Es imposible no distinguir a la estrella de esta Imagen de la semana de ESO: brillando intensamente en el centro, el masivo sistema estelar múltiple Tau Canis Majoris, el miembro más brillante del cúmulo Tau Canis Majoris (NGC 2362) en la constelación homónima Can Mayor. Aparte de Tau Canis Majoris, el cúmulo está poblado por muchas estrellas jóvenes que llaman menos la atención y que sólo tienen cuatro o cinco millones de años, por lo que todas están comenzando su vida cósmica.
El cúmulo Tau Canis Majoris es un cúmulo abierto, un grupo de estrellas nacidas de la misma nube molecular. Esto significa que todas las habitantes del cúmulo comparten una composición química común y están ligeramente unidas por la gravedad. Haber nacido juntas convierte a este entorno en un laboratorio ideal para probar las teorías de evolución estelar, la cadena de acontecimientos que conduce del nacimiento de una estrella en una nube de gas fría y densa a su desenlace final.
Aunque las estrellas de esta imagen nacieron al mismo tiempo, sus diferentes masas implican que llevarán vidas muy diferentes. Tau Canis Majoris es una de las estrellas más masivas, por lo que pertenece a un tipo de estrella de vida corta, ya que quemará el combustible de su núcleo mucho antes que sus compañeras, más pequeñas, que seguirán brillando durante miles de millones de años.
Escondido en uno de los rincones más oscuros de la constelación de Orión, este murciélago cósmico, a dos mil años luz de distancia, extiende sus nebulosas alas a través del espacio interestelar. A pesar de estar envueltas por nubes opacas de polvo, los brillantes rayos de las estrellas jóvenes de su núcleo iluminan la nebulosa. Demasiado tenue para poder distinguirla a ojo desnudo, en esta imagen, la más detallada hasta la fecha, NGC 1788 revela sus suaves colores al Very Large Telescope de ESO.
El programa Joyas cósmicas de ESO capta las nubes polvorientas del Murciélago Cósmico
El VLT (Very Large Telescope) de ESO, ha captado una etérea nebulosa escondida en los rincones más oscuros de la constelación de Orión (el cazador): NGC 1788, apodada como “el Murciélago Cósmico”. Esta nebulosa de reflexión en forma de murciélago no emite luz, por el contrario, está iluminada por un grupo de jóvenes estrellas que se encuentran en su núcleo, visibles débilmente a través de las nubes de polvo. Los instrumentos científicos han recorrido un largo camino desde que NGC 1788 fue descrita por primera vez y esta imagen, tomada por el VLT, es el retrato más detallado jamás hecho de esta nebulosa.
A pesar de que esta fantasmal nebulosa de Orión parece estar aislada de otros objetos cósmicos, los astrónomos creen que fue formada por potentes vientos estelares procedentes de estrellas masivas más alejadas. Estas corrientes de plasma abrasador provienen de las capas superiores de la atmósfera de una estrella y son lanzadas a velocidades increíbles, dando forma a las nubes que recluyen a las estrellas nacientes del Murciélago Cósmico.
<>El primero en describir NGC 1788 fue el astrónomo germano-británico William Herschel, que la incluyó en un catálogo que más tarde sirvió como base para una de las más importantes colecciones de objetos del cielo profundo, el Nuevo Catálogo General (NGC por sus siglas en inglés). Antes ya se había captado una bonita imagen de esta pequeña y tenue nebulosa por el telescopio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado en el Observatorio La Silla de ESO, pero esta escena recién observada deja a la anterior imagen “mordiendo el polvo”. Congelados en pleno vuelo, los minuciosos detalles de las alas polvorientas de este murciélago cósmico se captaron para celebrar el vigésimo aniversario de uno de los instrumentos más versátiles de ESO, FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2, reductor focal y espectrógrafo de baja dispersión).
El instrumento FORS2 está instalado en Antu, una de las Unidades de Telescopio del VLT de 8,2 metros, en el Observatorio Paranal, y su capacidad para obtener imágenes de grandes áreas del cielo con un nivel de detalle excepcional lo ha convertido en un codiciado miembro de la flota de instrumentos científicos de última tecnología de ESO. Desde su primera luz, hace 20 años, FORS2 se conoce como “la navaja suiza de los instrumentos”. Este apodo proviene de su excepcionalmente amplio conjunto de funciones. La versatilidad de FORS2 se extiende más allá de usos puramente científicos: su capacidad de captar hermosas imágenes de alta calidad como esta, hace que sea una herramienta particularmente útil para la divulgación.
Alrededor de NGC 1788
La delicada nebulosa NGC 1788 está situada en un rincón oscuro, y a menudo ignorado, de la constelación de Orión. Aunque esta nube fantasmal está algo aislada de las estrellas brillantes de Orión, sus fuertes vientos y su luz tienen un fuerte impacto en la nebulosa, forjando su forma y convirtiéndola en hogar de multitud de soles infantiles.
Esta imagen del sondeo DSS2 (Digitized Sky Survey 2 ) cubre un campo de visión de 3 x 2,9 grados y muestra que la nebulosa del Murciélago es parte de una nebulosidad mucho más grande.
Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2. Acknowledgement: Davide de Martin
El murciélago cósmico en la constelación de Orión
Este mapa muestra la ubicación de la nebulosa de reflexión NGC 1788, en la constelación de Orión (el cazador). La mayoría de las estrellas que se muestran pueden distinguirse a simple vista bajo buenas condiciones en una noche despejada, y se indica la región del cielo que se muestra en esta imagen.
Crédito:ESO, IAU and Sky & Telescope
ESOcast 195 Light: Un murciélago cósmico en pleno vuelo Escondido en uno de los rincones más oscuros de la constelación de Orión, este murciélago cósmico, a dos mil años luz de distancia, extiende sus nebulosas alas a través del espacio interestelar.
A pesar de estar envueltas por nubes opacas de polvo, los brillantes rayos de las estrellas jóvenes de su núcleo iluminan la nebulosa. Demasiado tenue para poder distinguirla a ojo desnudo, en esta imagen, la más detallada hasta la fecha, NGC 1788 revela sus suaves colores al Very Large Telescope de ESO.
Este vídeo está disponible en 4K UHD.
"ESOcast Light" es una serie de vídeos cortos que pretende mostrar las maravillas del Universo en pequeñas piezas. Los episodios de ESOcast Light no reemplazarán a los vídeos estándar y más largos de ESOcasts, pero los complementan con noticias e imágenes actuales de astronomía en los comunicados de prensa de ESO.
Crédito:ESO Directed by: Nico Bartmann. Editing: Nico Bartmann. Web and technical support: Mathias André and Raquel Yumi Shida. Written by: Sarah Leach & Calum Turner. Music: tonelabs — The Red North. Footage and photos: ESO, Digitized Sky Survey 2, N. Risinger (skysurvey.org). Scientific consultants: Paola Amico & Mariya Lyubenova. Executive producer: Lars Lindberg Christensen.
Acercándonos al murciélago cósmico Este vídeo comienza con una amplia vista de la Vía Láctea y termina con un vistazo más de cerca de NGC 1788. Escondido en uno de los rincones más oscuros de la constelación de Orión, este murciélago cósmico, a dos mil años luz de distancia, extiende sus nebulosas alas a través del espacio interestelar.
Un equipo de astrónomos descubrió la existencia de un discreto agujero negro al observar su efecto en una nube de gas interestelar. Este agujero negro de masa intermedia es solo uno de más de 100 millones que se cree que existen en nuestra galaxia. Esta investigación inaugura un nuevo método para buscar agujeros negros ocultos y nos ayuda a entender mejor los procesos de crecimiento y evolución de éstos.
Los agujeros negros tienen una fuerza de gravedad tan intensa que absorben todo lo que los rodea, y ni siquiera la luz logra escapar. Como no emiten luz, los astrónomos tienen que limitarse a predecir su existencia a partir del efecto que tiene su gravedad en los demás astros. Hay agujeros negros con masas equivalentes a unas cinco veces nuestro Sol y agujeros negros millones de veces más masivos que el Sol. Si bien los astrónomos creen que los pequeños agujeros negros se fusionan y crecen de forma paulatina, nunca se había encontrado uno de masa intermedia, que tuviera cientos o miles de veces la masa del Sol.
Un equipo de investigación dirigido por Shunya Takekawa, del Observatorio Astronómico Nacional de Japón, observó HCN–0.009–0.044, una nube de gas que se desplazaba de forma extraña cerca del centro de la galaxia, a 25.000 años luz de la Tierra, en la constelación de Sagitario. Los astrónomos usaron el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para observar la nube en alta resolución, y descubrieron que esta giraba alrededor de un objeto masivo invisible.
“Los análisis cinemáticos detallados revelaron que había una masa enorme, equivalente a 30.000 veces la masa del Sol, concentrada en una zona mucho más pequeña que nuestro Sistema Solar”, explica Takekawa. “Esto, sumado a la ausencia de cualquier objeto en el lugar observado, es un indicio fehaciente de que hay un agujero negro de masa intermedia. Esperamos encontrar más agujeros negros ocultos analizando otras nubes anómalas”.
Tomoharu Oka, profesor de la Universidad Keio y codirector del equipo, agrega: “Es significativo que este agujero negro de masa intermedia se haya detectado solo a 20 años luz del agujero negro supermasivo que habita el centro de la galaxia. En el futuro, terminará siendo absorbido por el agujero negro supermasivo, al igual que el gas que fluye hacia él. Esto avala el modelo de crecimiento de los agujeros negros mediante fusión”.
La nueva Cruz de Einstein J2211-3050. Se trata de una galaxia elíptica (objeto amarillo), relativamente cercana, que actúa de lente. Los cuatros objetos azules (ABCD) son las imágenes producidas de una galaxias aproximadamente 3 veces más lejana - Hubble
El fenómeno, predicho por la teoría de la Relatividad General, es una lejana galaxia a 20.000 años luz amplificada y distorsionada por otra tres veces más cercana
La trayectoria de la luz se curva ante la presencia de materia. Esa es una de las conclusiones más llamativas de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein y se puede observar cuando la luz emitida desde una galaxia lejana pasa cerca de un objeto muy masivo, como otra galaxia, en su camino hacia el observador. El fenómeno se conoce como lente gravitacional, ya que es similar al efecto que producen las clásicas lentes de vidrio sobre los rayos de luz, y actúa como una lupa cambiando el tamaño, la forma y la intensidad de la imagen aparente del objeto lejano.
Según el grado de alineación de las dos fuentes, se pueden observar imágenes múltiples de la fuente lejana como, por ejemplo, anillos, arcos o bien cuatro imágenes separadas en forma de cruz (de ahí el nombre de “cruz de Einstein”). En general, es extremadamente difícil detectar una lente gravitatoria, ya que la separación entre las imágenes producidas por la lente suele ser muy pequeña, lo que requiere imágenes de alta resolución para poder verlas. Fue precisamente al analizar imágenes de alta resolución del Telescopio Espacial Hubble, que se pudo localizar una agrupación de objetos que parecía una cruz de Einstein.
Para demostrar que las cuatro imágenes pertenecen al mismo objeto, un equipo de científicos, liderado por Daniela Bettoni, astrofísica del Observatorio de Padova, y Riccardo Scarpa, investigador del Gran Telescopio Canarias (GTC/IAC) en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma), decidió obtener con el GTC observaciones espectroscopias que permiten dispersar la luz de cada fuente en sus longitudes de onda (colores) y analizar en detalle sus características. Una galaxia muy joven
Según Scarpa, «el resultado no podía haber sido mejor. La atmósfera estaba muy transparente y con mínima turbulencia, lo cual nos permitió separar claramente la emisión de tres de las cuatro imágenes. El espectro nos dio inmediatamente la prueba que estábamos buscando; la misma línea de emisión, debida al hidrógeno, aparecía en los tres espectros exactamente a la misma longitud de onda. No había duda de que se trataba de la misma fuente de luz».
Se había descubierto una nueva cruz de Einstein, bautizada como J2211-0305 por sus coordenadas en el cielo. Sin embargo, lo más excepcional del hallazgo es que el objeto que actúa de fuente es una galaxia muy joven. «Normalmente la fuente es un cuásar, es decir, un núcleo activo de galaxia, por lo que fue una gran sorpresa descubrir que la fuente era otra galaxia con líneas de emisión muy intensas, lo cual indica que se trata de un objeto joven que está todavía formando grandes cantidades de estrellas», explica Bettoni. La galaxia lente tiene forma elíptica y está localizada a una distancia de aproximadamente 7.000 millones de años luz (z=0.556), mientras que la fuente más lejana, reconvertida por la lente en una cruz, se encuentra a 20.000 millones de años luz (z=3.03). Es el segundo caso conocido con este tipo de fuente.
La forma del Universo
Gracias a estas nuevas observaciones, publicadas en la revista «The Astrophysical Journal Letters», los astrónomos tienen una herramienta más para investigar y comprender el Universo. Por ejemplo, observando las diferencias en el espectro de las distintas imágenes, es posible determinar las propiedades del medio que se encuentra entre nosotros y la fuente. Además, en el caso de una fuente de luminosidad variable, se puede obtener información sobre la forma del Universo a través del desfase producido cuando una imagen se ilumina antes que las otras.
Con esta técnica, también se puede determinar con precisión la masa de la galaxia lente y, como ocurre con una lupa que concentra hacia nosotros la luz de la fuente aumentando su brillo, permite ver objetos que normalmente serían inalcanzables. En este caso, se calcula que la fuente es 5 veces más brillante de lo que sería sin la magnificación producida por la lente.
En el norte de Chile, se construye desde el año pasado el Telescopio Extremadamente Grande o ELT por sus siglas en inglés.
Cuando esté listo en 2024, será el telescopio óptico infrarrojo más grande del mundo.
En el norte de Chile, se construye desde el año pasado el Telescopio Extremadamente Grande o ELT por sus siglas en inglés.
Cuando esté listo en 2024, será el telescopio óptico infrarrojo más grande del mundo.
El proyecto pertenece al Observatorio Europeo Austral (ESO, por sus siglas en inglés), que eligió al cerro Armazones, en Antofagasta, como el lugar ideal para ver las estrellas con el ELT.
El proyecto pertenece al Observatorio Europeo Austral (ESO, por sus siglas en inglés), que eligió al cerro Armazones, en Antofagasta, como el lugar ideal para ver las estrellas con el ELT.
Con un espejo de 39 metros, podrá captar imágenes con una nitidez 15 superior a la del telescopio espacial Hubble, que orbita la Tierra en el borde exterior de la atmósfera.
Un equipo internacional de astrónomos, liderado por el investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y la Universidad de La Laguna (ULL) David Jones, ha descubierto un sistema binario con un periodo orbital de poco más de tres horas. El descubrimiento, que ha requerido varios años de observaciones, no sólo resulta sorprendente por tratarse de estrellas binarias con uno de los periodos orbitales más cortos dentro de una nebulosa planetaria jamás observado, sino que, además, revela la posibilidad de que, debido a su proximidad, el sistema pueda experimentar una explosión de nova antes de que se disipe la nebulosa. Los resultados de la investigación acaban de ser publicados en la prestigiosa revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).
Las nebulosas planetarias son envolturas de gas y polvo que estrellas parecidas a nuestro Sol expulsan al final de sus vidas. “En muchos casos vemos que esa expulsión se origina de una interacción entre la estrella progenitora y una compañera cercana, y por eso forman nebulosas con estructuras tan elaboradas”, explica Jones. En la investigación se ha estudiado la nebulosa planetaria M3-1, una firme candidata de haber sido creada por un sistema binario debido a sus chorros de material, muy habituales en interacciones entre dos estrellas cercanas. Según Brent Miszalski, investigador del Telescopio SALT en Sudáfrica y coautor del estudio, “tenía que ser una estrella binaria, por eso decidimos observarla para intentar entender la relación entre las estrellas y la nebulosa que han formado”.
Las observaciones enseguida confirmaron las sospechas. “Al empezar a observarla, vimos inmediatamente que era un sistema binario y que su brillo cambiaba rápidamente, por lo que podía significar que tenía un periodo orbital muy corto”, cuenta Henri Boffin, investigador del Observatorio Europeo Austral (ESO por sus siglas en Ingles) en Alemania. De hecho, la separación calculada entre las dos estrellas es de, aproximadamente, 160.000 kilómetros, es decir, menos de la mitad de la distancia entre la Tierra y la Luna.
Después de varias campañas de observaciones en Chile con los telescopios Very Large Telescope (VLT) y New Technology Telescope (NTT), los investigadores consiguieron recopilar los datos suficientes para empezar a entender las propiedades de las estrellas, como su masa, temperatura y tamaño. “Para nuestra sorpresa descubrimos que las estrellas eran grandes y que, al estar tan cerca, es muy probable que, dentro de unos miles de años, podamos ver otro tipo de interacción binaria en forma de explosión de nova”, añade Paulina Sowicka, estudiante del Centro Nicolas Copernicus en Polonia.
El resultado de las observaciones contradice las actuales teorías de evolución de binarias que sostienen que, una vez formada la nebulosa planetaria, las estrellas permanecen separadas durante mucho tiempo antes de llegar a interaccionar de nuevo. Cuando esto ocurre, la nebulosa ya debería haberse dispersado de manera que no se observaría. Sin embargo, una explosión de nova observada en 2007, conocida como Nova Vul 2007, dentro de otra nebulosa planetaria, puso en entredicho el modelo. “En el caso de M3-1, vemos otro candidato que puede experimentar una evolución similar; como las estrellas se están casi tocando, no deberían tardar mucho en volver a interaccionar y, quizás, a producir una nova dentro de una nebulosa planetaria”, concluye Jones.
Esta imagen muestra una galaxia enana, de la constelación meridional de Fénix, llamada, por razones obvias, la Enana de Fénix.
La Enana de Fénix es única en tanto en cuanto no se puede clasificar según el esquema habitual de galaxias enanas; mientras que su forma la identificaría como una galaxia enana esferoidal —que no contiene suficiente gas como para formar nuevas estrellas—, los estudios han demostrado que la galaxia tiene asociada una nube de gas cercana, dando pistas sobre una reciente formación de estrellas y una población de estrellas jóvenes.
La nube de gas no está dentro de la propia galaxia, pero todavía está ligada a ella gravitatoriamente, lo que significa que, con el tiempo, acabará cayendo en la galaxia. Puesto que la nube está cerca, es probable que el proceso que la arrojó hacia afuera todavía esté en curso. Después de estudiar la forma de la nube de gas, los astrónomos sospechan que la causa más probable de la eyección sean explosiones de supernova que hayan tenido lugar dentro de la galaxia.
Los datos para crear esta imagen fueron seleccionados del archivo de ESO como parte del concurso Tesoros Ocultos.
FORS2, un instrumento instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, ha observado la galaxia espiral NGC 3981 en todo su esplendor. La imagen fue captada como parte del programa Joyas Cósmicas de ESO, que aprovecha las escasas ocasiones en las que las condiciones de observación no son adecuadas para recabar datos científicos. En lugar de permanecer inactivo, el programa Joyas Cósmicas de ESO aprovecha ese tiempo y utiliza los telescopios de ESO para captar impresionantes imágenes de los cielos del sur.
Esta maravillosa imagen muestra la resplandeciente galaxia espiral NGC 3981 suspendida en la negrura del espacio. Esta galaxia, que se encuentra en la constelación de Crater (la taza), fue fotografiada en mayo de 2018 con FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2, reductor focal y espectrógrafo de baja dispersión 2), instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO.
FORS2 está instalado en la Unidad de Telescopio 1 (Antu) del VLT, en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile. Entre la batería de instrumentos de vanguardia montados en las cuatro unidades de telescopio del VLT, FORS2 destaca por su extrema versatilidad. Igual que una “navaja suiza”, este instrumento (además de ser capaz de producir hermosas imágenes como esta) es capaz de estudiar una gran variedad de objetos astronómicos de muy diversas maneras.
La extrema sensibilidad de FORS2 reveló brazos espirales de NGC 3981, cargados de polvo en forma de vastas corrientes y de regiones de formación estelar, y un disco prominente de jóvenes estrellas calientes. La galaxia está inclinada hacia la Tierra, permitiendo a los astrónomos observar justo en el corazón de esta galaxia y estudiar su centro luminoso, una región altamente energética que contiene un agujero negro supermasivo. También se muestran estructuras espirales periféricas de NGC 3981, algunas de las cuales parecen haber sido estirada hacia el exterior de la galaxia, probablemente debido a la influencia gravitatoria de un pasado encuentro galáctico.
NGC 3981 tiene muchos vecinos galácticos. Aproximadamente a unos 65 millones de años luz de la Tierra, la galaxia es parte del Grupo NGC 4038, que también contiene a las conocidas Galaxias Antena, que son galaxias en interacción. Este grupo forma parte de la gran Nube de Cráter, que es sí misma un componente más pequeño del Supercúmulo de Virgo, la titánica colección de galaxias que alberga nuestra propia galaxia Vía Láctea.
NGC 3981 no es el único objeto interesante de esta imagen. Además de varias estrellas en primer plano de nuestra galaxia, la Vía Láctea, FORS2 también captó un asteroide solitario atravesando el cielo: se trata de la débil línea que puede verse hacia la parte superior de la imagen. Este asteroide, sin quererlo, ha ilustrado el proceso utilizado para crear imágenes astronómicas, con las tres exposiciones diferentes de la ruta del asteroide que componen esta imagen, que se muestra en las secciones del azul, el verde y el rojo.
Los científicos podrían haber observado, por primera vez, la destrucción de un planeta joven o planetas alrededor de una estrella cercana. Las observaciones del Observatorio de Rayos X Chandra de la NASA indican que la estrella madre está ahora en el proceso de devorar los restos planetarios. Este descubrimiento da una idea de los procesos que afectan a la supervivencia de los planetas infantiles.
Desde 1937, a los astrónomos les ha desconcertado la curiosa variabilidad de una joven estrella llamada RW Aur A, ubicada a unos 450 años luz de la Tierra. Cada pocas décadas, la luz óptica de la estrella se ha desvanecido brevemente antes de volver a brillar. En los últimos años, los astrónomos han observado que la estrella se oscurece con mayor frecuencia y durante períodos más largos.
Usando el Chandra, un equipo de científicos puede haber descubierto qué causó el evento de oscurecimiento más reciente de la estrella: una colisión de dos cuerpos planetarios infantiles, que incluye al menos un objeto lo suficientemente grande como para ser un planeta. A medida que los desechos planetarios resultantes caen en la estrella, genera un velo espeso de polvo y gas, oscureciendo temporalmente la luz de la estrella.
"Las simulaciones por ordenador han predicho durante mucho tiempo que los planetas pueden caer en una estrella joven, pero nunca antes lo hemos observado", dijo Hans Moritz Guenther, investigador del Instituto Kavli para Astrofísica e Investigación Espacial del MIT, quien dirigió el estudio. "Si nuestra interpretación de los datos es correcta, esta sería la primera vez que observamos directamente a una joven estrella devorando un planeta o planetas".
Los anteriores eventos de oscurecimiento de la estrella pueden haber sido causados por aplastamientos similares, de dos cuerpos planetarios o grandes restos de colisiones pasadas.
RW Aur A se encuentra en la formación estelar Taurus-Auriga, que alberga guarderías estelares que contienen miles de estrellas infantiles. Las estrellas muy jóvenes, a diferencia de nuestro sol relativamente maduro, todavía están rodeadas por un disco giratorio de gas y grupos de material que varían en tamaño desde pequeños granos de polvo hasta guijarros, y posiblemente planetas. Estos discos tienen una existencia de entre 5 y 10 millones de años.
Se estima que RW Aur A tiene varios millones de años y todavía está rodeada por un disco de polvo y gas. Esta estrella y su estrella compañera binaria, RW Aur B, tienen la misma masa que el sol.
Las notables caídas en el brillo óptico de RW Aur A que ocurrieron cada pocas décadas duraron aproximadamente un mes. Luego, en 2011, el comportamiento cambió. La estrella se oscureció nuevamente, esta vez durante unos seis meses. La estrella finalmente se iluminó, solo para desvanecerse nuevamente a mediados de 2014. En noviembre de 2016, la estrella volvió a su brillo total, y luego en enero de 2017 volvió a oscurecerse.
El Chandra se usó para observar la estrella durante un período ópticamente brillante en 2013, y luego en periodos poco intensos en 2015 y 2017, cuando también se observó una disminución en los rayos X.
Debido a que los rayos X provienen de la atmósfera exterior caliente de la estrella, los cambios en el espectro de rayos X -la intensidad de los rayos X medidos a diferentes longitudes de onda- sobre estas tres observaciones se usaron para sondear la densidad y composición del material absorbente alrededor de la estrella.
El equipo descubrió que las caídas tanto en la luz óptica como en la de rayos X son causadas por gas denso que oscurece la luz de la estrella. La observación en 2017 mostró una fuerte emisión de átomos de hierro, lo que indica que el disco contenía al menos 10 veces más hierro que en la observación de 2013 durante un período brillante.
Guenther y sus colegas sugieren que el exceso de hierro se creó cuando dos cuerpos planetarios infantiles, colisionaron. Si uno o ambos cuerpos planetarios están hechos en parte de hierro, su aplastamiento podría liberar una gran cantidad de hierro en el disco de la estrella y oscurecer temporalmente su luz a medida que el material cae en la estrella.
Una explicación menos favorecida es que los granos pequeños o partículas como el hierro pueden quedar atrapados en partes de un disco. Si la estructura del disco cambia repentinamente, como cuando la estrella compañera de la estrella pasa cerca, las fuerzas de marea resultantes podrían liberar las partículas atrapadas, creando un exceso de hierro que puede caer en la estrella.
Los científicos esperan hacer más observaciones de la estrella en el futuro, para ver si la cantidad de hierro que la rodea ha cambiado, una medida que podría ayudar a los investigadores a determinar el tamaño de la fuente del hierro. Por ejemplo, si aparece la misma cantidad de hierro en uno o dos años, puede indicar que proviene de una fuente relativamente masiva.
"Actualmente se necesita mucho esfuerzo para aprender sobre exoplanetas y cómo se forman, por lo que obviamente es muy importante ver cómo los planetas jóvenes podrían destruirse en interacciones con sus estrellas anfitrionas y otros planetas jóvenes, y qué factores determinan si sobreviven", dijo Guenther.
Concepto artístico de la destrucción de un joven planeta o planetas observada por el Chandra. Image Credit: NASA/ CXC/M. Weiss; X-ray spectrum: NASA/CXC/MIT/H. M.Günther
El VLT (Very Large Telescope) de ESO, ha llevado a cabo la primera luz de un nuevo modo de óptica adaptativa llamado “Tomografía láser” y ha captado imágenes de prueba extraordinariamente precisas del planeta Neptuno, cúmulos de estrellas y otros objetos. El instrumento pionero MUSE en modo de campo estrecho, trabajando con el módulo de óptica adaptativa GALACSI, ahora puede utilizar esta nueva técnica para corregir las turbulencias de la atmósfera a diferentes altitudes. Ahora es posible captar imágenes desde la superficie de la tierra en longitudes de onda visibles más nítidas que las del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA. La combinación de una gran nitidez de la imagen junto con las capacidades espectroscópicas de MUSE, permitirá a los astrónomos estudiar las propiedades de los objetos astronómicos con mucho más detalle de lo que ha sido posible hasta ahora.
El instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer, explorador espectroscópico multiunidad) instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, trabaja con una unidad de óptica adaptativa denominada GALACSI. Hace uso de las instalaciones de estrellas de guiado láser (Laser Guide Stars Facility), 4LGSF, un subsistema de la instalación de óptica adaptativa (AOF, Adaptive Optics Facility). El AOF proporciona óptica adaptativa a los instrumentos de la Unidad de Telescopio 4 del VLT (UT4). MUSE fue el primer instrumento en beneficiarse de esta nueva instalación y ahora tiene dos modos de óptica adaptativa: el modo de campo amplio y el modo de campo estrecho.
El modo de amplio campo de MUSE, junto con GALACSI en modo nivel del suelo, corrige los efectos de la turbulencia atmosférica hasta un kilómetro por encima del telescopio sobre un campo de visión relativamente amplio. Pero el nuevo modo de campo estrecho, que utiliza tomografía láser, corrige casi la totalidad de las turbulencias atmosféricas sobre el telescopio para crear imágenes mucho más nítidas, pero en una región más pequeña del cielo.
Con esta nueva capacidad, el telescopio UT-4 de ocho metros alcanza el límite teórico de nitidez de la imagen y ya no está limitado por las perturbaciones atmosféricas. Es algo extremadamente difícil de lograr en el rango visible y proporciona imágenes comparables en nitidez a las del Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA. Permitirá a los astrónomos estudiar con un detalle sin precedentes objetos fascinantes como agujeros negros supermasivos en el centro de galaxias distantes, chorros lanzados por estrellas jóvenes, cúmulos globulares, supernovas, planetas y sus satélites en el Sistema Solar y mucho más.
La óptica adaptativa es una técnica que compensa los efectos de las turbulencias provocadas por la atmósfera terrestre, también conocido como visibilidad astronómica o seeing, un gran problema al que se enfrentan todos los telescopios terrestres. La misma turbulencia de la atmósfera que hace que las estrellas titilen a simple vista, hace que los grandes telescopios obtengan imágenes borrosas del universo. La luz que nos llega de estrellas y galaxias se distorsiona al atravesar la capa protectora de nuestra atmósfera, y los astrónomos deben utilizar tecnología inteligente para mejorar de forma artificial la calidad de la imagen.
Para lograrlo, se fijan cuatro láseres brillantes al UT4 para proyectar hacia el cielo columnas de una intensa luz anaranjada de 30 centímetros de diámetro que excitan los átomos de sodio de las capas altas de la atmósfera y crean estrellas de guiado láser artificiales. Los sistemas de óptica adaptativa utilizan la luz de estas “estrellas” para determinar la turbulencia de la atmósfera y calcular las correcciones mil veces por segundo, ordenando al espejo secundario del UT4, delgado y deformable, que modificar constantemente su forma, compensando las deformaciones que provoca la atmósfera y corrigiendo la luz distorsionada.
MUSE no es el único instrumento que disfruta de unas instalaciones de óptica adaptativa. La cámara infrarroja HAWK-I ya utiliza otro sistema de óptica adaptativa, GRAAL. En unos años le seguirá el potente y nuevo instrumento ERIS. Juntos, estos grandes avances en óptica adaptativa están mejorando la ya poderosa flota de telescopios de ESO, cuyo objetivo es observar el universo.
Este nuevo modo constituye también un importante paso adelante para el ELT (Extremely Large Telescope) de ESO, que necesitará tomografía láser para alcanzar sus objetivos científicos. Estos resultados en UT4 con el AOF ayudarán a los científicos e ingenieros del ELT a implementar una tecnología de óptica adaptativa similar en el gigante de 39 metros.
En esta imagen captada por el instrumento VIMOS, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, vemos dos galaxias espirales atrapadas en una fascinante y arremolinada danza. Las dos galaxias en interacción, NGC 5426 y NGC 542, forman un intrigante objeto astronómico llamado Arp 271.
Llenando el vacío entre las dos galaxias, podemos ver cúmulos de gas azulado, polvo y estrellas jóvenes, los cuales son el resultado de la interacción gravitatoria mutua. Como muchas otras observaciones astronómicas, esta imagen mira hacia atrás en el tiempo. Gracias al vasto espacio que separa a la Tierra de Arp 271, esta imagen muestra cómo eran las galaxias hace más de 110 millones años: la cantidad de tiempo que ha tardado su luz en llegar hasta nosotros. Se cree que este tipo de colisión y fusión también será el destino final de la Vía Láctea, ya que los científicos creen que será sometida a una interacción similar con nuestra galaxia vecina Andrómeda.
Los astrónomos desconocen la trayectoria de 900 asteroides cercanos a la Tierra - Archivo
Son objetos de distintos tamaños detectados en su día pero cuya trayectoria no se ha podido seguir
Según un estudio recién publicado en arxiv.org los astrónomos han "perdido la pista" de más de 900 asteroides cercanos a la Tierra. Se trata de cuerpos de tamaños muy variados, detectados puntualmente en algún momento pero cuyas trayectorias no fue posible seguir. Por eso, ahora los investigadores no tienen ni idea de dónde pueden estar esos objetos, ni tampoco si alguno de ellos sigue ahora un rumbo de colisión frontal con nuestro planeta.
Sin embargo, el 11% de esos objetos están clasificados como "no confirmados", lo cual significa que las pocas observaciones que se hicieron de ellos no fueron suficientes para determinar sus órbitas. En otras palabras, los astrónomos no saben dónde mirar para volver a localizarlos.
Peter Vereš, investigador del Centro de Planetas Menores, ha analizado junto a un grupo de colegas todos los datos disponibles sobre esos objetos, con el fin de averiguar por qué se perdió la pista de tantos de ellos. Y descubrió que el factor principal es el tiempo de observación.
De hecho, para determinar la trayectoria de un asteroide (y tenerlo, por tanto, localizado en todo momento), es necesario observarlo más de una vez en un periodo de unas pocas horas. "Tenemos que actuar rápido -afirma Vereš-. Mañana, ese objeto podría estar ya en el otro lado del cielo y nadie sabrá ya dónde se encuentra".
Pero algunos telescopios tardaron 20 horas o más antes de informar del avistamiento de un posible NEA, lo que hace que sea prácticamente imposible encontrarlos de nuevo y confirmarlos. A veces, la culpa es del mal tiempo, que impide hacer las observaciones necesarias en el plazo requerido. Para cuando los cielos se han despejado, el objeto, que se mueve a varias decenas de km por segundo, puede estar ya en cualquier parte.
Rocas peligrosas
Al no poder calcular sus órbitas, resulta imposible determinar lo cerca que esas rocas pasarán de la Tierra en el futuro, ni lo peligrosas que podrían llegar a ser para nosotros. Para saber mejor a qué nos enfrentamos, Vereš y su equipo utilizaron las mediciones iniciales del brillo de esos "asteroides perdidos" para hacer una estimación de sus tamaños. Y resulta que el mayor de ellos tiene varios km de diámetro, un tamaño suficiente para provocar una devastación a escala planetarfia si finalmente impactara contra la Tierra.
Los investigadores determinaron que otros 102 de esos asteroides extraviados tienen diámetros superiores a los 140 metros, justo en la línea que se usa para definir a los asteroides como "potencialmente peligrosos". La mayoría de los restantes tienen solo unas pocas decenas de metros de diámetro o menos.
Según Vereš, esos 900 asteroides perdidos pueden ser un serio problema para las estimaciones de cúantos NEAs hay en total. "Si los modelos no tienen en cuenta estos objetos no confirmados -asegura el investigador- podemos estar subestimando la población total de asteroides cercanos a la Tierra en un 10 o un 20 por ciento".
Vereš, sin embargo cree que no existe motivo para preocuparnos en exceso, ya que según las estadísticas incluso un objeto peligroso, pero no letal, de unos 20 metros solo alcanza la Tierra una vez entre cada 50 y 100 años. "Yo diría -concluye- que el verdadero peligro procede de objetos que aún no hemos descubierto".
Estudios científicos sugieren fuertemente que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en el centro galáctico, llamado Sagitario A. AFP
Están cerca del agujero negro supermasivo de Sagitario A
De mucho menor tamaño, tienen una masa similar a la de una estrella
Los científicos creen que podría haber cientos de miles en nuestra galaxia
Investigadores de la Universidad de Columbia, en Estados Unidos, han observado una docena de agujeros negros en el centro de la Vía Láctea, en las inmediaciones del ya conocido agujero negro supermasivo de Sagitario A, según publica la revista Nature.
Se trata de la primera evidencia que corrobora la predicción de que los grandes agujeros negros en el núcleo de muchas galaxias están rodeados por cuerpos similares de menor tamaño, con una masa similar a la de una estrella.
Para intentar confirmar esa hipótesis, un equipo dirigido por Charles Hailey ha analizado datos obtenidos por el Observatorio Chandra de Rayos X, un satélite de la NASA en órbita desde 1999, y ha detectado una docena de sistemas estelares binarios en los que uno de los componentes es un agujero negro.
Todos esos sistemas se encuentran a menos de un pársec -unos 3,26 años luz- de Sagitario A, una región rodeada de un halo de gas y polvo que propicia la creación de estrellas y agujeros negros. La distribución de los cuerpos detectados por el grupo de Columbia sugiere que en el centro de la Vía Láctea podría haber decenas de miles de agujeros negros similares.
"Tan solo conocemos cerca de cinco docenas de agujeros negros en toda la galaxia, que mide unos 100.000 años luz de ancho, pero se supone que hay entre 10.000 y 20.000 de esos cuerpos en una región de tan solo seis años luz. Sin embargo, nadie ha sido capaz de encontrarlos", señala Hailey en un comunicado.
"Este hallazgo confirma una importante teoría y tiene muchas implicaciones", agrega el autor principal del estudio. Hasta ahora, los científicos habían tratado de observar agujeros negros atrapados en un sistema binario a partir de las ráfagas de rayos X que en ocasiones emiten ese tipo de configuraciones estelares.
Dificultad para detectarlos
El centro de la galaxia está tan alejado de la Tierra, sin embargo, que esas emisiones deben ser especialmente potentes para alcanzar nuestro planeta, por lo que puede detectarse una cada 100 o 1.000 años, según Hailey. Los científicos tampoco pueden observar de forma directa agujeros negros aislados, sin una estrella asociada, dado que no emiten radiación alguna que pueda medirse.
El grupo de Columbia ha utilizado en cambio la estrategia de buscar agujeros negros emparejados con una estrella de baja masa, un tipo de sistema que emite ráfagas de rayos-X de baja intensidad, pero de forma constante.
"Sería muy fácil si los sistemas binarios de agujeros negros ofrecieran de manera rutinaria enormes ráfagas, como las estrellas de neutrones, pero no lo hacen. Por eso tuvimos que dar con otro modo de buscarlos", indica el astrofísico.
Para poner a prueba su método, Hailey y su equipo analizaron de nuevo información obtenida en el pasado por el Observatorio Chandra y fueron capaces de detectar doce sistemas binarios de ese tipo. A partir de esos datos, infieren que puede haber entre 300 y 500 cuerpos similares en las inmediaciones de Sagitario A, así como unos 10.000 agujeros negros aislados solo en esa misma región.
Imagen de la galaxia NGC 5128 o Centaurus A. Crédito: ESO
Los centros de las galaxias masivas se encuentran entre las regiones más exóticas del Universo. Albergan agujeros negros supermasivos con masas en torno a millones e incluso miles de millones de masas solares. Estos agujeros negros son capaces de inducir la caída de abundante material hacia ellos, produciendo así la emisión de enormes cantidades de energía hasta su final inmersión en el agujero negro. Además, durante este período (fase activa de la galaxia o AGN, siglas en inglés de Active Galactic Nucleus), se expulsa material hacia el exterior en forma de chorros a altas velocidades (relativistas) capaces de producir violentos choques con el material que lo rodea.
Desde hacía tiempo se pensaba que toda esta emisión (luz y partículas) hacia las partes más externas, así como el crecimiento del agujero negro central, debía de influir en la manera en la que estas galaxias forman estrellas dificultando dicha formación. “Esta influencia -señala el primer autor del artículo, Ignacio Martín Navarro, quien fue estudiante de doctorado del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y la Universidad de La Laguna (ULL) y, actualmente, investigador de la Universidad de California en Santa Cruz (Estados Unidos) y del Max Planck Institute for Astronomy (Alemania)- nos permitiría explicar relaciones como la existente entre la masa del agujero negro central y la masa total estelar. De hecho, sin esta ‘retroalimentación’, las simulaciones de formación y evolución de galaxias masivas fallan drásticamente tanto en reproducir las propiedades de éstas como en el número de galaxias predichas de una masa determinada”. Sin embargo, hasta la fecha no había ninguna evidencia observacional en favor de esta idea cada vez más asentada y establecida.
“En este trabajo -añade este astrofísico- analizamos los espectros centrales de 74 galaxias con los datos del Hobby-Eberle Telescope Massive Galaxy Survey con el fin de obtener cómo el ritmo de formación estelar en estos sistemas ha cambiado a lo largo de su vida (historia de formación estelar). Para ello utilizamos códigos que nos permiten comparar espectros observados con aquellos predichos por modelos de evolución estelar. De esta manera, podemos saber cuántas estrellas de diversas edades habitan cada una de las galaxias observadas.”
“Como resultado de este análisis -explica Tomás Ruiz Lara, investigador del IAC y otro de los autores del artículo de Nature- encontramos distintas historias de formación estelar para galaxias que albergan agujeros negros de diversas masas. Este hallazgo sugiere de manera clara que, efectivamente, agujeros negros supermasivos centrales son capaces de afectar a la formación estelar a lo largo de toda la galaxia y, es más, que dicho efecto neto depende de la masa de los mismos.”
De acuerdo con este análisis, las galaxias con agujeros negros más masivos en sus centros presentan un mayor ritmo de formación estelar inicial, llevando a la formación de un agujero negro más masivo que pronto es capaz de frenar la formación estelar en estos sistemas. Por el contrario, este proceso se produce mucho más lentamente en aquellas galaxias que actualmente albergan agujeros negros menos masivos, empezando además con una menor eficiencia de formación estelar. “Concretamente -subraya Ruiz Lara-, encontramos que galaxias con agujeros negros centrales más masivos forman la mayoría de su masa (95%) hasta 4.000 millones de años antes que en el caso de las galaxias con agujeros negros menos masivos. De la misma manera, la formación estelar más reciente (durante los últimos 700 millones de años) es mayor en el caso de galaxias con agujeros negros menos masivos.”
El hecho de que la masa de estos agujeros negros esté relacionada con la cantidad de materia y energía emitida en su fase AGN (aspecto bien conocido), unido a los resultados ahora obtenidos, confirma un sencillo escenario previamente establecido y que gracias a este estudio se ve claramente reforzado. Para la formación eficiente de estrellas se necesita gas y polvo frío. Sin embargo, la energía y partículas emitidas desde la zona central de una galaxia en su fase de AGN es capaz de calentar el medio que encuentra a su paso, disminuyendo así la posibilidad de formación estelar. A mayor emisión (que es sinónimo de mayor masa de agujero negro central), menor será la eficiencia de la galaxia anfitriona para formar estrellas. Esto explica fácilmente que galaxias con agujeros negros más masivos vean antes suprimida su formación estelar inicial así como que la formación estelar reciente no sea favorecida.
Estos resultados, de una importancia clave en la astrofísica moderna e intensamente buscados durante los últimos 20 años, ofrecen en definitiva evidencias observacionales a hipótesis ampliamente aceptadas fundamentales para entender cómo se forman y evolucionan las galaxias más masivas.
Fuente de rayos X de J0045 + 41. Image Credit: NASA/ESA/Universidad de Washington
Parece que ni siquiera los agujeros negros pueden resistirse a la tentación de entrometerse de forma inesperada en fotografías. El "objeto intruso" en cuestión aparece como un objeto de fondo en imágenes de la cercana galaxia de Andrómeda, revelado como la que podría ser la pareja más cercana entre sí de agujeros negros supermasivos jamás observada.
Los astrónomos hicieron este notable descubrimiento utilizando datos de rayos X del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA y datos ópticos de los telescopios terrestres Gemini-North en Hawai y Palomar Transient Factory de Caltech en California.
Esta fuente inusual, llamada LGGS J004527.30 + 413254.3 (J0045 + 41 para abreviar), se vio en imágenes ópticas y de rayos X de Andrómeda, también conocida como M31. Hasta hace poco, los científicos pensaban que J0045 + 41 era un objeto dentro de M31, una gran galaxia espiral ubicada relativamente cerca a una distancia de aproximadamente 2,5 millones de años luz de la Tierra. Los nuevos datos, sin embargo, revelaron que J0045 + 41 estaba en realidad a una distancia mucho mayor, a unos 2.600 millones de años luz de la Tierra.
"Estábamos buscando un tipo especial de estrella en M31 y pensamos que habíamos encontrado una", dijo Trevor Dorn-Wallenstein de la Universidad de Washington en Seattle, WA, quien dirigió el artículo describiendo este descubrimiento. "¡Nos sorprendió y emocionó encontrar algo muy extraño!"
Aún más intrigante que la gran distancia de J0045 + 41 es que probablemente contenga un par de agujeros negros gigantes en órbita uno cerca del otro. La masa total estimada para estos dos agujeros negros supermasivos es aproximadamente doscientos millones de veces la masa de nuestro Sol.
Anteriormente, un equipo diferente de astrónomos había visto variaciones periódicas en la luz óptica de J0045 + 41 y, creyendo que era miembro de M31, lo clasificó como un par de estrellas que orbitaban una alrededor de la otra una vez cada 80 días.
La intensidad de la fuente de rayos X observada por el Chandra reveló que esta clasificación original era incorrecta. Más bien, J0045 + 41 tenía que ser un sistema binario en M31 que contenía una estrella de neutrones o un agujero negro que extraía material de un compañero, el tipo de sistema que Dorn-Wallenstein buscaba originalmente en M31, o un sistema mucho más masivo y distante que contiene al menos un agujero negro supermasivo de rápido crecimiento.
Sin embargo, un espectro del telescopio Gemini-Norte tomado por el equipo de la Universidad de Washington mostró que J0045 + 41 debe albergar al menos un agujero negro supermasivo y permitió a los investigadores estimar la distancia. El espectro también proporcionó evidencias posibles de que había un segundo agujero negro en J0045 + 41 y se movía a una velocidad diferente de la primera.
Luego, el equipo utilizó datos ópticos de Palomar Transient Factory para buscar variaciones periódicas en la luz de J0045 + 41. Encontraron varios períodos en J0045 + 41, incluidos unos en 80 y 320 días. La relación entre estos períodos coincide con lo predicho por el trabajo teórico sobre la dinámica de dos agujeros negros gigantes que se orbitan entre sí.
"Esta es la primera vez que se han encontrado pruebas tan sólidas para un par de agujeros negros gigantes que se orbitan", dijo la coautora Emily Levesque de la Universidad de Washington.
Los investigadores estiman que los dos supuestos agujeros negros se orbitan entre sí con una separación de solo unos cientos de veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Esto corresponde a menos de una centésima parte de un año luz. En comparación, la estrella más cercana a nuestro Sol está a cuatro años luz de distancia.
Tal sistema podría formarse como consecuencia de la fusión, miles de millones de años antes, de dos galaxias que contenían un agujero negro supermasivo. En su actual separación cercana, los dos agujeros negros inevitablemente se dibujan más cerca, ya que emiten ondas gravitacionales.
"No podemos precisar exactamente la cantidad de masa que contiene cada uno de estos agujeros negros", dijo el coautor John Ruan, también de la Universidad de Washington. "Dependiendo de eso, creemos que este par colisionará y se fusionará en un agujero negro en tan solo 350 años o hasta en 360.000 años".
Si J0045 + 41 de hecho contiene dos agujeros negros que se orbitan estrechamente emitirá ondas gravitatorias, sin embargo, la señal no sería detectable con LIGO y Virgo. Estas instalaciones terrestres han detectado fusiones de agujeros negros de masa estelar que no pesan más de 60 soles y, muy recientemente, una entre dos estrellas de neutrones.
"Las fusiones de agujeros negros supermasivos ocurren en cámara lenta en comparación con los agujeros negros de masa estelar", dijo Dorn-Wallenstein. "Los cambios mucho más lentos en las ondas gravitacionales de un sistema como J0045 + 41 se pueden detectar mejor mediante un tipo diferente de instalación de ondas gravitacionales llamada Pulsar Timing Array".
Marque en su calendario: una serie de tres superlunas aparecerán en la etapa celestial del 3 de Diciembre de 2017, el 1 de Enero de 2018 y el 31 de Enero de 2018.
Una superluna es una Luna que está llena cuando también está en o cerca de su punto más cercano en su órbita alrededor de la Tierra. Dado que la órbita de la Luna es elíptica, un lado (apogeo) está a unos 50,000 km más lejos de la Tierra que el otro (perigeo). Las lunas llenas de perigeo cercano parecen aproximadamente un 14% más grandes y un 30% más brillantes que las Lunas llenas que se encuentran cerca del apogeo en la órbita lunar.
"Las superlunas son una gran oportunidad para que las personas comiencen a mirar la Luna, ¡no solo una vez sino todas las oportunidades que tienen!", dijo Noah Petro, investigador del Centro de Vuelos Espacial Goddard de la NASA.
Es difícil para nuestros ojos distinguir estos pequeños cambios de tamaño cuando la Luna está alta en medio de la inmensidad del cielo nocturno. Pero cada vez que observas una Luna llena mientras se levanta o se pone, mientras está suspendida en el horizonte y resplandece a través de las siluetas de árboles o edificios, su tamaño aparente podría hacerte parecer el doble.
Si solo puedes observar un episodio de la trilogía de superlunas, observa la tercera. Será muy especial.
En primer lugar, la superluna del 31 de Enero contará con un eclipse lunar total, con una totalidad visible desde el oeste de América del Norte a través del Pacífico hasta el este de Asia. La órbita de la Luna alrededor de nuestro planeta está inclinada, por lo que normalmente cae por encima o por debajo de la sombra de la Tierra. Aproximadamente dos veces al año, una Luna llena se alinea perfectamente con la Tierra y el Sol de modo que la sombra de la Tierra bloquea totalmente la luz del Sol, que normalmente se reflejaría en la Luna.
"El eclipse lunar del 31 de Enero será visible durante la puesta de la luna. La gente en el este de los Estados Unidos, donde el eclipse será parcial, tendrá que levantarse por la mañana para verlo", señala Petro. "Pero es otra gran oportunidad de ver la Luna".
La Luna perderá su brillo y adquirirá un brillo misterioso, más débil de lo normal, de la escasa luz solar que atraviesa la atmósfera de la Tierra. A menudo emitidas en un tono rojizo debido a la forma en que la atmósfera dobla la luz, las Lunas totalmente eclipsadas a veces se llaman 'Lunas de sangre'.
"Estamos viendo todos los amaneceres y puestas de Sol de la Tierra en ese momento reflejados desde la superficie de la Luna", dice Sarah Noble, científica de programas en la sede de la NASA.
La superluna del 31 de Enero también será la segunda luna llena del mes. Algunas personas llaman a la segunda Luna llena en un mes una Luna Azul, que la convierte en una súper 'Luna Azul'. Las Lunas Azules suceden cada dos años y medio, en promedio. Con el eclipse total, será verdaderamente un espectáculo real: una luna 'súper azul de sangre'.
El descubrimiento de cinturones de polvo en Proxima Centauri hace necesario entender mejor su historia. De esta manera, podemos enmarcar el hallazgo en su contexto.
Espectacular imagen de Fomalhaut tomada por el HST. Se puede apreciar la evolución del planeta Fomalhaut b. (Fuente: NASA)
En los años 80 no se conocían planetas en otras estrellas distintas del Sol. El único sistema planetario estudiado hasta entonces era el Sistema Solar. Fue entonces cuando algo empezó a cambiar, con la puesta en órbita de IRAS, el primer telescopio infrarrojo.
La sorpresa llegó enseguida, cuando los instrumentos del nuevo telescopio IRAS se estaban calibrando. Para ello, se enfocó a Vega, una estrella bien conocida, de la que no se esperaban sorpresas. Cuando apareció un exceso en el infrarrojo muchos pensaron que era un defecto fatal del dispositivo. Sin embargo, tras muchos test se verificó que el telescopio funcionaba correctamente.
El telescopio espacial IRAS detectó lo que se llama “un exceso en el infrarrojo”. Es decir, en el espectro de distribución de energía de una estrella aparecía un flujo en el infrarrojo superior al esperado.
Y, además, la estrella Vega no era la única; había otras más, muchas más. Por si fuera poco, en 1984 se consiguió obtener la primera imagen del disco que rodeaba a la estrella Beta Pictoris.
En unos años había cuatro famosas estrellas en las que se tomaron imágenes de discos. Las llamaron “Las Cuatro Fantásticas (The Fantastic Four)”: Beta Pictoris, Vega, Fomalhaut y Epsilon Eridani.
Imagen del planeta de Beta Pictoris b (Centro) sobre la imagen del disco de debris de la estrella (Fuente: ESO. Crédito: Lagrange, 2008).
Se comprendió enseguida que los discos de escombros (debris) eran el remanente del proceso de formación del sistema planetario, en el que ya no quedaba gas. En estos discos de escombros se producían colisiones en cascada que terminaban produciendo un polvo que emitía intensamente en el infrarrojo.
Llegaron nuevos telescopios espaciales en el infrarrojo medio y lejano, como el ISO, que en los 90 amplió el número de estrellas que mostraban un “exceso en el infrarrojo”.
La llegada del telescopio Spitzer aportó nuevas imágenes de discos durante su fase criogénica (2003-2009). Fue capaz de resolver el disco que rodeaba a muchas estrellas. Pero fue realmente Herschel (2009-2013), con su apertura de 3,5 metros, el telescopio espacial que permitió que ahora se conozcan cientos de discos de escombros (debris) similares comparables con nuestro cinturón de Kuiper.
Imagen del disco de Epsilon Eridani en la banda submilimétrica. (Fuente: SCUBA. JCMT. Jane Greaves.)
Muchas de la estrellas grandes (A) tienen discos. La mejora de las técnicas de imagen de alto contraste permitió identificar planetas en ellas: Fomalhaut, Beta Pictoris, HR 8799, HD 95086, etc. proporcionando imágenes espectaculares.
Esquema del sistema Epsilon Eridani comparado con el Sistema Solar. (Fuente: NASA JPL Caltech)
En las estrellas pequeñas (M) apenas se detectaban discos. Quizá si los hay, pero no son lo suficientemente grandes para poder detectarlos. Estaba el caso de GJ 581 y Au Mic.
En las estrellas del tipo solar (FGK) los resultados estadísticos eran que un 16%-22% podían tener discos. Parece que hay cierta correlación entre la presencia de discos y planetas pequeños. Resultaba que las estrellas con exoplanetas no muy grandes (< 100 masas terrestres) suelen tener discos. En las que tenían gigantes gaseosos se sospecha que de alguna forma los destruyen. Tengamos en cuenta (modelo de Niza) que posiblemente los gigantes gaseosos dejaron el Cinturón de Kuiper en un 1% de lo que fue en su origen.
Tau Ceti, 82 G. Eridani (HD 20794), 61 Vir, HD 69830, HD 38858 son casos de estrellas del tipo solar con discos y posibles planetas pequeños. Hay casos más difíciles, como Epsilon Eridani, que parece que tiene un gigante gaseoso y enormes cinturones.
Actualmente, los telescopios espaciales en el infrarrojo IRAS, ISO, el Spitzer criogénico y Herschel han dejado de funcionar. Sin embargo, ahora tenemos a ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) un sistema interferométrico de antenas instaladas en el desierto de Atacama.
Imagen del disco de HR 8799, sistema famoso por tener 4 planetas obtenidos por Imagen de al ta resolución (Fuente: NASA JPL_Caltech)
Cuando se obtienen imágenes en el infrarrojo lejano la localización del verdadero anillo, con los planetesimales, no es clara. Y es que en el infrarrojo se ve el polvo que generan las colisiones entre los cuerpos y este polvo se mueve por, por ejemplo, la radiación o el viento estelar. ALMA sin embargo, estudia el polvo en la escala del milímetro y es sensible a partículas más grandes que los telescopios infrarrojos, De esta manera, los resultados estarán más cerca de la localización real de los discos de escombros.
Imagen de un disco protoplanetario obtenida con ALMA. No confundir con un disco de escombros (Debris), que describe una fase posterior a la formación de planetas (Fuente: ALMA)
Y conociendo realmente bien dónde están los cinturones de planetesimales se pueden identificar resonancias o procesos que permitan intuir dónde están los planetas.
Y ahora volvamos sobre Proxima Centauri:
Los cinturones detectados en Proxima Centauri son bastante débiles. El cinturón principal (1-4 UA), podría tener una masa similar al Cinturón de Kuiper.
Para confirmar el disco más externo (30 UA) se necesita más información pero, si se confirma, sería un extraño cinturón no comparable con nada del Sistema Solar. Se han detectado casos parecidos, como el cinturón de la cercana estrella Groombridge 1618. Esta estrella tiene un extraño anillo muy frío.
El extraño objeto a 1,6 UA hace volar nuestra imaginación. La posibilidad de que sea un gran planeta que, por su lejanía, haya pasado desapercibido para las campañas de velocidad radial no deja de ser sugerente, aunque quizá debería tener menos de 100 masas terrestres. Seamos cautos. Tenemos el ejemplo de la estrella con planetas (55 Cancri), en la que se detectó un “exceso en el infrarrojo” con IRAS que luego (en 2002) terminaron siendo galaxias lejanas que aparecían en el fondo. Es verdad. Estas situaciones que se produjeron con IRAS son mucho menos probables con un sistema de la potencia de ALMA. No obstante, sería muy interesante estudiar nuevamente el sistema con ALMA, para ver si los objetos siguen mostrándose pasados unos meses.
Los resultados del equipo Red Dots deberían mostrarnos si es posible confirmar la presencia de ese planeta Proxima c, que podría estar relacionado con el más interior y caliente de los cinturones (0,4 UA)
Finalizando, lo único que tengo claro es que el sistema de Proxima Centauri renueva su interés. Cada vez me emociona más.
Sigamos atentos.
Relación sistemas resueltos a menos de 10 parscs (33 años luz). Se echan de menos Groombridge 1634 (4 parsecs) y 82 G. Eridani (6 pasecs). Quizá el autor considera que no se ha alcanzado un resolución completa de esos discos.
2011. Herschel detecta débiles cinturones con una luminosidad reducida, similar a la del Cinturón de Kuiper, pero mucho más fríos. Entre otras, destaca la cercana estrella Groombridge 1618. https://arxiv.org/abs/1110.4826
2012. Wyatt resuelve con Herschel el disco de la cercana estrella 61 Vir usando el telescopio Herschel. Además analiza la relación entre la presencia de discos y planetas. https://arxiv.org/abs/1206.2370
2015. Kennedy muestra los discos de algunas estrellas cercanas (incluyendo la cercana estrella 82 G. Eridani) analizando la relación entre los discos y sus planetas. https://arxiv.org/abs/1503.02073
2016. Montesinos explica que un 22% de las estrellas del tipo solar (FGK) podrían tener discos. La introducción del paper es muy interesante. https://arxiv.org/abs/1605.05837
