Astronomía Archive

Superburbujas en el medio interestelar

La detección en las galaxias en interacción de las “Antenas” ha sido posible gracias a un novedoso método – BUBBLY- desarrollado por investigadores el IAC y con el instrumento GHaFaS, instalado en el telescopio William Herschel.

Un equipo científico liderado por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), en colaboración con la Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM), ha detectado y medido una “alfombra” de burbujas expendiéndose en el medio interestelar de las “Antenas”, un par de galaxias en interacción que se fusionarán en el futuro. Para este trabajo, publicado hoy en la revista Monthy Notices of the Royal Astronomical Society, han utilizado el Telescopio William Herschel (WHT) de 4,2 m, del Grupo de Telescopios Isaac Newton (ING), ubicado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma). El instrumento que han usado, GHaFaS, es capaz de obtener un mapa de las velocidades de una galaxia entera usando la emisión del hidrógeno ionizado en el medio interestelar.

A la izquierda: mapa de brillo superficial de “las Antenas” en la emisión de hidrógeno ionizado. Las zonas más brillantes son las zonas ocupadas por cúmulos de estrellas masivas. A la derecha: mapa de la velocidad de expansión de las burbujas detectadas en las Antenas, impulsadas por los vientos estelares y las explosiones de supernovas de las estrellas del cúmulo. Los colores dan valores de la velocidad de expansión en cada punto del mapa. La burbuja más grande tiene un tamaño de 1.500 años luz. Crédito: IAC

Para detectar las burbujas gigantes en los discos de las galaxias han utilizado “BUBBLY”, método desarrollado por algunos de los actuales autores, y que ya fue publicado en esta misma revista científica en 2015. Las burbujas gigantes las producen los vientos estelares y las explosiones de supernovas en cúmulos de estrellas muy masivas y calientes. Su tamaño depende de la cantidad de estrellas y su masa varía desde un par hasta mil años luz. A las más grandes se las denomina con frecuencia “superburbujas”.

En el estudio publicado hoy, basado en observaciones realizadas con el instrumento GHaFaS, han aplicado el método BUBBLY a las “Antenas”, donde la interacción entre las galaxias está causando grandes regiones de formación estelar, que dan lugar a numerosos cúmulos de estrellas rodeados por burbujas gaseosas en expansión. El equipo científico ha podido calcular la energía que expulsa cada una al medio interestelar, incluso las que son demasiado pequeñas para su detección completa. Próximamente, obtendrán los resultados de la muestra.

“La importancia de las burbujas –explica Artemi Camps-Fariña, investigador del IAC y primer autor de los artículos mencionados- es que nos permiten medir los efectos de la retroalimentación originados por los cúmulos de estrellas masivas de toda la galaxia. La importancia de este efecto se está reconociendo cada vez más, pues si no se tiene en cuenta, existen serias dificultades para formular teorías de formación y evolución de las galaxias”.

Sin las burbujas, las estrellas se formarían demasiado rápido y todo el gas disponible se habría consumido cuando el Universo tuviese una décima parte de su edad actual. Las galaxias estarían en un estado pasivo y no se formarían estrellas nuevas tal y como ocurre actualmente. Incluso es posible que los procesos que dieron lugar a la vida no hubieran tenido tiempo suficiente para surgir. Sin embargo, las superburbujas producidas por la retroalimentación frenan la condensación del gas del que nacen nuevas estrellas y ello ha permitido que las galaxias como la Vía Láctea formaran estrellas durante mucho más tiempo.

“Aunque la idea básica que hemos desarrollado no es nueva –apunta John Beckman, uno de los autores de ambos artículos- nuestra habilidad para medir las propiedades de las burbujas sí lo es y nos permite cuantificar el efecto. De esta forma podemos confrontar la teoría con las propiedades observadas de las galaxias”.

Artículo:“Physical properties of superbubbles in the Antennae galaxies”, por ArtemiCamps-Fariña, et al. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society). https://arxiv.org/abs/1703.02902

Sobrevolando Titán

A primeras horas del día 22 de abril, la misión internacional Cassini-Huygens sobrevoló de cerca por última vez la mayor luna de Saturno, Titán, quedando a unos 1.000 km de su atmósfera.

Lo que vemos aquí es una imagen sin procesar enviada ayer a la Tierra y tomada ese sábado a las 18:42 GMT. Es una de las muchas que pueden consultarse en el archivo de imágenes sin procesar de Cassini.

En el último sobrevuelo se aprovechó la gravedad de Titán para hacer que Cassini entrase en la fase final de la misión, a modo de preparativo para su Gran Final: una serie de 22 órbitas semanas durante las cuales la nave se adentrará entre los anillos interiores de Saturno y la atmósfera exterior del planeta. La primera de estas ‘inmersiones’ entre los anillos se produjo el miércoles.

En los próximos meses, Cassini llevará a cabo muchos otros sobrevuelos no selectivos en Titán y otros satélites naturales del sistema saturniano, aunque a distancias mucho mayores. Estos sobrevuelos no precisan de maniobras especiales: se deben a que las lunas se encuentran relativamente cerca del trayecto de la nave.

El 11 de septiembre tendrá lugar un último y distante sobrevuelo, que se ha dado en llamar el ‘beso de despedida’, ya que servirá para dirigir a Cassini hacia su trayecto de colisión con Saturno del día 15 de septiembre. Así, la misión concluirá de una forma que impedirá la posibilidad de futuros impactos en Encédalo, la luna saturniana potencialmente habitable, protegiéndola para su exploración futura.

El 25 de abril a las 13:30 GMT (15:30 CEST) tendrá lugar una rueda de prensa en la reunión de la Unión Europea de Geociencias en Viena, Austria, para prever el Gran Final y para celebrar los aspectos científicos más destacados de los increíbles 13 años de Cassini en Saturno.

Nuevos datos publicados el 24 de abril en Nature Astronomy muestran que, visto desde la órbita de Cassini, el lado nocturno de Titán presenta entre 10 y 200 veces más luz que su lado diurno. Los científicos creen que podría deberse a la eficiente difusión frontal de la luz solar por la extensa neblina de su atmósfera, un comportamiento que en nuestro Sistema Solar solo presenta Titán.

El color rojo de Marte podría deberse a la fuerte oxidación generada por micropartículas de pirita

La disolución de micropartículas de disulfuro de hierro habría generado radicales libres que ocasionaron la precipitación de óxidos y sulfatos de hierro

El color rojo de la superficie de Marte podría deberse a la fuerte oxidación generada por la disolución de micropartículas de pirita en una atmósfera sin oxígeno, lo que generó radicales libres que a su vez indujeron la precipitación de óxidos y sulfatos de hierro, según muestra un estudio internacional liderado por investigadores del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) y con participación de la Universidad de Vigo y la NASA. Los resultados del estudio se publican en la revista Scientific Reports.

“Las reacciones químicas acuosas catalizadas por superficies minerales pueden condicionar significativamente la evolución geoquímica de su entorno”, explica Carolina Gil Lozano, investigadora del CSIC en el Centro de Astrobiología de Madrid y primera autora del estudio.

“Las reacciones químicas acuosas catalizadas por superficies minerales pueden condicionar significativamente la evolución geoquímica de su entorno”, explica Carolina Gil Lozano, investigadora del CSIC en el Centro de Astrobiología de Madrid y primera autora del estudio.

“Durante su disolución, la pirita (el disulfuro de hierro más común en la Tierra) es capaz de producir sustancias muy reactivas, entre las que se encuentra el peróxido de hidrógeno (la convencional agua oxigenada) y un conjunto de radicales libres muy inestables”, añade.

Gil Lozano explica que: “Aunque varios estudios han constatado la formación de estas sustancias químicas a partir de suspensiones de micropartículas de pirita en condiciones óxicas y anóxicas (en presencia o ausencia de oxígeno), no existe un análisis detallado de su evolución, algo necesario para comprender su función en los medios naturales”.

En este trabajo se han investigado las vías de formación y descomposición de dichas sustancias combinando experimentos de laboratorio y modelos numéricos. Para realizar los experimentos los investigadores han diseñado un reactor que les ha permitido registrar en tiempo real medidas realizadas con sensores y con espectrofotometría en atmósferas controladas.

“Los datos obtenidos sugieren que el peróxido de hidrogeno (agua oxigenada) generado por la superficie de la pirita reacciona con el hierro liberado en el transcurro de su disolución (mediante la conocida como “reacción de Fenton”), formando una gran cantidad de radicales libres en solución”, detalla Gil Lozano. “A partir de estos datos, construimos un modelo cinético que utilizamos para analizar la evolución de los radicales libres implicados en el proceso”.

De forma general, los resultados obtenidos revelan que a lo largo de la disolución de microparticulas de pirita se puede generar un poder de oxidación notable a partir de estos radicales libres, incluso partiendo de atmósferas que no contienen oxígeno, como parece haber sido el caso de Marte a lo largo de toda su historia.

“Bajo este contexto, parece razonable suponer que esta reacción pudo haber contribuido de alguna forma a la oxidación del sustrato marciano, induciendo la precipitación de óxidos y sulfatos de hierro. Por lo tanto, nuestros resultados pueden contribuir a explicar por qué la superficie de Marte es roja”, concluye Gil Lozano.

Referencia bibliográfica
C. Gil-Lozano, A.F. Davila, E. Losa-Adams, A.G. Fairén and L.Gago-Duport. Quantifying Fenton reaction pathways driven by self-generated H2O2 on pyrite surfaces. Scientific Reports. Doi: 10.1038/srep43703

Descubiertos chorros supersónicos de plasma

Los datos sobre el campo magnético recopilados por la misión Swarm de la ESA han permitido descubrir en lo alto de nuestra atmósfera chorros supersónicos de plasma que pueden hacer ascender las temperaturas hasta casi 10.000 °C.

Durante el Swarm Science Meeting celebrado en Canadá la semana pasada, científicos de la Universidad de Calgary presentaron estos hallazgos y explicaron cómo estaban aprovechando las mediciones del trío de satélites Swarm para seguir desarrollando lo que ya se sabía sobre las vastas láminas de corriente eléctrica producidas en la alta atmósfera.

La teoría de que existen enormes corrientes eléctricas, impulsadas por el viento solar y guiadas a través de la ionosfera por el campo magnético terrestre, fue postulada hace más de un siglo por el científico noruego Kristian Birkeland.

Pero estas ‘corrientes de Birkeland’ no se pudieron confirmar mediante mediciones directas en el espacio hasta los años setenta, con la llegada de los satélites.

Estas corrientes transportan hacia la alta atmósfera hasta 1 TW de energía eléctrica, unas 30 veces lo que consume la ciudad de Nueva York durante una ola de calor.

También son responsables de las auroras polares, las populares cortinas de luz verdosa que se mueven lentamente de horizonte a horizonte.

Aunque estos sistemas de corrientes ya eran bien conocidos, las recientes observaciones de Swarm han revelado su relación con grandes campos eléctricos.

Estos campos, que son más fuertes en invierno, se producen allí donde las corrientes de Birkeland ascendentes y descendentes se conectan a través de la ionosfera.

Bill Archer, de la Universidad de Calgary, lo explica así: “Gracias a los datos procedentes los instrumentos de los satélites Swarm, descubrimos que estos potentes campos eléctricos impulsan chorros de plasma supersónicos”.

“Estos chorros, que llamamos ‘flujos fronterizos de corrientes de Birkeland’, marcan claramente el límite entre las láminas de corriente que se mueven en sentidos opuestos y provocan condiciones extremas en la alta atmósfera”.

“Pueden hacer que la ionosfera alcance temperaturas de hasta 10.000 °C, cambiando su composición química. También hacen que la ionosfera ascienda a mayores altitudes, donde la energización adicional puede conducir a la pérdida de material atmosférico al espacio”.

David Knudsen, también de la Universidad de Calgary, añade: “Estos últimos resultados de Swarm aportan nuevos datos sobre potencial eléctrico y tensión a nuestros conocimientos del circuito de corrientes de Birkeland, que probablemente sea el fenómeno de organización del sistema de acoplamiento magnetosfera-ionosfera más ampliamente reconocido”.

Este descubrimiento se suma a los nuevos hallazgos presentados en la semana de reuniones científicas dedicadas a la misión Swarm. En otro de los dedicados a las corrientes de Birkeland, por ejemplo, los datos de Swarm se utilizaron para confirmar que estas corrientes son más fuertes en el hemisferio norte y que presentan variaciones estacionales.

Desde su lanzamiento en 2013, los tres satélites idénticos de Swarm miden y desentrañan las distintas señales magnéticas procedentes del núcleo, el manto, la corteza, los océanos, la ionosfera y la magnetosfera de nuestro planeta.

Parte frontal de un satélite Swarm

Además del instrumental adecuado para ello, cada satélite presenta un instrumento de campo eléctrico en la parte frontal que mide la densidad, la deriva y la velocidad del plasma.

Como reconoce Rune Floberghagen, responsable de la misión Swarm de la ESA: “El instrumento de campo eléctrico es el primer generador de imágenes ionosférico en órbita, por lo que estamos encantados de obtener estos fantásticos resultados gracias a él”.

“La dedicación de los científicos que trabajan con los datos de la misión nunca deja de sorprenderme y estamos viendo algunos resultados excelentes, como estos, durante el encuentro de esta semana”.

“Swarm nos está permitiendo ver cómo funciona el planeta, desde lo más profundo de su núcleo hasta lo más alto de la atmósfera”.

La imagen con mayor resolución de un “agujero” alrededor de un cúmulo galáctico

Un equipo de investigación dirigido por Tetsu Kitayama, profesor de la Universidad Toho (Japón), usó ALMA para estudiar el gas caliente de un cúmulo galáctico

OBSERVATORIO ALMA/DICYT Un equipo de investigadores usó el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para obtener una imagen de radio de un “agujero” alrededor de un cúmulo galáctico situado a 4.800 millones de años luz de la Tierra. Se trata de la imagen de mayor resolución obtenida a la fecha de un agujero de este tipo, provocado por el efecto Sunyaev-Zel’dovich (efecto SZ). La imagen demuestra la capacidad de ALMA para estudiar la distribución y la temperatura del gas presente alrededor de los cúmulos de galaxias a través del efecto SZ.

Un equipo de investigación dirigido por Tetsu Kitayama, profesor de la Universidad Toho (Japón), usó ALMA para estudiar el gas caliente de un cúmulo galáctico. Este gas es un elemento clave para comprender la naturaleza y la evolución de los cúmulos galácticos. Aunque no emite ondas de radio detectables por ALMA, el gas caliente dispersa las ondas de radio del fondo cósmico de microondas y produce un “agujero” alrededor del cúmulo galáctico. Es el llamado efecto Sunyaev-Zel’dovic.

La imagen muestra la medición del efecto SZ en el cúmulo galáctico RX J1347.5-1145 obtenida con ALMA (azul).Créditos: ALMA(ESO/NAOJ/NRAO), Kitayama et al., telescopio espacial Hubble NASA/ESA.

Los investigadores observaron el cúmulo galáctico RX J1347.5-1145 conocido por su fuerte efecto SZ, y lo han estudiado reiteradas veces con radiotelescopios. Por ejemplo, el radiotelescopio Nobeyama de 45 metros, operado por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón, reveló una distribución desigual del gas caliente en este cúmulo, un fenómeno que no se había detectado en las observaciones de rayos X. Para entender mejor esta heterogeneidad, los astrónomos necesitan realizar observaciones de mayor resolución. Sin embargo, los objetos relativamente homogéneos y amplios como el gas caliente de los cúmulos galácticos son difíciles de observar en alta resolución con radiointerferómetros.

Para solucionar este problema, ALMA usó el Atacama Compact Array, también conocido como Morita Array, la mayor contribución japonesa al proyecto. Sus antenas de menor diámetro y su configuración más compacta permiten obtener un campo de visión más amplio. Con los datos de este observatorio, los astrónomos pueden medir con precisión las ondas de radio de objetos que describen un ángulo amplio en el cielo.

Con ALMA, los astrónomos obtuvieron una imagen del efecto SZ de RX J1347.5-1145 con el doble de resolución y una sensibilidad diez veces superior a la de las observaciones anteriores. Esta es la primera imagen de un efecto SZ generada por ALMA, una imagen que se condice con las observaciones anteriores e ilustra mejor la distribución de la presión en el gas caliente. La imagen demuestra la gran capacidad de ALMA para observar el efecto SZ y revela que se está produciendo una colisión gigante en el cúmulo galáctico.

“El efecto SZ se predijo por primera vez hace cerca de 50 años”, explica Kitayama. “Es un efecto muy débil y ha sido muy difícil obtener imágenes de alta resolución. Gracias a ALMA, esta vez dimos un gran y esperado paso en la búsqueda de un nuevo camino para estudiar la evolución cósmica”.

Los secretos de las galaxias a golpe de click

Por primera vez, un algoritmo español, desarrollado por el investigador del IAC Sebastián Hidalgo, será utilizado en el evento de computación internacional “Global Azure Bootcamp”, en el que miles de personas se conectarán a la vez para, en esta edición, ayudar a analizar datos sobre la formación de estrellas en el Universo.

Diagrama con la distribución de estrellas donde se relaciona su luminosidad (magnitud) en función de su temperatura (color). Para un contenido en metales determinado, el diagrama color-magnitud muestra secuencias específicas donde pueden identificarse la edad de las estrellas (barra vertical, cuanto más rojas, más envejecidas). A la izquierda, diagrama color-magnitud no afectado por el emborronamiento de las observaciones donde puede determinarse la edad de las estrellas con suficiente precisión. A la derecha, el emborronamiento dificulta determinar la edad de las estrellas. Crédito: Sebastián Hidalgo (IAC).

Un algoritmo es un conjunto ordenado y finito de operaciones que permite hallar la solución a un problema, ya sea matemático, informático o, incluso, astrofísico. Un conocido foro sobre estas operaciones es el evento internacional de computación distribuida “Global Azure Bootcamp”, donde se reúnen profesionales de las tecnologías de la información. El próximo tendrá lugar el 22 de abril en Madrid y con el objetivo de arrojar luz sobre la formación estelar en las galaxias mediante el procesamiento masivo de datos. Se da la circunstancia de que, por primera vez desde su creación, se ejecutará un algoritmo español, “The secret life of Galaxies: Unveiling the true nature of their star formation” (La vida secreta de las galaxias: desvelando la naturaleza de su formación estelar), desarrollado por el investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) Sebastián Hidalgo. Su aplicación servirá para conocer en detalle cómo se originan las poblaciones estelares en algunas galaxias observadas.

Laboratorios prácticos

Unas 10.000 personas ya se han apuntado para participar en esta iniciativa gratuita y que ya ha agotado sus 400 inscripciones en la sede de Madrid. Los participantes se conectarán a la plataforma “Microsoft Azure” desde todas las sedes repartidas a lo largo del planeta y aportarán su tiempo y conocimientos de forma desinteresada para computar el algoritmo implementado.

Este multitudinario proyecto, que se lleva desarrollando desde 2013 en medio centenar de países, además de ofrecer múltiples charlas sobre el uso de la plataforma de la mano de personas expertas en la materia, se estructura en dos laboratorios prácticos: Science Lab, dedicado al procesamiento del algoritmo, y Racing Lab, un taller de videojuegos de conducción 3D. En ediciones anteriores, las investigaciones en diabetes y cáncer de mama fueron los problemas protagonistas que se computaban. Este año, lo serán las estrellas.

Formación estelar

Las galaxias son los sistemas más grandes en el Universo, que albergan casi todos los objetos astronómicos conocidos. Entre ellos, las estrellas son sus ladrillos fundamentales ya que cumplen funciones vitales: procesan el gas, crean nuevos sistemas planetarios, forman agujeros negros y su luz hace que las galaxias sean visibles para nosotros. Las galaxias forman estrellas a lo largo de su vida y comprender cómo lo hacen es fundamental para entender sus procesos de formación y evolución que afectan, en última instancia, a todo el Universo.

Una de las formas más eficientes para probar los procesos de formación en galaxias es estudiando en detalle las propiedades de las estrellas más envejecidas, concretamente, su edad, metalicidad, composición química y cinemática. La historia de la formación estelar (SFH, por sus siglas en inglés) es clave para ello y, determinarla con precisión requiere algoritmos que puedan observar el momento justo en el que las estrellas empiezan a cambiar de color y magnitud hacia el rojo. Al observar este “giro” en el diagrama color-magnitud, que se debe a que las estrellas comienzan a agotar su combustible (hidrógeno), se puede determinar la edad y metalicidad de las estrellas más viejas de la galaxia y así obtener la historia de formación estelar del sistema desde que se formó hasta nuestros días.

Figura que muestra en rojo la historia de formación estelar (SFH, por sus siglas en inglés) afectada por las observaciones. Si se pudieran corregir estos efectos, podría obtenerse con más detalle y distinguir tres picos (en azul) en lugar de uno. Crédito: Sebastián Hidalgo (IAC).

Sin embargo, no es sencillo extraer datos precisos de la luz que nos llega del Universo y los equipos de investigación se enfrentan a algunos obstáculos al analizarla. Las incertidumbres asociadas a las observaciones, la precisión de los modelos o la limitación en la ejecución de los códigos inciden sobre la precisión en las historias de formación estelar. Debido a esto, algunas características de la formación estelar en las galaxias quedan “ocultas” y dificultan la interpretación de los resultados.

“El objetivo del algoritmo desarrollado en el IAC y que va a ser probado en el Science Lab –explica Sebastián Hidalgo- es precisamente limitar el impacto de todos estos efectos para poder comparar la predicción de los modelos con las observaciones de forma más directa. Es un proceso que requiere de un número muy elevado de pruebas y que sólo puede ser realizado en un entorno de computación distribuida.” Al término del evento, se recopilarán los datos para extraer la información y proceder a su tratamiento.

Pioneros en el desarrollo de algoritmos

El Grupo de Poblaciones Estelares del IAC es pionero en el desarrollo de códigos para la obtención de historias de formación estelar. Junto a Antonio Aparicio, también investigador del IAC y de la Universidad de La Laguna (ULL), Sebastián Hidalgo lleva una década desarrollando estos códigos que diferentes grupos de investigación internacionales utilizan.

La misión Rosetta permite describir cómo cambia la superficie de un cometa en su paso alrededor del Sol

Los cometas, pequeños cuerpos helados que proceden de las regiones externas del Sistema Solar, adquieren su apariencia característica cuando se aproximan al Sol, los hielos subliman y emergen la cola y la coma -una envoltura gaseosa que rodea al núcleo-. Y las semanas anteriores o posteriores al perihelio, o región de la órbita más cercana al Sol, constituyen un momento culminante de actividad que, por primera vez y gracias a la misión Rosetta (ESA), ha podido observarse de cerca. Hoy se publica en Science un estudio que analiza los cambios que la superficie del cometa 67P Churyumov-Gerasimenko ha sufrido en esta fase y que apunta a un pasado más activo.

El cometa 67P visto desde distintas orientaciones, con las regiones delimitadas. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

“Los cambios que sufre un cometa, en el más amplio sentido de la palabra, desde el Sistema Solar externo hasta el perihelio no consisten solo en el desarrollo de un coma de gas y una cola de polvo, sino que ya podemos afirmar que esos cambios a gran escala parten de cambios a pequeña escala, de decenas de metros e incluso menos, en la superficie del núcleo cometario”, apunta Luisa M. Lara, investigadora del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) que participa en la misión Rosetta.

La apariencia de un núcleo cometario en las fases cercanas al perihelio era antes desconocida, ya que quedaba oculta tras la coma. La cámara OSIRIS, a bordo de la misión Rosetta, ha podido fotografiar todo el proceso de actividad de 67P desde su despertar, en mayo de 2014, hasta el máximo acercamiento al Sol, que tuvo lugar durante el perihelio en agosto de 2015, y en su progresivo distanciamiento del mismo.

Ahora, la comparación de las imágenes obtenidas a lo largo de dos años, que cubren escalas de metros o incluso menos, ha permitido analizar qué cambios se han producido en la superficie del cometa en su viaje alrededor del Sol.

Entre los cambios destacan el derrumbamiento de cordilleras en las regiones de Seth y Ash, la prolongación unos treinta metros de la fractura de más de medio kilómetro de largo que atraviesa el cuello del cometa y la formación de otras más pequeñas paralelas a esta, o el desplazamiento de grandes masas rocosas: en la región de Khonsu, una roca de más de veinte metros de lado y con un peso equivalente en la Tierra de doscientos cincuenta kilos se movió unos ciento cuarenta metros, posiblemente debido a eventos explosivos ocurridos en el entorno.

Cambios observados en el cometa antes y después del perihelio. A: derrumbamiento de una colina; B: extensión de una fractura existente y aparición de nuevas grietas; C: movimiento de una masa rocosa de unos treinta metros de lado una distancia de ciento cuarenta metros. Fuente: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Además, se ha observado el transporte de material no consolidado en la superficie del cometa, que ha dejado al descubierto terrenos antes ocultos: por ejemplo, en la región de Imhotep se desvelaron unas estructuras circulares que en las imágenes de 2014 aparecían cubiertas, y que resultan similares a otras que aparecieron y desaparecieron en la región de Hapi y que parecen un indicio de la erosión de materiales -de hecho, el retorno a las condiciones iniciales ha sido frecuente en varios de los cambios observados-.

“La cadencia de adquisición de las imágenes y de la comparación de las mismas no nos permite reproducir la evolución de ciertos procesos, como los responsables de mover grandes bloques de roca, pero sí nos permite concluir que la actividad cometaria es un fenómeno que involucra procesos violentos, como estallidos de actividad. De hecho, en un artículo aparte que publicamos en Nature Astronomy documentamos por primera vez una relación inequívoca entre un estallido y el derrumbamiento masivo de una cordillera”, apunta Luisa M. Lara (IAA-CSIC).

“Además, intervendrían también procesos más delicados pero continuados en el tiempo, que provocan que el polvo se levante y se vuelva a depositar en la superficie, que hacen colapsar paredes de material o que dejan expuestas zonas de hielo subsuperficial”, añade la investigadora.

Sin embargo, todos los cambios resultan locales y no han afectado a los grandes accidentes geográficos de 67P, lo que indica que la orografía del cometa se fraguó en una etapa anterior en la historia del cometa. Se sabe que la interacción gravitatoria de Júpiter ha modificado al menos dos veces la órbita de 67P, en 1940 y en 1959, en las que la distancia mínima al Sol pasó de ser 600 millones de kilómetros (insuficiente para activar el cometa) a 410 y 186 millones de kilómetros respectivamente.

Los investigadores creen que los grandes relieves de 67P pudieron formarse bien en órbitas anteriores en esta misma configuración orbital, o bien en épocas aún más pretéritas, pero sin duda el cometa vivió en su pasado un periodo de actividad mucho más intenso del que ha podido documentar la misión Rosetta.

Detectado el polvo interestelar de una de las galaxias más lejanas conocidas

Un equipo científico internacional ha observado, por primera vez, el polvo interestelar de una de las galaxias más lejanas que se conocen gracias al Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), en Chile. El estudio, dirigido por Nicolas Laporte, astrónomo de la University College London (UCL) en Reino Unido, y anteriormente investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), se publica hoy en la revista especializada The Astrophysical Journal Letters y aporta luz sobre el ciclo de vida de las primeras estrellas del Universo.

“La galaxia A2744_YD4 no es sólo la más lejana observada por ALMA –explica Nicolas Laporte- sino que, además, la detección de tanto polvo indica que supernovas tempranas debieron haberla contaminado previamente. Esta observación es también la detección de oxígeno más distante en el universo”.

El polvo cósmico se compone de silicio, carbono y aluminio, con granos tan pequeños como una millonésima de centímetro. Estas partículas se forman en el interior de las estrellas y, cuando mueren, se dispersan por el espacio, especialmente al explotar como supernovas, la última fase de las estrellas masivas. Hoy, este polvo es abundante y vital para la formación de estrellas, planetas y moléculas complejas. Sin embargo, en el universo temprano, antes de que murieran las primeras estrellas, era escaso.

El polvo detectado en A2744_YD4 se observó apuntando las antenas de ALMA hacia un cúmulo de galaxias, denominado Abell 2744, que actuó como una lente gravitacional. Debido a este fenómeno, el cúmulo interviene como si fuera un telescopio gigante que magnifica alrededor de 1,8 veces la galaxia A2777_YD4 y permite observar aún más lejos, es decir, antes en el tiempo.

Las siguientes observaciones se hicieron con el Very Large Telescope (VLT), en Chile, y confirmaron la gran distancia a la que se encuentra A2744_YD4, cuando el Universo tenía 600 millones de años y se estaban formando las primeras estrellas y galaxias. “También utilizamos imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Spitzer –apunta Alina Streblyanska, astrofísica del IAC- para calcular el desplazamiento al rojo aproximado (a partir del cual se puede determinar la distancia a la que se encuentra la galaxia) incluso antes de obtener su espectro”. “Los datos de Spitzer, junto con los del Telescopio Espacial Hubble y el VLT en el infrarrojo cercano fueron cruciales para estimarlo en 8,4”, añade Ismael Pérez Fournon, también investigador del IAC y de la Universidad de La Laguna (ULL).

La detección de polvo de esta época tan temprana revela nuevas pistas del momento en que las primeras estrellas explotaron como supernovas e inundaron el Cosmos de luz, y calcular este “despertar cósmico” es uno de los “Santos Griales” de la astronomía moderna.

El equipo estimó que la galaxia A2744_YD4 tiene una cantidad de polvo equivalente a 6 millones de veces la masa del Sol, mientras que todas sus estrellas equivalen a 2.000 millones de masas solares. También pudieron medir la tasa de formación estelar y encontraron que las estrellas se están formando a un ritmo de 20 masas solares al año, muy rápido si se compara con una masa solar al año en la Vía Láctea.

“Esta velocidad no es inusual en una galaxia tan distante, pero ayuda a conocer a qué ritmo se formó el polvo en ella”, comenta el coautor del estudio Richard Ellis, astrónomo del European Southern Observatory (ESO) y de la UCL. “El tiempo que lleva este proceso es de unos 200 millones de años, así que estamos observando a A2744_YD4 poco después de su formación”.

Por tanto, las estrellas empezaron a formarse aproximadamente 200 millones de años antes de la luz que se ha podido observar ahora. Se abre así una gran oportunidad para que ALMA y otros grandes telescopios comiencen a explorar la época más temprana posible con los telescopios e instrumentación actuales, en la que se “encendieron” las primeras estrellas y galaxias del Universo. Tras 13.000 millones de años, nuestro Sol, nuestro planeta y nuestra existencia son fruto de ellas. Al estudiar su formación, vida y muerte, estamos explorando nuestros orígenes.

“Con más observaciones de este tipo –concluye Nicolas Laporte- podemos rastrear la formación inicial de las estrellas y cómo se enriquecieron químicamente en épocas aún más tempranas del Universo. La perspectiva de futuro es apasionante”.

Referencia biblioráfica:
“Dust in the Reionization Era: ALMA Observations of a z =8.38 Gravitationally-Lensed Galaxy” por Laporte et al. The Astrophysical Journal Letters. https://arxiv.org/abs/1703.02039

Se hallan unas “gemelas” de las galaxias primigenias que permiten estudiar las etapas iniciales de la formación galáctica

Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto una población de minúsculas galaxias recién nacidas a más de once mil millones de años luz de distancia, que arrojan nueva luz sobre las primeras etapas de formación de galaxias. Aunque raros, estos objetos revelan con un detalle sin precedentes las condiciones que existían en la época de formación de las primeras galaxias, formadas pocos cientos de millones de años después del Big Bang.

En astrofísica, mirar lejos equivale a mirar al pasado. De la misma manera que la luz del Sol tarda ocho minutos en alcanzarnos (y, por lo tanto, vemos el Sol cuando era ocho minutos más joven), si observamos a grandes distancias estaremos estudiando épocas pasadas. Y en las últimas décadas, los astrónomos han conseguido penetrar en lo que se conoce como “edades oscuras”, un período correspondiente a los primeros setecientos millones de años después del Big Bang y en el que las primeras galaxias, muy débiles, se hallaban envueltas en hidrógeno neutro, un gas que aumenta la opacidad del medio.


Las diez galaxias análogas a las galaxias primigenias halladas en el estudio.

Precisamente, ese gas opaco ha impedido realizar estudios detallados de estas galaxias con los observatorios actuales y, como resultado, el nacimiento y las primeras fases del crecimiento de las galaxias no han podido ser estudiadas en detalle.
Para identificar y estudiar las propiedades de estas galaxias primigenias, un equipo internacional de astrónomos ha adoptado un enfoque diferente. El equipo presenta el descubrimiento de galaxias nacientes observadas en un momento cósmico posterior, solo mil millones de años después del final de las edades oscuras, cuando el universo contaba con un 5% de su edad actual.

Al hallarse más próximas y en un entorno limpio de la “niebla” circundante, estas galaxias son más fáciles de estudiar en detalle. “Por primera vez, podemos observar una población de galaxias recién nacidas extremadamente jóvenes, que presentan todas las propiedades que se espera sean ubicuas en galaxias normales en tiempos mucho más antiguos”, indica Ricardo Amorín (INAF/Universidad de Cambridge), investigador que encabeza el estudio.

Los datos obtenidos revelan que las galaxias son muy ricas en gas ionizado, “con muy pocas cantidades de polvo y elementos pesados, como el carbono y el oxígeno, que son liberados por estrellas masivas y calientes de corta vida”, señala Enrique Pérez Montero, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) que participa en la investigación.

Estas estrellas serían las responsables de ionizar el gas circundante, y quizá también del fin de las edades oscuras: las estrellas masivas terminan su vida en explosiones de supernova, que producen grandes flujos de gas que, por un lado, “contaminaron” el universo con los elementos pesados formados en sus núcleos y, por otro, desplazaron el hidrógeno neutro y fueron creando halos ya transparentes.

Así, este estudio, que ha analizado más de dos mil galaxias y ha hallado diez de estas galaxias primigenias, ha capturado lo que parece ser uno de los primeros episodios masivos de formación estelar del universo. Estas galaxias son unas treinta veces más pequeñas y unas cien veces menos masivas que la Vía Láctea, con formas compactas e irregulares que en algunos casos se asemejan a renacuajos y pares de galaxias en proceso de fusión.

El hallazgo, publicado en la revista Nature Astronomy, ha sido posible gracias a un gran esfuerzo de observación, coordinado desde el Sondeo Ultraprofundo VIMOS desarrollado en el Very Large Telescope (VLT/ESO), que también incluye imágenes obtenidas por telescopio espacial Hubble (NASA/ESA).

 Referencia:
R. Amorín et al. ” Analogues of primeval galaxies two billion years after the Big Bang”. Nature Astronomy, DOI: 10.1038/s41550-017-0052

Los cambios rápidos apuntan al origen de los veloces vientos en los agujeros negros

Telescopios de la ESA y de la NASA han obtenido la observación más detallada hasta la fecha de un viento ultrarrápido procedente de los alrededores de un agujero negro, a casi un cuarto de la velocidad de la luz.

Las proyecciones de gas son un fenómeno común en los agujeros negros supermasivos situados en el centro de grandes galaxias. Hasta miles de millones más masivos que el Sol, estos agujeros negros se alimentan de los remolinos de gas a su alrededor. Así, lo que los telescopios espaciales detectan son brillantes emisiones, incluyendo rayos X, procedentes del interior del disco que rodea el agujero negro.

En ocasiones, los agujeros negros “se llenan” tanto que terminan por expulsar un viento ultrarrápido. Estos vientos resultan de gran interés, ya que podrían tener una gran influencia a la hora de regular el crecimiento de su galaxia anfitriona, al eliminar el gas circundante y, en consecuencia, impedir el nacimiento de estrellas.

Gracias a los telescopios XMM-Newton de la ESA y NuStar de la NASA, los científicos han podido observar con el mayor detalle hasta la fecha una de estas emisiones, procedente de una galaxia activa identificada como IRAS 13224-3809. Los vientos registrados alcanzan 71.000 km/h —0,24 veces la velocidad de la luz—, por lo que se encontrarían entre el 5% de los vientos más rápidos procedentes de agujeros negros conocidos.

XMM-Newton pasó 17 días seguidos observando el agujero negro, revelando así la naturaleza extremadamente variable de los vientos.

“A menudo realizamos una única observación de un objeto concreto y, meses o incluso años después, volvemos a observarlo para ver si se ha producido algún cambio”, explica Michael Parker, del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge, en el Reino Unido, y autor principal del artículo publicado en Nature esta semana describiendo el nuevo resultado.

“Gracias a esta larga campaña de observación, hemos descubierto por primera vez cambios en los vientos en una escala temporal de menos de una hora”. 

Los cambios se detectaron en la temperatura creciente de los vientos, que constituye una señal de su respuesta a una mayor emisión de rayos X procedentes del disco adyacente al agujero negro.

Las observaciones también mostraron cambios en la huella química del gas proyectado: a medida que la emisión de rayos X aumentaba, los electrones del viento se desprendían de sus átomos, borrando las señales de los vientos vistas en los datos.

“La huella química del viento cambió en menos de una hora debido a la fuerza de los rayos X, con una velocidad cientos de veces mayor que la detectada hasta ahora”, explica Andrew Fabian, del mismo Instituto de Astronomía, coautor del artículo e investigador principal del proyecto.

“Esto nos permite vincular la emisión de rayos X procedente del material que caía al agujero negro a la variabilidad del viento que se expulsaba más allá”.

Como añade Norbert Schartel, científico del proyecto XMM-Newton de la ESA: “Detectar esta variabilidad —y demostrar este vínculo— es un paso clave para comprender cómo se producen y se aceleran los vientos de los agujeros negros, algo que también es esencial para entender su capacidad de moderar la formación de estrellas en la galaxia anfitriona”.