micrómetros de tamaño, lo cual puede parecer pequeño, pero los granos de este tamaño son unas 50 veces más grandes que el polvo que se encuentra normalmente en el espacio interestelar.

A medida que se expanden, las estrellas masivas arrojan grandes cantidades de material — VY Canis Majoris expulsa de su superficie 30 veces la masa de la Tierra al año en forma de polvo y gas —. Esta nube de material sale hacia el exterior antes de que la estrella explote, momento en el que parte del polvo es destruido y el resto es expulsado hacia el espacio interestelar. Posteriormente, este material será utilizado, junto con los elementos más pesados creados durante la explosión de la supernova, por la próxima generación de estrellas, e incluso podrá acabar formando parte del material a partir del cual nacerán planetas.

Hasta ahora, no se sabía cuál era el proceso por el cual el material de las partes altas de las atmósferas de estas estrellas gigantes era lanzado al espacio antes de que la estrella explotara. Siempre se había estimado que el desencadenante más probable es la presión de radiación, la fuerza que ejerce la luz estelar. Como esta presión es muy débil, el proceso dependería de la presencia de grandes granos de polvo para asegurar a un área de superficie lo suficientemente grande como para tener un efecto apreciable [2].

“Las estrellas masivas viven una vida corta”, afirma el autor principal del artículo, Peter Scicluna, de la Academia Sínica (Instituto de Astronomía y Astrofísica, Taiwán). “Cuando se acercan sus últimos días, pierden una gran cantidad de masa. En el pasado sólo podíamos teorizar acerca de cómo sucedía, pero ahora, con los nuevos datos de SPHERE, hemos encontrado grandes granos de polvo alrededor de esta hipergigante. Son lo suficientemente grandes como para ser lanzados lejos por la intensa presión de radiación de la estrella, lo cual explica su rápida pérdida de masa”.

Estos grandes granos de polvo observados tan cerca de la estrella nos dicen que la nube puede dispersar con eficacia luz visible de la estrella y ser empujada por la presión de radiación de la misma. El tamaño de los granos de polvo también implica que es muy probable que la mayor pare sobreviva a la radiación producida por la inevitable y dramática desaparición de VY Canis Majoris como una supernova [3]. Este polvo enriquecerá el medio interestelar circundante, que podría pasar a formar futuras generaciones de estrellas y planetas.

Notas:
[1] SPHERE/ZIMPOL: utiliza óptica adaptativa extrema para crear imágenes en el límite de la difracción, haciendo que se acerque mucho más que instrumentos anteriores de óptica adaptativa al objetivo de lograr el límite teórico del telescopio si no hubiera ninguna atmósfera. La óptica adaptativa extrema también permite ver objetos mucho más tenues que están muy cerca de una estrella brillante.

Las imágenes de este nuevo estudio también han sido tomadas en luz visible —longitudes de onda más cortas que el rango del infrarrojo cercano, en el cual se tomaron la mayoría de las imágenes captadas anteriormente con óptica adaptativa—. Estos dos factores dan como resultado imágenes mucho más nítidas que las anteriores imágenes del VLT. Incluso se ha alcanzado una mayor resolución espacial con el VLTI, pero el interferómetro no crea imágenes directamente.

[2] Las partículas de polvo deben ser lo suficientemente grandes como para que la luz de las estrellas pueda empujarlas, pero no demasiado, ya que, en ese caso, simplemente se hundirían. Demasiado pequeño y la luz de las estrellas atravesaría el polvo; demasiado grande y el polvo sería demasiado pesado como para poder empujarlo. El polvo observado sobre VY Canis Majoris por el equipo tenía el tamaño adecuado, el justo para ser propulsado de manera eficaz hacia fuera por la luz de las estrellas.

[3] Para los estándares astronómicos la explosión tendrá lugar pronto, pero no hay ningún motivo de alarma, ya que este espectacular evento probablemente tenga lugar dentro de cientos de miles de años. Será espectacular visto desde la Tierra (tal vez tan brillante como la Luna) pero no un peligro para la vida en nuestro planeta.

Información adicional

Este trabajo de investigación se presenta en el artículo titulado “Large dust grains in the wind of VY Canis Majoris”, por P. Scicluna et al., y aparece en la revista Astronomy & Astrophysics.

Artículo original de ESO.

Desde la Tierra y el espacio:

SORPRENDEN A DOS ESTRELLAS TOCÁNDOSE

El insólito fenómeno fue detectado en la Galaxia Gran Nube de Magallanes, podrían estallar como Supernovas.

(25 de Octubre de 2015 - ESO) Utilizando el Very Large Telescope, de ESO en Chile, un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un par de estrellas doble calientes y masivas cuyos componentes están tan cerca la una de la otra que se estarían tocando. Las dos estrellas, del sistema VFTS 352, podrían dirigirse hacia un dramático final, durante el cual las dos estrellas se fundirán para crear una sola estrella gigante o acabarán formando un agujero negro binario.

Imagen: Ilustración de las estrellas binarias del sistema estelar VFTS 352 situado a unos 160.000 años luz de distancia en la Nebulosa de la Tarántula de la galaxia cercana Gran Nube de Magallanes. Crédito: ESO. (Haga click en la imagen para agrandar).

El sistema estelar doble VFTS 352 está situado a unos 160.000 años luz de distancia en la Nebulosa de la Tarántula [1] de la galaxia cercana Gran Nube de Magallanes. Esta región es el vivero más activo de nuevas estrellas en el universo cercano, y nuevas observaciones del VLT de ESO [2] han revelado que este par de jóvenes estrellas se encuentra entre los objetos más extremos y extraños jamás encontrados. Fue aquí donde estalló en 1987, la única supernova observada a simple vista de nuestra generación.

VFTS 352 está formada por dos estrellas muy calientes, brillantes y masivas que orbitan entre sí en poco más de un día. Los centros de las estrellas están separados por sólo 12 millones de kilómetros [3]. De hecho, las estrellas están tan cercanas que sus superficies se superponen y se ha formado un puente entre ellas. VFTS 352 no es sólo la más masiva conocida en esta pequeña clase de binarias de contacto — tiene una masa combinada de cerca de 57 veces la del Sol — sino que también contiene los componentes más calientes, con temperaturas superficiales que superan los 40.000 grados Celsius.

Las estrellas extremas como estas que componen VFTS 352, juegan un papel clave en la evolución de las galaxias y se cree que son las principales productoras de elementos pesados como el oxígeno. Estas estrellas dobles también están vinculadas a comportamientos exóticos como el mostrado por las "estrellas vampiro", donde una estrella acompañante menor absorbe materia de la superficie de su vecina más grande (eso1230). Sin embargo, en el caso de VFTS 352, ambas estrellas del sistema son de tamaño casi idéntico. Por tanto, el material no es atraído de una estrella a otra, sino que puede ser compartido [4]. Se estima que las estrellas que forman VFTS 352 comparten cerca del 30 por ciento de su material.

Este tipo de sistema es muy raro porque esta etapa en la vida de las estrellas es corta, lo que hace difícil pillarlas “in fraganti”. Debido a que las estrellas están tan cerca la una de la otra, los astrónomos piensan que fuertes fuerzas de marea hacen que aumente la mezcla de los materiales en los interiores estelares.

“VFTS 352 es el mejor de los casos encontrados hasta ahora de estrella doble masiva y caliente que presenta este tipo de mezcla interna”, explica el autor principal de este trabajo, Leonardo A. Almeida, de la Universidad de São Paulo, Brasil. “Como tal, es un descubrimiento fascinante e importante”.

Los astrónomos predicen que VFTS 352 se enfrentarán a un destino catastrófico que puede acabar de dos maneras: el primer resultado potencial es la fusión de las dos estrellas, que probablemente produciría una única estrella gigante de rotación rápida y, posiblemente, magnética. "Si sigue girando rápidamente podría terminar su vida como una de las explosiones más energéticas del universo, conocida como un estallido de rayos gamma de larga duración”, afirma el científico que lidera el proyecto, Hugues Sana, de la Universidad de Lovaina (Bélgica) [5].

La segunda posibilidad la explica el astrofísico teórico principal del equipo, Selma de Mink, de la Universidad de Amsterdam: "Si las estrellas se mezclan lo suficientemente bien, ambas permanecen compactas y el sistema VFTS 352 podrá evitar la fusión. Esto llevaría a los objetos por un nuevo camino evolutivo que es completamente diferente de las predicciones de la evolución estelar clásica. En el caso de VFTS 352, las componentes probablemente acabarían sus vidas como explosiones de supernova, formando un sistema binario cercano de agujeros negros. Un objeto de estas características sería una intensa fuente de ondas gravitacionales".

Probar la existencia de este segundo camino evolutivo [6] sería un gran avance observacional en el campo de la astrofísica estelar. Pero, independientemente de cómo se enfrente VFTS 352 a su desaparición, este sistema ya ha proporcionado a los astrónomos nueva y valiosa información sobre los poco conocidos procesos evolutivos de los sistemas de estrellas binarias de contacto masivas.

Notas:
[1] El nombre esta estrella indica que se observó como parte del sondeo VLT FLAMES de la Tarántula, que utiliza los instrumentos FLAMES y GIRAFFE instalados en el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO para el estudio de más de 900 estrellas en la región 30 Doradus de la Gran Nube de Magallanes. El sondeo ya ha proporcionado muchos interesantes e importantes descubrimientos, como el de la estrella con la rotación más rápida (eso1147), una estrella fugitiva extremadamente masiva, y una estrella solitaria muy masiva (eso1117). Está ayudando a responder muchas preguntas fundamentales relacionadas con cómo afecta la rotación a las estrellas masivas, los sistemas binarios y la dinámica en densos cúmulos de estrellas.
[2] Este estudio también utilizó mediciones de brillo de VFTS 352 llevadas a cabo durante un período de doce años como parte del sondeo OGLE.
[3] Ambas componentes se clasifican como estrellas de tipo O. Estas estrellas suelen ser entre 15 y 80 veces más masivas que el Sol y pueden ser hasta un millón de veces más brillantes. Están tan calientes que refulgen con una brillante luz blancoazulada y tienen temperaturas superficiales de más de 30.000 grados Celsius.
[4] Estas regiones alrededor de las estrellas son conocidas como lóbulos de Roche. En una binaria de contacto como VLTS 352 ambas estrellas sobrepasan sus lóbulos de Roche.
[5] Los estallidos de rayos gamma (GRB, de Gamma-ray Bursts) son estallidos de rayos gamma altamente energéticos detectados por satélites en órbita. Hay de dos tipos: de corta duración (menos de unos pocos segundos) y de larga duración (más de unos segundos). Los más comunes son los de larga duración y se cree que nos indican la muerte de estrellas masivas, asociándolos a una clase de explosiones de supernova muy energéticas.
[6] Predichas por la teoría de la relatividad general de Einstein, las ondas gravitacionales son ondulaciones en el tejido del espacio y el tiempo. Las ondas gravitacionales más significativas se generan cuando hay variaciones extremas de fuertes campos gravitacionales con el tiempo, como durante la fusión de dos agujeros negros.

Desde la Tierra y el espacio:

OBSERVAN ONDAS DE ORIGEN DESCONOCIDO EN DISCO PROTOPLANETARIO

Descubren estructuras nunca antes vistas en un disco de polvo alrededor de una estrella cercana.

(13 de Octubre de 2015 - ESO) Usando imágenes tomadas por el Very Large Telescope de ESO, en Chile, y el telescopio espacial Hubble de la NASA y la ESA, un equipo de astrónomos ha descubierto formas que parecen ondas moviéndose velozmente por el disco protoplanetario de la estrella AU Microscopii. Estas extrañas formas no se parecen a nada que se haya visto, o incluso predicho, con anterioridad. El descubrimiento fue publicado en la revista Nature el 8 de octubre de 2015.

Imagen: Tres momentos de las ondas que recorren el disco protoplanetario de de AU Mic. La fila superior muestra una imagen del disco de AU Mic obtenida por el telescopio espacial Hubble en 2010; la fila central muestra otra imagen del Hubble de 2011; y la fila inferior muestra datos de VLT/SPHERE de 2014. Los círculos negros centrales muestran dónde se ha bloqueado la brillante luz de la estrella central para poder ver el disco, mucho más débil, y la posición de la estrella se indica esquemáticamente. Crédito: ESO, NASA & ESA (Haga click en la imagen para agrandar.)

AU Microscopii, o AU Mic, para abreviar, es una joven estrella cercana rodeada por un gran disco de polvo, ubicada a sólo 32 años luz de la Tierra y formada hace unos 12 millones de años. El disco consta esencialmente de asteroides que han chocado con tal vigor que han sido literalmente molidos, convirtiéndose en polvo. Estudiar estos discos de materiales sólidos y gaseosos que rodean algunas estrellas al momento de su formación pueden proporcionar valiosas pistas acerca de cómo se forman en ellos los planetas.

La estrella tiene una magnitud visual de 8.73, que por su distancia a nosotros está muy cerca de su magnitud absoluta de 8.6, muy débil para ser vista sin instrumentos. Se encuentra en el sector que cubre la sureña constelación del Microscopio. Emite poco menos de la décima parte de la luminosidad de nuestro Sol.

Los astrónomos han estado buscando cualquier cosa que sugiriera la presencia de zonas grumosas o deformadas en el disco de AU Mic, que podrían indicar la existencia de posibles planetas. Y en 2014, gracias a las capacidades del nuevo instrumento SPHERE de ESO (instalado en el Very Large Telescope), con gran capacidad para hacer imágenes de alto contraste, descubrieron algo insólito.

"Nuestras observaciones han mostrado algo inesperado," explica Anthony Boccaletti del Observatorio de París (Francia), autor principal del artículo científico. "Las imágenes de SPHERE muestran un conjunto de características inexplicables en el disco que tienen una estructura en forma de arco o de onda, algo totalmente diferente a todo lo que se había observado antes".

Las nuevas imágenes muestran cinco arcos en forma de onda a distancias diferentes de la estrella, que recuerdan a ondas en el agua. Tras detectar este fenómeno en los datos de SPHERE, el equipo recurrió a imágenes anteriores del disco tomadas en 2010 y 2011 por el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA, para ver si también era visible en ellas [1]. No sólo fueron capaces de identificar las ondas en las anteriores imágenes del Hubble, sino que también descubrieron que había cambiado con el tiempo. Resulta que estas ondas se mueven, ¡y muy rápido!

"Reprocesamos imágenes de los datos de Hubble y al final obtuvimos información suficiente como para seguir el movimiento de este extraño fenómeno durante un período de cuatro años”, explica el miembro del equipo Christian Thalmann (ETH Zúrich, Suiza). “Haciendo esto, descubrimos que los arcos se están alejando de la estrella ¡a velocidades de hasta 40.000 kilómetros por hora!”.

Las ondas más alejadas de la estrella parecen moverse más rápidamente que las que están más cerca. Al menos tres de las formas de arco se están moviendo tan rápido que bien podría estar escapando de la atracción gravitatoria de la estrella. Unas velocidades tan altas descartan la posibilidad de que se trate de un fenómeno característico de un disco convencional causado por objetos, como planetas, que perturban el material del disco mientras que orbitan la estrella. Debe haber habido algo más involucrado para generar esa velocidad en las ondas y hacer que se muevan tan rápidamente, lo que significa que son una señal de algo verdaderamente inusual [2].

"Todo lo relacionado con este hallazgo es bastante sorprendente", comenta el coautor Carol Grady, de Eureka Scientific (EE.UU.). "Y dado que nada de esto ha sido observado o predicho teóricamente con anterioridad, sólo podemos hacer hipótesis sobre de qué se trata, qué estamos viendo y cómo surgió”.

El equipo no puede decir con certeza qué causó estas misteriosas ondas alrededor de la estrella. Pero han considerado y descartado una serie de fenómenos para explicarlo, incluyendo la colisión de dos objetos raros y masivos parecidos a asteroides liberando grandes cantidades de polvo y ondas espirales provocadas por inestabilidades en la gravedad del sistema.

Pero hay otras ideas que han tenido en cuenta y que parecen ser más prometedoras.

“Una explicación para la extraña estructura las relaciona con las llamaradas de la estrella. AU Mic es una estrella con alta actividad en cuanto a fulguraciones — a menudo desprende enormes y repentinas ráfagas de energía desde o cerca de su superficie”, explica el autor Glenn Schneider, del Observatorio de Steward (EE.UU.). "Una de esas llamaradas quizás pudo haber disparado algo en uno de los planetas — si es que hay planetas —, como una extracción violenta de material que ahora podría estar propagándose a través del disco, propulsado por la fuerza de la llamarada”.

El equipo planea seguir observando el sistema AU Mic con SPHERE y otras instalaciones, incluyendo ALMA, para tratar de entender qué está sucediendo. Pero, por ahora, estas curiosas ondas siguen siendo un misterio sin resolver.

Notas:
[1] Los datos fueron obtenidos por el espectrógrafo STIS del Hubble (Space Telescope Imaging Spectrograph).
[2] El hecho de ver el disco de canto complica la interpretación de su estructura tridimensional.

Información adicional:
Este trabajo de investigación fue publicado en el artículo científico titulado “Fast-Moving Structures in the Debris Disk Around AU Microscopii”, que aparece en la revista Nature el 8 de octubre de 2015.

Con el VLT:

OBSERVAN SISTEMA PLANETARIO DOBLE EN FORMACIÓN

Astrónomos de ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) descubren una pareja de estrellas con planetas formación en el sistema binario HK Tauri.

(30 de Julio de 2014 - ESO) Utilizando el conjunto ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) un equipo de astrónomos ha descubierto que los discos de gas y polvo, donde se forman planetas, del sistema binario HK Tauri de estrellas en formación se encuentran muy desalineados.

Estas nuevas observaciones de ALMA proporcionan la imagen más clara obtenida hasta ahora de discos protoplanetarios alrededor de una estrella doble. El nuevo resultado también ayuda a explicar por qué tantos exoplanetas — a diferencia de los planetas del Sistema Solar — acaban teniendo órbitas extrañas, excéntricas o inclinadas. Los resultados aparecerán en la revista Nature el 31 de julio de 2014.

Imagen: Ilustración del sistema binario HK Tauri realizada con los datos infrarrojos y de luz visible obtenidos con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA y con nuevos datos de ALMA. (Haga click en la imagen para agrandar.)

A diferencia de nuestro solitario Sol, la mayor parte de las estrellas se forman en sistemas binarios — dos estrellas que se encuentran en órbita alrededor de un centro de masa común. Las estrellas binarias son muy comunes, pero plantean una serie de preguntas, incluyendo cómo y dónde se forman los planetas en estos entornos tan complejos.

"Ahora ALMA nos ha dado la mejor imagen de un sistema de estrellas binarias con discos protoplanetarios — ¡y nos encontramos con que los discos están desalineados mutuamente!", afirma Eric Jensen, un astrónomo del Swarthmore College (Pensilvania, Estados Unidos).

Las dos estrellas del sistema HK Tauri, que se encuentra a 450 años luz de la Tierra, en la constelación de Tauro (el Toro), tienen menos de 5 millones años y están separadas por unos 58 mil millones de kilómetros — 13 veces la distancia de Neptuno al Sol.

La estrella más débil, HK Tauri B, está rodeada por un disco protoplanetario de gas y polvo que vemos de canto y que bloquea la luz estelar. Dado que se suprime el fulgor de la estrella, los astrónomos pueden observar fácilmente el disco mediante la observación en luz visible, o en longitudes de onda del infrarrojo cercano.

La estrella compañera, HK Tauri A, también tiene un disco, pero en este caso no bloquea la luz de la estrella. Como resultado, el disco no puede verse en luz visible porque su débil resplandor está inundado por el deslumbrante brillo de la estrella. Pero brilla resplandeciente en longitudes de onda milimétricas, que ALMA puede detectar fácilmente.

Usando ALMA, el equipo no sólo fue capaz de ver el disco alrededor de HK Tauri A, sino que también pudo, por primera vez, medir su rotación. Esta imagen, más clara, permitió a los astrónomos hacer cálculos que les llevaron a concluir que los dos discos están desalineados el uno con el otro con una diferencia de, al menos, 60 grados. Así que, en lugar de estar en el mismo plano que las órbitas de las dos estrellas, al menos uno de los discos debe estar significativamente desalineado.

"Esta clara desalineación nos ha proporcionado una imagen importante de cómo es este joven sistema de estrellas binarias", señala Rachel Akeson, del Instituto de Ciencias Exoplanetarias de la NASA, en el Instituto Tecnológico de California (Estados Unidos). "Aunque observaciones anteriores indicaban que existían este tipo de sistemas desalineados, las nuevas observaciones de ALMA de HK Tauri muestran con mucha más claridad lo que está pasando realmente en uno de estos sistemas".

Las estrellas y los planetas se forman a partir de inmensas nubes de polvo y gas. A medida que el material de esas nubes se contrae debido a la gravedad, comienza a girar hasta que la mayoría del polvo y el gas caen en un disco protoplanetario aplanado, girando alrededor de una creciente protoestrella central.

Pero en un sistema binario como HK Tauri las cosas son mucho más complejas. Cuando las órbitas de los astros y los discos protoplanetarios no están aproximadamente en el mismo plano, cualquier planeta que pueda estar formándose puede terminar en una órbita altamente excéntrica e inclinada [1].

"Nuestros resultados muestran que existen las condiciones necesarias para modificar las órbitas planetarias y que estas condiciones están presentes en el momento de la formación del planeta, al parecer debido al proceso de formación de un sistema de estrellas binarias," señaló Jensen. "No podemos descartar otras teorías, pero ciertamente podemos afirmar que una segunda estrella hará el trabajo".

Puesto que el ALMA puede ver el polvo y el gas, de otro modo invisibles, de discos protoplanetarios, esto ha permitido obtener imágenes nunca antes vistas de este joven sistema binario. "Estamos viendo esto en las primeras etapas de formación, con los discos protoplanetarios todavía en su lugar, por tanto podemos ver mejor cómo están orientadas las cosas", explicó Akeson.

En un siguiente paso, los investigadores quieren determinar si este tipo de sistema es típico o no. Se trata de un caso único, lo cual es importante, pero se necesitan estudios adicionales para determinar si este tipo de disposición es común en nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Jensen concluye: "aunque este mecanismo es un gran paso adelante, no puede explicar todas las órbitas extrañas de los planetas extrasolares — simplemente, no hay suficientes compañeras binarias para hacer de esta una respuesta a todo el planteamiento. ¡Así que esta también es una interesante incógnita por resolver!".

Notas:
[1] Si las dos estrellas y sus discos no están todos en el mismo plano, la fuerza gravitacional de una estrella perturbará al otro disco, generando alteraciones o precesión, y viceversa. Un planeta en formación en uno de estos discos también se verá perturbado por la otra estrella, que se inclinará y deformará su órbita.

Con el VLT:

ACLARAN OSCURO MISTERIO

Nuevas observaciones revelan cómo se forma el polvo interestelar alrededor de una supernova. Un grupo de astrónomos logró seguir en tiempo real la formación de polvo interestelar (durante los momentos posteriores a la explosión de una supernova).

(9 de Julio de 2014 - ESO) Por primera vez, fue posible ver como estas fábricas de elementos generan el polvo cósmico. El proceso comprende dos etapas, que se inician poco después de la explosión, pero que continúa mucho tiempo después. El equipo empleó el Very Large Telescope (VLT) de ESO, localizado en el norte de Chile, para analizar la luz emitida por la supernova SN2010jl mientras se desvanecía lentamente. Los nuevos resultados serán publicados en línea en la revista científica Nature, el 9 de julio de 2014.

Imagen: Ilustración supernova.

El origen del polvo cósmico en las galaxias es aún un misterio [1]. Los astrónomos saben que las supernovas son probablemente su principal fuente de producción, especialmente en los inicios del Universo, pero aún no está claro cómo y dónde estas partículas se condensan y desarrollan. Tampoco se ha podido determinar de qué forma evitan la destrucción en un entorno tan adverso como el de una galaxia con formación estelar. Sin embargo, las nuevas observaciones realizadas haciendo uso del VLT de ESO, emplazado en el Observatorio Paranal en el norte de Chile, están ayudando a esclarecer estas interrogantes por primera vez.

Un equipo internacional empleó el espectrógrafo X-shooter para observar una supernova -conocida como SN2010jl- nueve veces en los meses siguientes a la explosión, y una décima vez 2,5 años después de la misma, en longitudes de onda visibles e infrarrojas cercanas [2]. El estallido de esta supernova excepcionalmente brillante, resultado de la muerte de una estrella masiva, se produjo en la pequeña galaxia UGC 5189A, ubicada en dirección de la constelación de Leo a 163 millones de años luz de la Tierra.

“Al combinar los datos de las nueve series de observaciones iniciales pudimos realizar las primeras mediciones directas de cómo el polvo alrededor de una supernova absorbe los diferentes colores de la luz", comentó la autora principal Christa Gall de la Universidad de Aarhus, Dinamarca. “Esto nos permitió descubrir más sobre el polvo de lo que alguna vez había sido posible”.

El equipo notó que la formación de polvo comienza poco después de la explosión y continúa durante un prolongado período de tiempo. Las nuevas mediciones también develaron las dimensiones y la composición de las partículas. Estos descubrimientos implican un avance en relación a los últimos resultados obtenidos por el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), que detectó por primera vez los remanentes de una supernova reciente con grandes cantidades de polvo formado poco tiempo atrás, proveniente de la famosa supernova 1987A (SN 1987A; eso1401).

El equipo descubrió que partículas de polvo con diámetros superiores a 0,001 milímetros se formaron rápidamente en el material denso que rodea a la estrella. Aunque aún muy pequeñas para los estándares humanos, esta es una gran magnitud para una partícula de polvo cósmico, y estas dimensiones sorprendentemente grandes las hacen resistentes a los procesos destructivos. La forma en que las partículas de polvo logran sobrevivir en el violento y adverso entorno que se genera en los remanentes de una supernova fue una de las principales interrogantes propuestas en el trabajo de ALMA, pregunta a la que este resultado acaba de dar respuesta (las partículas poseen un tamaño mayor al esperado).

Imagen arriba: La galaxia enana UGC 5189A, formación que alberga a la supernova SN 2010jl. Es una galaxia irregular de unos 36.000 años luz de diámetro que se encuentra a unos 163 millones de años-luz de la Tierra en la constelación de Leo (el León). Se aleja de nosotros a unos 3207 kilometros por segundo. En lugar de ser una galaxia, UGC 5189 bien podría ser un collar de galaxias desarmadas. La parte superior lleva la designación por separado de UGC 5189A. Imagen: ESO. (Haga click en la imagen para agrandar.)

“Nuestra detección de partículas de gran tamaño poco después de la explosión de la supernova implica que debe existir una manera rápida y eficiente de crearlas”, indicó el coautor Jens Hjorth, del Instituto Niels Bohr de la Universidad de Copenhague, Dinamarca, además agregó: “En realidad no sabemos exactamente cómo ocurre este fenómeno”.

Sin embargo, los astrónomos creen saber donde debe haberse formado el nuevo polvo: en el material que la estrella expulsó al espacio, incluso antes de que estallara. A medida que la onda de choque de la supernova se expandía hacia el exterior, se creó una densa y fría capa de gas (precisamente el tipo de medio en el que las partículas de polvo podrían asentarse y desarrollarse).

Los resultados de las observaciones indican que en una segunda etapa, después de varios cientos de días, se da inicio a un acelerado proceso de formación de polvo que comprende el material que ha sido eyectado por la supernova. Si la producción de polvo en SN2010jl continúa con la tendencia observada, durante 25 años después de la supernova, la masa total de polvo será aproximadamente la mitad de la masa del Sol; similar a la masa de polvo observada en otras supernovas como la SN 1987A.

“Anteriormente los astrónomos han observado grandes cantidades de polvo en los remanentes de supernovas que quedan después de las explosiones. Pero de la misma forma, sólo han encontrado evidencias de pequeñas proporciones de polvo efectivamente creado en las explosiones mismas. Estas nuevas y excepcionales observaciones explican cómo esta aparente contradicción puede tener solución”, concluye Christa Gall.

Notas
[1] El polvo cósmico está compuesto por partículas de silicato y carbono amorfo (minerales abundantes también en la Tierra). El hollín producido por una vela es muy similar al polvo cósmico conformado por carbono, aunque el tamaño de las partículas del hollín supera en diez veces, o incluso más, las dimensiones de las partículas cósmicas de tamaño regular.
[2] La luz de esta supernova fue observada por primera vez en el año 2010, como lo indica su nombre, SN 2010jl. Está catalogada como una supernova tipo IIn. Las supernovas tipo II son el resultado de la violenta explosión de una estrella masiva con un mínimo de ocho veces la masa del Sol. El subtipo IIn ("n" representa la palabra inglesa narrow — delgado) muestra delgadas líneas de hidrógeno en sus espectros. Estas líneas son el resultado de la interacción entre el material expulsado por la supernova y el material que ya rodea a la estrella.

Con ALMA:

LAS ESTRELLAS NACEN EN TORBELLINOS DE GASES

Descubren que las estrellas nacen en medio de torbellinos de gases y no en lenta contracción de las nubes de gases.

Vídeo: Simulación numérica de un proceso de formación estelar múltiple con turbulencia. Las estrellas recién nacidas describen complejos movimientos y su efecto se propaga en el entorno con forma de ondas que producen una estructura de gas extendida semejante a un arco. Créditos: Tomoaki Matsumoto (Universidad de Hosei).

(3 Julio 2014 – ALMA/CA) Un equipo de astrónomos japoneses encabezado por Kazuki Tokuda y Toshikazu Onishi, de la Universidad de la Prefectura de Osaka, observó con diversos telescopios una nube de gas de alta densidad llamada MC27/L1521F, ubicada a 391,2 años luz en dirección de la constelación de Tauro (cerca de las Pléyades). Estudios anteriores habían confirmado que MC27 era una estrella recién nacida, y las recientes observaciones con ALMA revelaron que además allí existe otro núcleo de gases de alta densidad — considerado en la etapa inicial de un proceso de formación estelar — contiguo a la estrella recién nacida. El equipo también detectó una nube extendida de gas alrededor de MC27 que parece haber sido formada por una interacción gravitacional dinámica de dos o más núcleos de gas. Estas características cinemáticas recién descubiertas serán claves para comprender los procesos de formación estelar a partir de nubes de gas.

Imagen arriba: Imagen compuesta de una combinación de observaciones de MC27 con diversos instrumentos, en colores ficticios de estrella naciendo (emisión continua de polvo (verde) y emisión de gas de alta densidad (rojo) y observaciones del telescopio Spitzer de emisión infrarroja (azul)). La imagen en infrarrojo muestra solo la protoestrella central, mientras que los resultados observacionales de ALMA en luz milimétrica (invisible al ojo humano) muestran núcleos de nubes moleculares de alta densidad y una nube de gas extendida. El objeto se encuentra en dirección de la constelación de Tauro y a Créditos: Kazuki Tokuda (Osaka Prefecture University) / ALMA(ESO/NAOJ/NRAO) / NASA / JPL-Caltech.

Las estrellas se forman dentro de nubes moleculares compuestas de polvo y gas que tienen varias masas solares con tamaños de hasta 0,1 años-luz. Es sabido que las protoestrellas o estrellas recién nacidas se forman en los centros de mayor densidad de estas nubes a medida que aumenta la densidad de polvo y gas, pero aún no se conoce a cabalidad la distribución del polvo y el gas que circundan las protoestrellas o su distribución y características cinemáticas al momento del nacimiento de las protoestrellas.

Para dilucidar estos misterios hay que realizar una investigación minuciosa del entorno donde nacen las protoestrellas apenas éstas se forman o bien observar los núcleos de las nubes moleculares de alta densidad al principio del proceso de formación de una protoestrella. El equipo de investigación encabezado por Kazuki Tokuda, quien cursa un posgrado en la Universidad de la Prefectura de Osaka, y Toshikazu Onishi, profesor de dicha institución, usó ALMA para observar el núcleo de la nube molecular MC27 (situada a cerca de 450 años-luz de la Tierra en dirección de la constelación de Tauro), que contiene una joven protoestrella.

Las observaciones anteriores realizadas con el telescopio de 45 metros del Radio Observatorio Nobeyama, perteneciente al Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ, en su sigla en inglés), habían revelado que MC27 era una nube molecular con un núcleo de altísima densidad. Asimismo, el telescopio espacial Spitzer de la NASA había descubierto una protoestrella de muy baja luminosidad oculta en el centro de la nube molecular. El equipo de investigación llevó a cabo observaciones detalladas de emisiones continuas de polvo en el centro de MC27 y de líneas moleculares de HCO+ del gas de alta densidad para estudiar las propiedades del gas y el polvo justo después del nacimiento de una protoestrella, aprovechando la alta sensibilidad y capacidad de resolución de ALMA.

Los resultados obtenidos superaron con creces las expectativas de los investigadores, quienes descubrieron que en el centro de la nube MC27 no solo hay gas que rodea la protoestrella, sino también dos condensaciones de gas de alta densidad (figura 1). Una de las condensaciones de gas, MMS-2, situada a 200 UA de la protoestrella [1] es el núcleo de la nube molecular de mayor densidad (con decenas de millones de moléculas de gas por centímetro cúbico) descubierto a la fecha en zonas de formación estelar de baja masa. El equipo de investigación cree que MMS-2 se encuentra en una etapa muy cercana al nacimiento de una protoestrella.

Las protoestrellas recién nacidas suelen estar rodeadas de una gran cantidad de polvo y gas que es atraída por la fuerza de gravedad de la creciente protoestrella. Como la materia interestelar que rodea las protoestrellas es absorbida por ellas o expulsada en un período de cientos de miles de años luego de su nacimiento [2], es difícil estudiar las condiciones del gas y del polvo presentes al momento del nacimiento de una protoestrella. Según afirma Kazuki Tokuda, "Fue muy alentador observar la condensación de gas incubador justo al lado de la protoestrella. Podría decirse que somos testigos de la actividad del gas en el momento mismo de la formación de una estrella. Seguiremos estudiando los mecanismos de formación de estrellas para entenderlos mejor".

Imagen: Ilustración y descripción del centro del núcleo de la nube molecular MC27 basada en los resultados de observación de ALMA. Créditos: NAOJ.

Otro hallazgo de estas observaciones fue un chorro de gas expulsado por la protoestrella, siendo este más pequeño que los chorros observados hasta ahora alrededor de otras protoestrellas. A juzgar por sus dimensiones y su velocidad, el chorro de esta protoestrella debería de haberse producido entre varios decenios y unos doscientos años atrás, lo que permite suponer que se trata de una protoestrella muy joven. ALMA observó el lugar donde una estrella recién nacida y un "huevo" de estrella crecen juntos.

Un sorprendente descubrimiento es la presencia de una nube extendida de gas que parece ser una cola de MMS-2. La nube tiene una extensión de 2000 UA y su velocidad difiere levemente de la del núcleo de la nube molecular. "Se cree que esta estructura alargada se forma por una interacción gravitacional fuerte entre los núcleos de las nubes moleculares moviéndose con gran rapidez", indica Shu-ichiro Inutsuka, profesor de la Universidad de Nagoya y uno de los investigadores del equipo. En física, la turbulencia se refiere a un estado en el que el flujo de gas se mueve de manera caótica. Cuando se produce una turbulencia con remolinos, las nubes de gas se fragmentan y forman nubes más pequeñas. Éstas se mueven en forma permanente y se atraen mutuamente por efecto de sus fuerzas de gravedad, propagándose en forma de onda y generando una estructura de gas extendida semejante a un arco.

Según el equipo de investigación, la estructura de gas extendida de MC27 se explica por estos movimientos dinámicos del gas. Tomoaki Matsumoto, profesor de la Universidad de Hosei y miembro del equipo de investigación, hizo simulaciones numéricas de nubes de gas sometidas a fuertes turbulencias. El estudio reveló que las pequeñas nubes de gas pueden formar estrellas en su interior mientras giran unas alrededor de otras y se convierten en un sistema estelar múltiple con diversas órbitas. Estos resultados pueden interpretarse como la etapa inicial de un proceso de formación estelar múltiple.

Según explica Toshikazu Onishi, miembro del equipo de investigación, "Primero obtuvimos datos observacionales de MMS-2 -una nube extendida de gas- y de un chorro de gas en etapa muy temprana, usando ALMA. Estos resultados contribuirán considerablemente para el desarrollo de una teoría de formación estelar múltiple. Esperamos avanzar mucho en la comprensión del proceso y los mecanismos de formación estelar con ulteriores observaciones detalladas de MC27 y otros núcleos de nubes moleculares gracias a ALMA".

Notas
[1] Unidad Astronómica (UA): unidad de distancia basada en la distancia promedio entre la Tierra y el Sol; 1 UA equivale a cerca de 150 millones de kilómetros. Neptuno, el planeta más lejano de nuestro Sistema Solar, tiene una órbita con un radio de aproximadamente 30 UA.
[2] Las estrellas de una masa solar viven cerca de 10.000 millones de años. Su período como protoestrella es de cientos de miles de años, lo que equivaldría a un día en una escala humana de 100 años. En otras palabras, una protoestrella tiene la edad equivalente a la de un bebé recién nacido.

Ubicación:
R.A.: 04:28:39.8
Dec.: +26:51:35.0
Distancia: 391,2 años luz

Desde Tololo:

PULSAR AL INTERIOR DE BURBUJA DE SUPERNOVA

Desde Tololo y el espacio descubren pulsar, remanente de explosión de supernova.

Pulsar SXP 1062 en la pequeña Nube de Magallanes. Crédito: ESA/Tololo.

(3 Junio 2014 – ESA/CA) Las estrellas masivas mueren de forma dramática, explotando como espectaculares supernovas que liberan una fabulosa cantidad de masa y energía. Estas explosiones expulsan todo el material que rodeaba al núcleo de la estrella por sus alrededores, creando una gran burbuja que se va expandiendo en el medio interestelar. En el corazón de estas burbujas queda una pequeña y densa estrella de neutrones o un agujero negro, los restos de lo que en su día fue una brillante estrella más grande que nuestro Sol.

Imagen arriba: Esta imagen es una combinación de los datos recogidos por el telescopio espacial XMM-Newton de la ESA en la banda de los rayos X (en azul) y de las observaciones realizadas desde el Observatorio Interamericano del Cerro Tololo, en Chile. Al tomar las fotografías desde tierra se utilizaron unos filtros especiales que permiten revelar el brillo del oxígeno (representado en color verde) y el del hidrógeno (en color rojo). La composición nos muestra una región con una extensión de unos 457 años luz. Crédito: ESA/Tololo.

Las burbujas formadas por las explosiones de supernova sólo brillan durante unas pocas decenas de miles de años antes de disolverse por completo, por lo que no es fácil detectar una estrella de neutrones o un agujero negro que todavía esté rodeado por su onda expansiva. Esta imagen nos muestra un buen ejemplo de este fenómeno, desvelando una estrella de neutrones en rotación y fuertemente magnetizada – lo que se conoce como un púlsar – envuelta en su sudario cósmico, los restos de la estrella en la que se formó.

Este púlsar, conocido como SXP 1062, se encuentra a las afueras de la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia satélite de nuestra Vía Láctea, y forma parte de un sistema binario. La masa del pusar es tan grande que atrae sobre si el material de la masiva estrella que lo acompaña, lo que provoca potentes emisiones de rayos X. En el futuro esta región presentará un aspecto todavía más dramático, ya que la estrella compañera también terminará sus días explotando como una supernova.

La mayoría de los púlsares presentan un periodo de rotación increíblemente rápido, dando varias vueltas completas cada segundo. Sin embargo, al estudiar la nube de expansión que rodea a SXP 1062, los astrónomos han descubierto que este púlsar está girando demasiado lento. De hecho, es uno de los púlsares más lentos que se conocen.

Si bien la causa de este extraño comportamiento sigue siendo un misterio, la principal hipótesis sugiere que la rotación del púlsar podría estar frenada por su potente campo magnético.

El resplandor azul en el centro de la burbuja representa las emisiones en rayos X del propio púlsar y del gas caliente que ocupa el interior de la onda expansiva. Los objetos azules que se pueden ver al fondo de la imagen son otras fuentes de rayos X situadas fuera de la galaxia.


Desde Paranal:

OBSERVAN MISTERIOSO MAGNETAR

Descubrimiento de una estrella fugitiva, podría explicar como se forman los magnetares masivos.

La impresión artística del magnetar del cúmulo Westerlund 1. Crédito: ESO.

(14 Mayo 2014 – ESO/CA) Utilizando el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo de astrónomos europeos cree haber identificado una estrella fugitiva quer podría ser la antigua estrella compañera de la precursora de un magnetar. Este descubrimiento ayudaría a explicar cómo se forman los magnetares — un enigma desde su descubrimiento, hace 35 años — y por qué esta estrella en particular no colapsó en agujero negro tal y como esperarían los astrónomos.

Imagen arriba: Impresión artística del magnetar del cúmulo Westerlund 1. El descubrimiento de la antigua compañera de la magnetar en otro lugar dentro del cúmulo ha ayudado a resolver el misterio de cómo una estrella que empezó siendo tan masiva podría convertirse en un magnetar, en lugar de colapsar en un agujero negro. Crédito: ESO.

Los magnetares son los extraños remanentes superdensos de explosiones de supernovas. Son los imanes más potentes conocidos en el universo — miles de millones de veces más potentes que los imanes más fuertes de la Tierra.

Cuando una estrella masiva colapsa por su propia gravedad durante una explosión de supernova, puede formar, o bien una estrella de neutrones o un agujero negro. Los magnetares son una forma inusual y muy exótica de estrella de neutrones. Como todos estos objetos extraños, son pequeños y extraordinariamente densos — una cucharadita de materia de estrella de neutrones tendría una masa de aproximadamente mil millones de toneladas — pero también tienen campos magnéticos extremadamente potentes. Las superficies de los magnetares liberan grandes cantidades de rayos gamma cuando atraviesan una etapa de ajuste repentino, conocida como un terremoto estelar (starquake), consecuencia de las enormes tensiones que tienen lugar en sus cortezas.

El cúmulo estelar Westerlund 1 [1], situado a 16.000 años luz de la Tierra, en la constelación austral de Ara (el Altar), alberga uno de las dos docenas de magnetares conocidos en la Vía Láctea. Se llama CXOU J164710.2-455216 y ha intrigado enormemente a los astrónomos.

"En nuestro anterior trabajo (eso1034) demostramos que el magnetar del cúmulo Westerlund 1 (eso0510) debe haber nacido de la explosiva muerte de una estrella con unas 40 veces la masa del Sol. Pero este hecho representa un problema en sí mismo, ya que se supone que, tras morir, las estrellas tan masivas colapsan para formar agujeros negros, no estrellas de neutrones. No entendíamos cómo podía haberse transformado en magnetar", afirma Simon Clark, autor principal del artículo que plasma estos resultados.

Los astrónomos propusieron una solución a este misterio. Sugirieron que este magnetar se formó por las interacciones de dos estrellas muy masivas en órbita una en torno a la otra, en un sistema binario tan compacto que encajaría dentro de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Pero, hasta ahora, no se había detectado ninguna estrella acompañante en la ubicación del magnetar en Westerlund 1, así que los astrónomos utilizaron el VLT para buscarlo en otras partes del cúmulo. Buscaron estrellas fugitivas — objetos que escapan del cúmulo a grandes velocidades — que podría haber sido expulsadas de la órbita por la explosión de una supernova que formó al magnetar. Se descubrió que una estrella, conocida como Westerlund 1-5 [2], parecía encajar perfectamente con lo que buscaban.

"No es sólo que esta estrella tenga la alta velocidad esperada si está siendo impulsada por una explosión de supernova, sino que además parece imposible replicar, en una estrella individual, las condiciones de baja masa, alta luminosidad y abundancia de carbono en la composición — un pista que indica que debe haberse formado, originalmente, con una compañera binaria", añade Ben Ritchie (Open University), coautor del nuevo artículo.

Este descubrimiento permitió a los astrónomos reconstruir la historia de la vida de la estrella que permitió la formación del magnetar en lugar del esperado agujero negro [3]. En la primera etapa de este proceso, la estrella más masiva de la pareja comienza a quedarse sin combustible, transfiriendo sus capas externas a su compañera menos masiva — que está destinada a convertirse en magnetar — haciendo que gire cada vez más rápido. Esta rápida rotación parece ser el ingrediente esencial en la formación del campo magnético ultra-fuerte del magnetar.

En la segunda etapa, como resultado de esta transferencia de masa, la propia compañera llega a ser tan masiva que, a su vez, desprende una gran cantidad de la masa recientemente adquirida. Gran parte de esta masa se pierde, pero una parte pasa de nuevo a la estrella original, la que todavía hoy vemos brillando y conocemos como Westerlund 1-5.

"Este proceso de intercambio de material ha sido el que ha proporcionado a Westerlund 1-5 su firma química única, y el que ha permitido que la masa de su compañera encoja a niveles lo suficientemente bajos como para que nazca un magnetar en lugar de un agujero negro — ¡una forma de pasarse la “papa caliente” con consecuencias cósmicas!", concluye Francisco Najarro (Centro de Astrobiología, España), miembro del equipo de investigación.

Por tanto, en la receta para formar un magnetar, parece que un ingrediente fundamental es ser una de las componentes de una estrella doble. La rápida rotación generada por la transferencia de masas entre las dos estrellas parece necesaria para generar el campo magnético ultra fuerte y, posteriormente, una segunda fase de transferencia de masa permite al futuro magnetar adelgazar lo suficiente como para no colapsar en agujero negro en el momento de su muerte.

Notas

[1] El cúmulo abierto Westerlund 1 fue descubierto en 1961 desde Australia por el astrónomo sueco Bengt Westerlund, que más tarde se trasladó desde allí para convertirse en Director de ESO en Chile (1970-74). Este cúmulo está detrás de una enorme nube interestelar de gas y polvo, que bloquea la mayor parte de su luz visible. El factor de atenuación es de más de 100.000, por eso ha llevado tanto tiempo descubrir la verdadera naturaleza de este cúmulo particular.
Westerlund 1 es un laboratorio natural único para el estudio de la física estelar extrema, ayudando a los astrónomos a descubrir cómo viven y mueren las estrellas más masivas de la Vía Láctea. De sus observaciones, los astrónomos deducen que este cúmulo extremo probablemente contiene no menos de 100.000 veces la masa del Sol, y todas sus estrellas se encuentran dentro de una región menos de 6 años luz. Westerlund 1 parece ser el cúmulo compacto joven más masivo identificado hasta el momento en nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Todas las estrellas analizadas hasta ahora en Westerlund 1 tienen masas de, al menos, 30-40 veces la del Sol. Dado que este tipo de estrellas tienen una vida muy corta — astronómicamente hablando — Westerlund 1 debe ser muy joven. Los astrónomos determinan una edad de entre 3,5 y 5 millones de años. Westerlund 1 es claramente un cúmulo recién nacido en nuestra galaxia.

[2] El nombre completo de esta estrella es Cl * Westerlund 1 W 5.

[3] A medida que las estrellas envejecen, sus reacciones nucleares cambian su composición química — los elementos que alimentan las reacciones se agotan y se acumulan los productos generados por las reacciones. Esta huella química estelar es, primero, rica en hidrógeno y nitrógeno, pero pobre en carbono, y sólo aumenta la cantidad de carbono en fases muy tardías de la vida de las estrellas, momento en el que se reducen considerablemente el hidrógeno y el nitrógeno — se cree que es imposible que estrellas individuales sean ricas, simultáneamente, en hidrógeno, nitrógeno y carbono, cosa que ocurre con Wd1-5.


Estrella variable:

OBSERVAN FORMACIÓN DE POLVO EN SUPERNOVA

El Observatorio ALMA capta formación de grandes cantidades de polvo en Super Nova SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes.


Ilustración de la Super Nova SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes. Crédito: ALMA.

(8 Enero, 2014. ALMA/CA) Cuando miramos hacia nuestra Vía Láctea, vemos junto a los sectores brillantes de esta, regiones oscuras formadas por polvo interestelar. Las mismas nubes oscuras aparecen en otras galaxias espirales similares a la nuestra. Aunque la masa total de este polvo nos es casi insignificante con respecto a la masa total de la galaxia, el polvo se hace notar y juega un rol fundamental en la química de las galaxias.

Imagen arriba: Ilustración artística de la supernova 1987A revela las frías regiones interiores de los remanentes de la estrella que explotó (en rojo) donde fueron detectadas enormes cantidades de polvo gracias a ALMA. La región interior es contrastada con la el cascarón exterior (finos círculos blancos y azules), donde la energía de la supernova está colisionando con la envoltura de gas eyectado por la estrella previo a su potente detonación. Créditos: Alexandra Angelich (NRAO/AUI/NSF)

Este polvo cósmico, en teoría, proviene en gran parte de las supernovas, principalmente del Universo temprano. Sin embargo, había pocas pruebas de que las supernovas eran capaces de generar todo el polvo presente en las galaxias más jóvenes y distantes.

Por primera vez, las observaciones realizadas con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revelaron que los restos de una supernova reciente son ricos en polvo recién formado. De haber una cantidad suficiente de este polvo capaz de alcanzar el espacio interestelar sin desintegrarse, quedaría demostrado cómo muchas de las galaxias adquieren su apariencia opaca y polvorienta.

"Encontramos una considerable masa de polvo concentrada en el área central del material expulsado por una supernova cercana relativamente joven", señala el astrónomo Remy Indebetouw, del Observatorio Radioastronómico Nacional de Estados Unidos (NRAO) y de la Universidad de Virginia, ambos situados en Charlottesville. "Es la primera vez que logramos obtener imágenes del lugar donde se forma el polvo, un logro muy importante para comprender la evolución de las galaxias", indica.

Estos resultados se han dado a conocer en la reunión que celebra la Sociedad Astronómica de Estados Unidos (AAS) en enero y se publicarán en la revista Astrophysical Journal Letters.

El equipo internacional de astrónomos usó ALMA para observar los restos de la supernova 1987A, ubicada en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia enana que orbita la Vía Láctea a cerca de 168.000 años-luz de la Tierra. La luz de esta supernova alcanzó la Tierra en 1987 —de ahí su nombre—, con lo cual 1987A es la supernova más cercana a la Tierra que se haya observado desde que Johannes Kepler observara una supernova situada dentro de la Vía Láctea en 1604.

Los astrónomos habían previsto que, a medida que el gas se enfriara después de la explosión, se formaría una gran cantidad de moléculas y polvo mediante la combinación de átomos de oxígeno, carbono y silicio en la fría área central del material remanente. Sin embargo, las primeras observaciones de 1987A hechas con telescopios infrarrojos, durante los primeros 500 días siguientes a la explosión, revelaron apenas una pequeña cantidad de polvo caliente.

Ahora, con la sensibilidad y el poder de resolución sin precedentes de ALMA, el equipo de investigación pudo obtener imágenes del abundante polvo frío que emite luz en las ondas milimétricas y submilimétricas. Los astrónomos calculan que el material remanente contiene cerca de un 25 % de la masa de nuestro Sol bajo la forma de polvo creado recientemente.

Ilustración de la Super Nova SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes. Crédito: ALMA. Izquierda: Imagen compuesta de la supernova 1987A. Los datos recabados por ALMA (en rojo) muestran el polvo recién formado en el centro del material remanente. Los datos de HST (en verde) y Chandra (en azul) muestran la onda expansiva. Créditos: Alexandra Angelich (NRAO/AUI/NSF); NASA Hubble; NASA Chandra.

Asimismo, descubrieron la formación de cantidades considerables de monóxido de carbono y monóxido de silicio. "El remanente de 1987A es un objeto especial porque no se ha mezclado con el entorno, así que todo lo que vemos se formó allí mismo", afirma Indebetouw. "Los nuevos resultados obtenidos con ALMA —los primeros de su tipo— revelan un remanente de supernova lleno de material que simplemente no existía hace algunos decenios" , agrega.

Dicho esto, las supernovas pueden generar pero también destruir los granos de polvo.

Con la irradiación de las ondas de la explosión inicial hacia el espacio se formaron brillantes anillos de materia captados durante observaciones realizadas anteriormente con el telescopio espacial Hubble. Tras alcanzar este envoltorio de gas, que se había desprendido de la estrella roja gigante al acercarse al fin de su vida, una parte de esta potente explosión rebotó y emprendió su regreso hacia el centro del material remanente. "En algún momento, esta onda en retracción chocará con estos cúmulos nebulosos de polvo recién formado" —explica Indebetouw—. "En ese momento, es probable que una parte del polvo se desintegre. Es difícil predecir cuánto, quizá sea solo un poco, o quizá la mitad o dos tercios" , Si una buena parte sobrevive y llega al espacio interestelar, se tendría una explicación a las grandes cantidades de polvo que los astrónomos detectan en el Universo temprano.

"Las galaxias muy jóvenes son increíblemente polvorientas, y ese polvo desempeña un papel fundamental en su evolución", afirma Mikako Matsuura, de la University College London. "Hoy sabemos que el polvo se genera de distintas formas, pero en el Universo temprano gran parte tiene que haber provenido de supernovas. Por fin tenemos pruebas directas que respaldan esta teoría".

Ubicación:
Constelación: Dorado / Gran Nube de Magallanes
Ascensión recta a: 05h 35m 28.03s
Declinación d: -69° 16' 11.79?

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Estrella variable:

SUPER ESTRELLA CREA JUEGO DE LUCES NAVIDEÑO

Del Telescopio espacial Hubble envían esta espectacular imagen de la estrella variable cefeida RS Puppis.


Variable cefeida RS Puppis rodeada de su nebulosa. Crédito: HUBBLE/NASA.

(24 Diciembre, 2013. HST/NASA/CA/Wikipedia) Esta imagen de saludo navideño del Telescopio Espacial Hubble de la NASA parece una corona de brillantes luces. Se trata de la estrella del hemisferio sur RS Puppis, en el centro de la imagen, está envuelta en un capullo de gases y polvo reflectante iluminado por la brillante estrella. Esta super estrella es diez veces más masiva que nuestro Sol y 200 veces más grande.

RS Puppis es una estrella variable Cefeida que se ilumina y oscurece rítmicamente en un ciclo de seis semanas. Es una de las más luminosas de su clase. Su brillo intrínseco promedio es de 15.000 veces la luminosidad de nuestro sol.

La nebulosa que la rodea parpadea con pulsos de luz de la cefeida que se propagan hacia el exterior. El Telescopio espacial Hubble tomó una serie de fotos de destellos de luz ondulatorios a través de la nebulosa, en un fenómeno conocido como "ecos de luz". A pesar de que la luz viaja a través del espacio lo suficientemente rápido como para cubrir la distancia entre la Tierra y la Luna en poco más de un segundo, la nebulosa es tan grande que la luz reflejada puede llegar a ser fotografiada atravesar la nebulosa.

Al observar la fluctuación de la luz de RS Puppis y los tenues reflejos de pulsos de luz en movimiento a través de la nebulosa, un equipo de astrónomos del European Southern Observatory (ESO) ha medido su distancia a la Tierra con un error de sólo el 1%. Comprobaron que la distancia a RS Puppis es de 6.500 años luz (con un margen de error de sólo el uno por ciento).

Ubicación:
Constelación: Puppis
Ascensión recta a: 08h 13min 04,22s
Declinación d: -34º 34’ 42,7’’

Sepa más en Wikipedia.


Estrellas:

DESCUBREN COMO EVOLUCIONAN LOS PULSARES

Detectan ‘púlsar milisegundo’ en una fase crítica de su evolución.


(01 Octubre, 2013. ESA) Gracias a los observatorios espaciales Integral y XMM-Newton de la ESA, un equipo de astrónomos ha detectado un ‘púlsar milisegundo’ en una fase crítica de su evolución, cuando pasa de emitir pulsos de rayos X a emitir ondas de radio.

Los púlsares son estrellas de neutrones magnetizadas, los núcleos muertos de estrellas masivas que explotaron como supernova cuando agotaron su combustible. Giran a gran velocidad, emitiendo pulsos de radiación electromagnética cientos de veces por segundo, como si se tratase de un faro. El análisis de estos pulsos revela que su periodo de rotación puede ser de tan sólo unos pocos milisegundos.

Los púlsares se clasifican en función de cómo generan estas emisiones. Los púlsares de radio obtienen su energía de la rotación de su campo magnético, mientras que los púlsares de rayos X se alimentan de un disco de acreción formado por la materia que arrancan de una estrella compañera.

Las teorías actuales sugieren que las estrellas de neutrones aceleran su rotación a medida que acumulan la masa procedente de su estrella compañera en su disco de acreción. Cuando el material del disco cae hacia la estrella, se calienta y emite rayos X.

Tras varios miles de millones de años, la velocidad de acreción disminuye y los púlsares se encienden de nuevo, pero esta vez emitiendo ondas de radio.

Los astrónomos piensan que existe una fase intermedia en la que las estrellas de neutrones oscilan entre estos dos estados, pero hasta ahora no se habían encontrado pruebas directas y concluyentes que respaldasen esta teoría.

Gracias al trabajo conjunto de los observatorios espaciales Integral y XMM-Newton de la ESA, combinado con las observaciones posteriores de los satélites Swift y Chandra de la NASA y de una serie de radiotelescopios en tierra, los científicos han sorprendido finalmente a un púlsar en esta fase de transición.

“La búsqueda ha llegado a su fin: hemos descubierto un púlsar milisegundo que, en cuestión de semanas, ha pasado de ser un púlsar de acreción, brillante en rayos X, a uno de rotación, brillante en las longitudes de onda de radio. Es el eslabón perdido de la evolución de los púlsares”, afirma Alessandro Papitto, del Instituto de Ciencias Espaciales de Barcelona, España, y líder de la investigación publicada esta semana enNature.

Este púlsar, identificado como IGR J18245-2452, fue observado por primera vez en la banda de los rayos X por Integral el 28 de marzo de 2013. Se encuentra en el cúmulo globular M28, en la constelación de Sagitario.

Las observaciones realizadas con XMM-Newton permitieron determinar que su periodo de rotación era de 3.9 milisegundos, lo que significa que gira sobre su propio eje más de 250 veces por segundo, clasificándolo claramente como un púlsar milisegundo de rayos X.

Pero tras comparar su periodo de rotación y otras características con las de los otros púlsares de M28, se descubrió que encajaba perfectamente con la descripción de un púlsar observado en 2006 – sólo que aquel emitía ondas de radio.


GRB corto:

DESCUBREN FUENTE DE EXPLOSIÓN DE RAYOS GAMA

Las explosiones cortas de rayos gama, sería producidas al unirse dos estrellas compactas, en una kilonova.


Imágenes del resplandor dejado por un GRB. Crédito: HUBBLE/NASA.

(05 Agosto, 2013. NASA/CA) Científicos de la NASA, utilizando el Telescopio Espacial Hubble, captaron el evanescente resplandor de un Estallido de Rayos Gema en una galaxia lejana, entregando la evidencia más fuerte que los estallidos de corta duración de rayos gamma se producen por la fusión de dos objetos estelares pequeños y muy densos.

Imagen: En la imagen de la izquierda, la galaxia en el centro produjo el estallido de rayos gamma (GRB), denominado GRB 130603B (Ocurrido el 3 de Junio 2013). La galaxia, catalogada como SDS J112848.22 170418.5, reside a casi 4 mil millones de años luz de distancia. Una toma de la galaxia realizada con la Cámara Gran Angular 3 del Hubble, el 13 de junio de 2013, reveló un brillo de luz en infrarrojo cercano a la fuente de la explosión de rayos gamma, que se muestra en la imagen en la parte superior, a la derecha. Cuando Hubble observó el mismo lugar el 3 de julio, la fuente había desaparecido, como se muestra en la imagen de abajo a la derecha. El resplandor de la decoloración proporcionó evidencia clave de que era la bola de fuego en descomposición de un nuevo tipo de explosión estelar llamada kilonova.

La evidencia es la detección de un nuevo tipo de explosión estelar llamado una kilonova, que resulta de la energía liberada cuando un par de objetos compactos chocan y se mezclan. El Hubble observó la decoloración de la bola de fuego de una kilonova el mes pasado, después de un estallido de rayos gamma cortos (GRB) ocurrido en una galaxia casi 4 mil millones de años luz de la Tierra. Ya se había predicho que una kilonova podría estar asociado a un GRB de corta duración, pero no se había visto antes.

"Esta observación resuelve finalmente el misterio del origen de los estallidos de rayos gamma cortos", dijo Nial Tanvir de la Universidad de Leicester en el Reino Unido. Tanvir dirigió un equipo de investigadores que utilizaron el Hubble para estudiar el reciente GRB de corta duración. "Muchos astrónomos, incluyendo nuestro grupo, ya han proporcionado una gran cantidad de pruebas que los estallidos de rayos gamma de larga duración (aquellos que duran más de dos segundos) se producen por el colapso de estrellas muy masivas. Pero sólo teníamos débil evidencia circunstancial de que explosiones más cortas se producen por la fusión de objetos compactos. Este resultado ahora parece proporcionar la prueba definitiva que da soporte a ese escenario ".

Los resultados del equipo aparecieron el Sábado 3 de agosto, en una edición especial en línea de la revista Nature.

Definiciones en el zoológico estelar:
Una kilonova es cerca de 1.000 veces más brillante que una nova, que es causada por la erupción de una enana blanca. A su vez la auto-detonación de una estrella masiva, una supernova, puede ser hasta 100 veces más brillante que una kilonova.

Los estallidos de rayos gamma (GRB) son destellos misteriosos de intensa radiación de alta energía que aparecen en direcciones aleatorias en el espacio. Estas explosiones son de corta duración, en la mayoría de los casos de unos pocos segundos, pero a veces se producen además resplandores débiles en luz visible y del infrarrojo cercano que continúan durante varias horas o días. Estos resplandores han ayudado a los astrónomos a determinar que los GRBs se encuentran en galaxias distantes.

Los astrofísicos han predicho GRBs de corta duración se crean cuando un par de estrellas de neutrones muy densas, caen en una espiral en un sistema binario. Este evento sucede cuando el sistema emite radiación gravitatoria, creando pequeñas ondas en el tejido del espacio-tiempo. La energía disipada por las olas hace que las dos estrellas se acerquen aún más. En los últimos milisegundos antes de la explosión, las dos estrellas se funden en una espiral mortal que emite material altamente radiactivo. Este material se calienta y expande, emitiendo un corto pero poderoso destello de luz gama.

En un artículo científico reciente, Jennifer Barnes y Daniel Kasen, de la Universidad de California en Berkeley y el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley presentaron nuevos cálculos que predicen cómo deben ser las kilonovas que deben buscar. Predijeron que el mismo plasma caliente que produce la radiación también bloquea la luz visible, haciendo que el chorro de energía de la kilonova ilumine el ambiente con luz del infrarrojo cercano durante varios días.

Una inesperada oportunidad para poner a prueba este modelo ocurrió el 03 de junio, cuando el telescopio espacial Swift de la NASA s captó un estallido de rayos gamma muy brillante, catalogado como GRB 130603B. A pesar de la explosión inicial de rayos gamma duró sólo una décima parte de un segundo, era aproximadamente 100 mil millones de veces más brillante que el flash kilonova posterior.

Entre el 12 y 13 de junio, buscaron con el Hubble la ubicación de la explosión inicial, captando finalmente un objeto rojo tenue. Un análisis independiente de los datos procedentes de otro equipo de investigación confirmó la detección. Posteriores observaciones del Hubble el 3 de julio revelaron que la fuente había desaparecido, proporcionando la evidencia clave que la luz infrarroja fue emitida por la explosión que acompaña a la fusión de dos objetos.

Einstein tenía razón:

COMPRUEBAN MECÁNICA RELATIVISTA CON ESTRELLA PULSAR

Utilizado el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO en Chile, junto con otros radiotelescopios de todo el mundo, encuentran masiva estrella de neutrones orbitada por una estrella enana blanca. El laboratorio perfecto para poner a prueba la teoría de la gravedad de Einstein — la relatividad general.


Impresión artística del púlsar PSR J0348+0432 y su compañera enana blanca. Crédito: ESO.

(02 Mayo, 2013. ESO/CA) Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un exótico objeto doble formado por una pequeña, pero inusualmente pesada, estrella de neutrones orbitada por una estrella enana blanca que tarda dos horas y media en hacer una órbita completa. La estrella de neutrones es un púlsar que gira 25 veces por segundo sobre sí misma y emite ondas de radio que pueden ser captadas desde la Tierra por los radiotelescopios. Al margen del interés que esta pareja genera por sí misma, se trata además de un laboratorio único para poner a prueba la relatividad general de Einstein.

Imagen: Impresión artística del púlsar PSR J0348+0432 y su compañera enana blanca. Crédito: ESO.

Este pulsar se llama PSR J0348+0432 y se trata de los restos de una explosión de supernova. Es dos veces más pesada que el Sol, pero tiene solo 20 kilómetros de tamaño. La gravedad en su superficie es más de 300.000 millones de veces más fuerte que la de la Tierra y, en su centro, cada volumen equivalente a un cuadrado de azucar pesa más de mil millones de toneladas, más del doble de lo que pesa la suma de toda la población del mundo. Su compañera, la estrella enana blanca, no es menos extraña: son los brillantes restos de una estrella mucho más ligera que el pulsar y que ha perdido sus capas exteriores. Ambos son cadaveres estelares que dejaron de producir energía y se están enfriando lentamente.

“Estaba observando el sistema con el Very Large Telescope de ESO, buscando cambios en la luz emitida por la enana blanca causados por su movimiento alrededor del púlsar”, afirma John Antoniadis, un estudiante de doctorado del Instituto Max Planck de radioastronomía (MPIfR) en Bonn, y autor principal del artículo. “Un rápido análisis inmediato me hizo ver que el púlsar era muy pesado. Es el doble de la masa del Sol, lo que la convierte en la estrella de neutrones más masiva conocida hasta el momento y, al mismo tiempo, en un excelente laboratorio de física fundamental”.

La teoría de la relatividad general de Einstein [1], que explica la gravedad como una consecuencia de la curvatura del espacio-tiempo creada por la presencia de objetos muy masivos, ha superado todas las pruebas desde que fue publicada por primera vez hace casi cien años. Pero, según creen algunos científicos, no puede ser la explicación definitiva y en última instancia acabará siendo sustituida [2].

Los físicos han concebido otras teorías de la gravedad que hacen predicciones diferentes a las que plantea la relatividad general. Para algunas de estas alternativas, esas diferencias solo se mostrarían en campos gravitatorios extremadamente fuertes que no pueden encontrarse en el Sistema Solar. En términos de gravedad, PSR J0348+0432 es un objeto verdaderamente extremo, incluso comparado con los otros púlsares que han sido utilizados en pruebas de alta precisión de la relatividad general de Einstein [3]. En este tipo de campos gravitatorios tan fuertes, pequeños aumentos en la masa pueden desencadenar grandes cambios en el espacio-tiempo que rodea a estos objetos. Hasta ahora, los astrónomos no tenían ni idea de qué podría pasar en presencia de estrellas de neutrones tan masivas como PSR J0348+0432, por lo que se trata de una oportunidad única para llevar a cabo pruebas en campos inexplorados.

El equipo combinó observaciones de la estrella enana blanca llevadas a cabo con el Very Large Telescope con medidas muy precisas del púlsar obtenidas con radiotelescopios [4]. Una pareja tan cercana entre sí emite ondas gravitacionales y pierde energía. Esto hace que el periodo orbital cambie ligeramente y las predicciones de este cambio hechas por la relatividad general y otras teorías competidoras son diferentes.

“Nuestras observaciones en radio eran tan precisas que ya hemos podido medir un cambio en el periodo orbital de 8 millonésimas de segundo por año, exactamente lo que predice la teoría de Einstein”, afirma Paulo Freire, otro miembro del equipo.

Esto es solo el principio de un estudio detallado de estos objetos únicos y los astrónomos los utilizarán para poner a prueba la teoría de la relatividad general en busca de una mayor precisión a medida que pase el tiempo.

Notas
[1]Se usa el término "teoría" por tradición científica, pero no significa que la "relatividad general" no haya sido probada una y otra vez. Es en realidad un espectacular cuerpo de leyes de la física que explican y predicen muchos fenómenos observables, que de otro modo quedarían sin explicación.
[2] La relatividad general no es consistente con la otra gran teoría de la física del siglo veinte, la mecánica cuántica. También predice singularidades bajo ciertas circunstancias, en las que algunas cantidades tienen a infinito, como el centro de un agujero negro.
[2] El primer púlsar binario, PSR B1913+16, fue descubierto por Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Hulse, por lo que ganaron el Premio Nobel de Física de 1993. Midieron con precisión los cambios en las propiedades de este objeto tan destacado y demostraron que eran consistentes con las pérdidas de energía de radiación gravitatoria predichas por la relatividad general.
[3] Este trabajo utiliza datos de los radiotelescopios Effelsberg, Arecibo y Green Bank, así como de los telescopios ópticos Very Large Telescope de ESO y William Herschel Telescope.

Tomada desde Paranal:

IMPRESIONANTE NEBULOSA PLANETARIA VERDE

Su extraño color proviene del oxígeno de los gases ionizados por la luz ultravioleta que emite la estrella enana blanca de su interior.


La nebulosa planetaria IC 1295. Realizada con el telescopio VLT de ESO en Chile. Crédito: ESO/VLT.

(13 Abril, 2013. ESO/CA) Esta nueva imagen, fue obtenida por el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, ubicado en Antofagasta Chile. Muestra la verde y brillante nebulosa planetaria IC 1295 rodeando a la débil estrella moribunda que le dió origen. Está situada a unos 3.300 años luz, en dirección de la constelación de Scutum (El Escudo).

Imagen: La imagen más precisa jamás obtenida de la nebulosa planetaria IC 1295. Realizada con el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO en Chile. La brillante nebulosa planetaria IC 1295 rodea una débil estrella moribunda, ubicada a unos 3.300 años luz, en la constelación de Scutum (El Escudo).

Las estrellas del tamaño del Sol acaban sus vidas como pequeñas y débiles estrellas enanas blancas. Pero, en la recta final, camino de su retiro, sus atmósferas son lanzadas al espacio. Durante unas decenas de miles de años se ven rodeadas por una espectacular y colorida nube brillante de gas ionizado conocida como nebulosa planetaria.

En esta nueva imagen obtenida por el VLT vemos la nebulosa planetaria IC 1295, que se encuentra en la constelación de Scutum (El Escudo). Tiene la extraña característica de estar rodeada por múltiples capas que hacen que parezca un microorganismo visto con microscopio, siendo las capas las membranas de la célula.

Estas burbujas están compuestas del gas que anteriormente formaba la atmósfera de la estrella. Este gas fue expelido por reacciones de fusión inestables en el núcleo de la estrella que generaron súbitas expulsiones de energía, parecidos a enormes erupciones termonucleares. El gas está bañado por una fuerte radiación ultravioleta procedente de la anciana estrella, lo que hace que el gas brille. Los diferentes elementos químicos brillan en diferentes colores y la prominente sombra verdosa que destaca en IC 1295 proviene del oxígeno ionizado.

En el centro de la imagen puede verse el remanente quemado del núcleo de la estrella como un brillante punto blanco azulado en el corazón de la nebulosa. La estrella central se convertirá en una estrella enana blanca muy débil y, a lo largo de miles de millones de años, irá enfriándose lentamente.

Las estrellas con masas similares a la del Sol y con hasta ocho veces la masa del Sol, formarán nebulosas planetarias cuando entren en la fase final de su existencia. El Sol tiene una edad de 4.600 millones de años y se prevé que viva otros cuatro mil millones de años.

Pese al nombre, las nebulosas planetarias poco tienen que ver con los planetas. Esta descripción se aplicó tras algunos descubrimientos iniciales debido al parecido de estos inusuales objetos con los planetas exteriores Urano y Neptuno observados con los primeros telescopios, y ha sido lo suficientemente pegadiza como para sobrevivir [1]. En el siglo XIX, tras realizar las primeras observaciones espectroscópicas, se determinó que estos objetos eran gas brillante.

Esta imagen fue captada por el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, situado en Cerro Paranal, en el desierto de Atacama, en el norte de Chile, utilizando el instrumento FORS (FOcal Reducer Spectrograph). Para obtener esta imagen se han combinado exposiciones tomadas con tres filtros diferentes que dejaban pasar la luz azul (de color azul), la luz visible (de color verde), y la luz roja (de color rojo).

Notas:
[1] Incluso observadores como William Herschel, que descubrió numerosas nebulosas planetarias y especuló sobre su origen y composición, sabían que, en realidad, no se trataba de planetas orbitando el Sol, ya que no tenían un movimiento relativo con respecto a las estrellas del entorno.

Ubicación:
AR: 18h 54m 37.206s
Dec: -08° 49' 39.08?[1]

CARTA CELESTE DE SCUTUM:

Carta celeste de la constelación de Scutum (El Escudo). Crédito: ESO.

Imagen: Carta celeste de la constelación de Scutum (El Escudo). Las estrellas visibles a simple vista con cielos oscuros están marcadas como puntos negros. La ubicación de la débil nebulosa planetaria IC 1295 está señalada con un círculo rojo. Este débil objeto puede verse con telescopios de aficionado grandes y puede distinguirse mejor con un filtro apropiado, tiene magnitud visual de 12,7. Se encuentra cerca del brillante cúmulo globular de estrellas NGC 6712. (Haga click en la imagen para agrandar).


En luz invisible:

EL HERSCHEL DEVELA NACIMIENTO DE ESTRELLAS GIGANTES

Utilizando la capacidad de observar luz infrarroja y submilimétrica del Telescopio Espacial Herschel de la ESA, científicos observan activa maternidad estelar.

Imagen de infrarrojo en colores asignados de la nube molecular W3. Crédito: ESA/Herschel.

(28 marzo 2013. ESA) En esta nueva imagen de una gran nube de formación de estrellas, conocida como W3, tomada el Telescopio Espacial Herschel de la ESA nos desvela cómo se forman las estrellas masivas. La nube molecular W3 alberga una enorme maternidad estelar, está ubicada a unos 6.200 años luz de nuestro planeta, en el Brazo de Perseo, uno de los cuatro brazos mayores de nuestra galaxia espiral.

Con una extensión de casi 200 años luz, W3 es uno de los mayores complejos de formación de estrellas de la Vía Láctea exterior. En su interior se forman nuevas estrellas de alta y baja masa. La línea divisoria se encuentra en las que presentan una masa ocho veces superior a la de nuestro Sol: por encima de este límite, las estrellas terminarán sus días con una dramática explosión de supernova.

Imagen arriba: La imagen de tres colores del Herschel de la nube molecular gigante W3 combina las bandas infrarrojas y submilimétricas de 70.000 nanómetros (en azul), 160.000 nanómetros (en verde) y 250.000 nanómetros (en rojo). Como el ojo humano puede ver sólo las emisiones de luz con longitudes entre los 380 y 750 nanómetros, se les asignaron a estas bandas invisibles de infrarrojo colores visibles. La imagen cubre unos 2 x 2 grados. El Sur está arriba y el Este a la derecha. Crédito: ESA/Herschell.

Los brillantes nodos azules de la imagen indican las regiones donde se están formando nuevas estrellas masivas. En la esquina superior izquierda se encuentran dos de las regiones más jóvenes del complejo: W3 Principal y W3 (OH). La intensa radiación emitida por las estrellas en formación calienta el polvo y el gas que las rodean, haciéndolos brillar intensamente ante los ojos de Herschel, sensibles a la luz infrarroja.

Las estrellas masivas más antiguas también calientan el polvo que las rodea, como se puede ver en las regiones azules etiquetadas como AFGL 333, en la esquina inferior izquierda de la imagen, y el anillo KR 140, en la esquina inferior derecha.

Regiones de formación estelar en W3. ESA. La escena está surcada por una red de filamentos y columnas de polvo y gas de color rojizo, lo que indica su menor temperatura. Varios de estos núcleos fríos ocultan estrellas de baja masa en formación, cuya emisión se deja entrever como diminutos nodos amarillos.

Imagen: Regiones de formación estelar en W3. ESA.

Al estudiar estas dos regiones de formación de estrellas masivas – W3 Principal y W3 (OH) – los científicos han encontrado una nueva hipótesis para responder a una de las mayores cuestiones relacionadas con el nacimiento de las estrellas masivas. Durante su formación, la radiación emitida por estas estrellas es tan potente que debería arrastrar el material del que se alimentan, deteniendo su desarrollo.

Las observaciones de W3 apuntan a una posible solución: en las regiones de alta densidad, parece existir un proceso de circulación continua del material del que se alimentan las estrellas, que se comprime y se va confinando bajo la acción de los cúmulos de protoestrellas masivas.

Gracias a su fuerte radiación y potentes vientos, las poblaciones de estrellas masivas en formación podrían ser capaces de agrupar y mantener grumos de material del que se continuarían alimentando durante sus primeros y más caóticos años.

El Telescopio Espacial Herschel de la Agencia Europea del Espacio, estudia el Universo frío, con detectores capaces de detectar fotones de longitudes de onda infrarrojas a submilimétricas. El aparato, que tiene el mayor espejo puesto en el espacio, está pronto a finalizar sus operaciones, al haber gastado la mayor parte de su refrigerante.

Extraña pareja:

BAILE DESENFRENADO
Con rayos X observan alocado baile de una estrella con un agujero negro.
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(20 Marzo, 2013. ESA) El telescopio espacial XMM-Newton de la ESA ha ayudado a identificar un sistema formado por una estrella enana roja y por un agujero negro que se orbitan mutuamente a gran velocidad. La estrella completa una órbita cada 2,4 horas, casi una hora menos que el anterior récord registrado.

El agujero negro de este sistema, conocido como MAXI J1659-152, es tres veces más masivo que el Sol, mientras que la estrella que le acompaña tiene una masa equivalente al 20% de la de nuestra estrella. Estos dos cuerpos se encuentran separados por un millón de kilómetros.

El dúo fue descubierto el 25 de septiembre de 2010 por el telescopio espacial Swift de la NASA, y al principio se pensó que se trataba de un brote de rayos gamma. Ese mismo día, el telescopio japonés MAXI, situado en la Estación Espacial Internacional, detectó una intensa fuente de rayos X en ese mismo lugar.

Al realizar más observaciones desde tierra y con la ayuda de otros telescopios espaciales, entre los que destaca XMM-Newton, se pudo determinar que los rayos X procedían de un agujero negro que se estaba alimentando de la materia arrancada de su diminuta compañera.

Al observar el sistema con XMM-Newton durante un intervalo de 14,5 horas, se detectó que la emisión de rayos X disminuía bruscamente de forma periódica, lo que podría indicar que el borde irregular del disco de acreción se cruzaba con la línea de visión del telescopio europeo a medida que rotaba el sistema.

La frecuencia de este fenómeno permitió determinar que la estrella presenta un periodo orbital de 2.4 horas, estableciendo un nuevo récord para los sistemas binarios de rayos X. El anterior récord estaba en manos de Swift J1753.5-0127, con un periodo de 3,2 horas.

La estrella y el agujero negro giran en torno al centro de masas del conjunto. Como la estrella es mucho más ligera, está más alejada de este punto y tiene que recorrer su órbita a la disparatada velocidad de dos millones de kilómetros por hora – lo que la convierte en la estrella más rápida jamás detectada en un sistema binario de rayos X. El agujero negro, sin embargo, recorre su órbita a ‘tan sólo’ 150.000 km/h.

“La estrella compañera gira en torno al centro de masas del sistema a una velocidad vertiginosa, casi 20 veces más rápido que la Tierra alrededor del Sol. ¡No me quiero imaginar lo que sería subirse a este tiovivo espacial!”, explica Erik Kuulkers, del Centro Europeo de Astronomía Espacial de la ESA en España, y autor principal del artículo que presenta estos resultados.

El equipo de Kuulkers también descubrió que este sistema se encuentra por encima del plano galáctico, fuera del disco principal de nuestra galaxia. Esta inusual característica sólo se había detectado en otros dos sistemas binarios, Swift J1753.5-0127 entre ellos.

“Esta alta latitud galáctica unida al corto periodo orbital podrían definir una nueva clase de sistemas binarios, sistemas que fueron expulsados del plano galáctico durante la explosiva formación de su agujero negro”, aclara Kuulkers.

En el caso de MAXI J1659-152, la rápida reacción del equipo de XMM-Newton fue clave para determinar el periodo orbital del sistema.

“Las observaciones comenzaron a la hora del té, y apenas cinco horas más tarde recibimos una solicitud para empezar a tomar medidas, que se prolongaron hasta la hora del desayuno del día siguiente. Si no fuese por esta rápida reacción, no hubiera sido posible detectar a la estrella más rápida que conocemos en un sistema binario con un agujero negro”, concluye Norbert Schartel, científico del proyecto XMM-Newton para la ESA.


Estrella hermana:

ALFA CEN A SE PARECE AL SOL

El Sol y Alfa Cen A tienen una capa de menor temperatura en su cromósfera.

Capa fría en una estrella similar al Sol. ESA.

(25 Febrero, 2013. ESA) Utilizando el telescopio espacial Herschel de la ESA, científicos europeos han descubierto una capa fría en la atmósfera de Alfa Centauri A, una característica de nuestro Sol detectada por primera vez en otra estrella. Este descubrimiento no sólo es importante para comprender la actividad del Sol, también podría contribuir a la búsqueda de sistemas protoplanetarios en el entorno de otras estrellas.

Imagen: Capa de menor temperatura (4.000°C) en la cromósfera de una estrella similar al Sol. ESA.

El sistema Alfa Centauri es al más cercano a nuestro Sol. La ténue enana roja Próxima Centauri C es la más cercana, a tan sólo 4,24 años luz. El sistema binario Alfa Centauri AB se encuentra un poco más lejos, a 4,37 años luz.

Alfa Centauri B apareció hace poco en las noticias, cuando se descubrió un planeta de masa similar a la de la Tierra en su entorno. Pero Alfa Centauri A también recibe la atención de los astrónomos: es prácticamente idéntica a nuestro Sol en términos de masa, temperatura, composición química y edad, lo que la convierte en un laboratorio natural idóneo para comparar las características de las dos estrellas.

Una de las mayores singularidades de la ciencia solar es que la ténue atmósfera exterior del Sol – la corona – se encuentra a millones de grados centígrados, mientras que la superficie visible del astro está a ‘tan sólo’ 6.000°C. Incluso más extraño resulta el hecho de que la temperatura alcance un mínimo de unos 4.000°C entre las dos capas, a unos pocos cientos de kilómetros sobre la superficie visible del sol, en la región de su atmósfera conocida como la cromosfera.

Estas dos capas se pueden observar durante un eclipse total de Sol, cuando la Luna oculta brevemente el brillo de la estrella: la cromosfera es un anillo rojizo que rodea al disco solar, y la corona se presenta como fantasmagóricos penachos blancos que se adentran millones de kilómetros en el espacio.

El perfil de temperaturas de la atmósfera solar ha sido un enigma durante muchos años. Se piensa que podría estar relacionado con la torsión y reconexión de las líneas de campo magnético, que propagan su energía a través de la atmósfera solar y en el espacio – a veces en dirección a la Tierra – en forma de tormentas solares.

Ahora, al observar Alfa Centauri A en la banda del infrarrojo lejano con Herschel y comparar los resultados con los modelos matemáticos que describen las atmósferas estelares, los científicos han descubierto por primera vez una capa fría similar a la de nuestro Sol en la atmósfera de otra estrella.

“Hasta ahora, el estudio de estas estructuras se había limitado a nuestro Sol, pero podemos ver claramente las huellas de una capa similar en Alfa Centauri A”, explica René Liseau del Observatorio Espacial de Onsala, Suecia, autor principal del artículo que presenta este descubrimiento.

“La observación de estos fenómenos en otras estrellas nos podría ayudar a descifrar el origen de estas capas y resolver el puzle del calentamiento atmosférico”.

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