NGC 1097

NGC 1097
Datos de observación ( época J2000 )
Constelación	Fornax
Ascensión recta	02 h  46 m  19.0 s [1]
Declinación	-30 ° 16 '30 " [1]
Redshift	1271 ± 3 km / s [1]
Distancia	45 millones de ly [2]
Magnitud aparente  (V)	10.2 [1]
Características
Tipo	(R'_1:) SB (r'l) bSy1 [1]
Tamaño aparente  (V)	9'.3 × 6'.3 [1]
Otras designaciones
ESO 416- G 20, PGC 10488, [1] Arp 77 [1] Caldwell 67
Ver también: Galaxy , Lista de galaxias

NGC 1097 es una galaxia espiral barrada a unos 45 millones de años luz de distancia en la constelación de Fornax . Fue descubierto por William Herschel el 9 de octubre de 1790. Es una galaxia que interactúa severamente con evidentes restos de marea y distorsiones causadas por la interacción con la galaxia compañera NGC 1097A. ^[3] Se han observado tres supernovas ( SN 1992bd , SN 1999eu y SN 2003B ) en NGC 1097 desde 1992. ^[4]

Información general 

NGC 1097 es también una galaxia Seyfert . Las fotografías profundas revelaron cuatro chorros ópticos estrechos que parecen emanar del núcleo. Estos han sido interpretados como manifestaciones del núcleo activo (actualmente débil). El análisis posterior de la distribución de energía espectral radioeléctrica a rayos X del jet más brillante fue capaz de descartar las emisiones sincrotrón y sin emisiones térmicas. Los jets ópticos están compuestos de estrellas. La falla al detectar hidrógeno gaseoso atómico en los chorros (bajo la suposición de que eran un ejemplo de colas de marea) utilizando imágenes de HI profundas de 21 cm con el radiotelescopio Very Large Array y simulaciones numéricas condujo a la interpretación actual de que los chorros son en realidad restos destrozados de una galaxia enana canibalizada.

NGC 1097 tiene un agujero negro supermasivo en su centro, que es 140 millones de veces la masa del Sol . ^[5] [6]Alrededor del agujero negro central hay un anillo resplandeciente de regiones que forman estrellas con una red de gas y polvo que gira en espiral desde el anillo hasta el agujero negro. Un flujo de material hacia la barra central de la galaxia hace que se creen nuevas estrellas en el anillo. El anillo tiene aproximadamente 5,000 años luz de diámetro, los brazos espirales de la galaxia se extienden decenas de miles de años luz más allá del anillo. ^[5]

NGC 1097 tiene dos galaxias satélite , NGC 1097A y NGC 1097B. La galaxia elíptica enana NGC 1097A es la más grande de las dos. Es una peculiar galaxia elíptica que orbita a 42,000 años luz del centro de NGC 1097. La galaxia enana NGC 1097B (5 x 10 ⁶ masas solares), la más externa, fue descubierta por su emisión HI, y parece ser un enano típico irregular. Poco más se sabe al respecto.

Galería de imágenes 

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  Anillo formador de estrellas en NGC 1097. HST . Vista de 0.9 '
 
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  Imagen compuesta en color de la región central de 5.500 años luz de la galaxia espiral NGC 1097, obtenida con la óptica adaptativa NACO en el VLT. Crédito: ESO
 
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  Imagen de falso color de NGC 1097 en infrarrojo, del Telescopio Espacial Spitzer

Exoplanetas con anillos y lunas

La mayoría de los 700 planetas extrasolares descubiertos son gigantes gaseosos situados a corta distancia de sus estrellas, lo que es normal teniendo en cuenta que son los más fáciles de detectar con las técnicas actuales. Pero lo que no hemos visto hasta ahora son exoplanetas con lunas o anillos. El asunto es de vital importancia porque muchos gigantes gaseosos descubiertos están situados en la zona habitable de su sistema. Aunque la existencia de vida en estos planetas gigantes es casi imposible -con el permiso de Carl Sagan-, sus lunas podrían ser otra historia.

Luis Ricardo Moretto y Adriana Valio, dos investigadores brasileños, han elaborado un modelo para simular estos sistemas y comprobar si pueden ser detectados con la tecnología actual. Los resultados son bastante llamativos y eso que están en la línea de modelos similares. Antes de analizarlos, conviene recordar que mediante el método del tránsito sólo disponemos de una curva de luz obtenida al pasar el planeta por delante de la estrella. Dicho de otro modo, lo que se ve a través de un telescopio no es esto:

Un planeta como Júpiter con una luna dos veces el tamaño de la Tierra (Moretto et al.).

Un planeta como Júpiter con anillos (Moretto et al.).

Sino esto otro:

Curva de luz simulada de CoRoT-2b, un planeta con una masa 1,5 veces la de Júpiter (Moretto et al.).

La posibilidad de ver una luna o un sistema de anillos en una curva de luz estelar depende del error en los datos y por lo tanto de las características de nuestro instrumento (y del sistema observado, claro está). CoRoT y Kepler son dos observatorios espaciales dedicados a la búsqueda de planetas extrasolares capaces de elaborar curvas de luz con una elevada precisión, así lo primero que debemos hacer es estudiar si son capaces de detectar lunas y anillos.

Según el modelo de Moretto y Valio, CoRoT sería capaz de descubrir exolunas con un radio mínimo 1,3 veces el de la Tierra. Por supuesto, no tenemos satélites tan monstruosos en nuestro Sistema Solar, pero nada indica que no puedan existir en otras estrellas. Por contra, Kepler podría detectar lunas de tan sólo 0,3 radios terrestres, un tamaño mucho más normal. Para que nos hagamos una idea, el radio del mayor satélite del Sistema Solar -Ganímedes- es de 0,41 veces el de la Tierra, lo que quedaría por encima del umbral de Kepler.

Así se vería la curva de luz de un Júpiter caliente con un satélite (Moretto et al.).

¿Y los anillos? Este caso es más complejo porque depende del área que ocupen vistos desde la Tierra, lo que a su vez depende de la inclinación del eje de rotación y su composición. En cualquier caso, Kepler podría detectar anillos con un área efectiva correspondiente al 3% del área del planeta. Por poner un ejemplo concreto, este telescopio espacial sería capaz de ver un sistema anillado con un tamaño igual a la mitad de los anillos de Saturno situado alrededor de un planeta con un eje inclinado 78º con respecto al plano celeste. CoRoT lo tendría más difícil, ya que sólo sería capaz de detectar un planeta que posea unos anillos que sean un 45% más grandes que los de Saturno, como mínimo.

Por supuesto, las cosas no son tan sencillas. Tanto en el caso de las lunas como especialmente los anillos hay que tener en cuenta otras fuentes de variabilidad estelar que pueden “emborronar” las curvas de luz. En concreto, el efecto de las manchas estelares prometen complicar la detección de exolunas y exoanillos. Estas fuentes de ruido obligan a obtener más curvas de luz (más tiempo de observación) para obtener una señal inequívoca. Además, no olvidemos que mediante el método del tránsito se favorece el descubrimiento de júpiteres calientes, así que en todo caso la mayoría de detecciones serían “exolunas calientes”.

Pero lo cierto es que el descubrimiento de exolunas sería un enorme paso adelante a la hora de encontrar mundos habitables en nuestra galaxia. Quizás la primera exotierra sea al mismo tiempo la primera exoluna.

Referencias:

• Transit Model of Planets with Moon and Ring System, Moretto et al. (ArXiv, 23 noviembre 2011).

cisne X-1

Visión artística de un agujero negro con disco de acreción. Crédito: Jörn Wilms (Tübingen) et al.; ESA

Un agujero negro histórico: Cygnus X-1

El agujero negro probablemente es el astro más extraño del Universo. La cuestión siguiente es, así pues, muy legítima: ¿tal objeto existe de verdad o sólo se trata del producto de la imaginación desenfrenada de los teóricos?

Una observación indirecta

Responder a esta cuestión plantea una dificultad de fondo, puesto que, por definición, un agujero negro es invisible, ya que ninguna radiación puede escaparse. Es por consiguiente imposible obtener una fotografía directa. La solución va a consistir en intentar detectar la presencia de un agujero negro indirectamente, por los efectos que produce sobre otro cuerpo.

Numerosas estrellas no están aisladas, sino forman parte de una pareja estelar. Cuando uno de los miembros de la pareja es una enana blanca o una estrella de neutrones, puede establecerse una transferencia de masa y producir fenómenos como las novas o algunos tipos de supernovas.

Si una de las estrellas es un agujero negro, procesos similares pueden producirse. De la masa transferida, se forma un disco de acreción, las temperaturas alcanzan valores extremos y se emiten grandes cantidades de rayos X. Esto nos proporciona un medio de detectar posibles agujeros negros: basta simplemente con encontrar fuentes de rayos X en estrellas binarias.

El problema, evidentemente, reside en el hecho de que las estrellas de neutrones también pueden producir rayos X en gran número. Es, pues, crucial poder determinar con certeza si una fuente es completamente un agujero negro. Un medio simple para eso es lograr determinar la masa del cuerpo que emite los rayos X.

En efecto, el estudio teórico de las estrellas de neutrones puso de manifiesto que su masa máxima era de cerca de tres veces la del Sol. Si una fuente de rayos X revela poseer más de tres masas solares, es legítimo pensar que no se trata de una estrella de neutrones, sino de un agujero negro.

El primer candidato: Cygnus X-1

El primer candidato fue descubierto al principio de los años setenta por el satélite Uhuru observando en rayos X. Éste detectó en la constelación del Cisne una fuente muy intensa, a la cual se dio el nombre de Cygnus X-1.

Imagen desde Chandra del Cygnus X-1. Crédito: NASA/CXC

Además de su potencia, la radiación de este objeto tenía la particularidad de presentar variaciones extremadamente rápidas, a veces en tiempos de algunos milisegundos. Estas fluctuaciones muy rápidas ponían de manifiesto que la fuente debía ser muy pequeña.

En efecto, para que un proceso pueda hacer variar la luminosidad de un cuerpo de modo notable, debe afectar el objeto globalmente. Esto significa que necesariamente hay un intercambio de información entre todas las partes del cuerpo. Ahora bien, estos intercambios no se hacen instantáneamente, sino, en el mejor de los casos, a la velocidad de la luz, como nos lo enseña la relatividad restringida.

Si la luz tardaba un año para atravesar un cuerpo, éste no podría presentar variaciones notables a escala de un día. Así pues, las fluctuaciones muy rápidas de la intensidad de Cygnus X-1 probaban que este cuerpo debía ser muy pequeño, de un tamaño del orden de algunos centenares de kilómetros.

Observaciones más avanzadas

Las observaciones en rayos X no permitieron determinar precisamente la posición de Cygnus X-1 en el cielo. Hubo que esperar al 1972 para que los radioastrónomos alcanzaran allí. Resultó entonces que la fuente Cygnus X-1 debía estar vinculada, de una manera o de otra, a una estrella más normal situada a 6000 años-luz de nosotros, HDE226868, que ella misma no podía ser la fuente de los rayos X.

El análisis espectral de HDE226868 reveló un vaivén periódico de las líneas de la estrella, que ponía de manifiesto que debía estar en órbita alrededor de otro cuerpo. La conclusión era simple: HDE226868 tenía un compañero, Cygnus X-1, muy poco luminoso para ser observable en el visible, pero que atraía la materia de la estrella y se volvía así una fuente de rayos X.

¿Este compañero era un agujero negro o una estrella de neutrones? Gracias a la relación entre masa y luminosidad de las estrellas, los astrofísicos sabían que la estrella HDE226868, de tipo B, contenía 30 masas solares. También conocían, gracias al análisis del desplazamiento de las líneas, la amplitud del movimiento periódico de esta estrella.

A partir de estos datos, podían determinar la masa requerida para hacer efectuar a una estrella de 30 masas solares tal movimiento: Cygnus X-1 debía ser un cuerpo minúsculo, aproximadamente de 10 masas solares, lo que estaba claramente por encima de la masa límite para las estrellas de neutrones. Cygnus X-1 es, pues, muy probablemente un agujero negro. Su masa, su pequeño tamaño y la potencia de su radiación X parecen demostrarlo.

Hay que tener en cuenta, sin embargo, que esto no es absolutamente seguro. Quedan incertidumbres en el cálculo de la masa del objeto. Si el mundo está verdaderamente mal hecho, y si todos los errores van en el mismo sentido, puede que Cygnus X-1 tenga solo tres masas solares y sea simplemente una estrella de neutrones.

Otros candidatos

Desde Cygnus X-1, otros candidatos de origen estelar al título de agujero negro han sido descubiertos. Presentan todos las mismas características: emisiones X intensas, rápidamente variables, y una masa superior a tres veces la del Sol. Podemos citar, por ejemplo, A0620-00 en la constelación del Unicornio, LMC X-1 y LMC X-3 en la Gran Nube de Magallanes o V404 Cygni en la constelación del Cisne.

Este último ejemplo probablemente es el más convincente, ya que la masa mínima del cuerpo, teniendo en cuenta todas las incertidumbres, es de seis masas solares, es decir, dos veces la masa máxima de las estrellas de neutrones.

SONDA MESSENGER

MESSENGER

Representación artística de la sonda MESSENGER en órbita de Mercurio

MESSENGER fue una sonda espacial no tripulada de la NASA, lanzada rumbo a Mercurio el 3 de agosto de 2004 y que entró en órbita alrededor de dicho planeta el 18 de marzo de 2011¹​ para iniciar un período de observación orbital de un año terrestre de duración. Durante su trayecto, la sonda ha sobrevolado la Tierra el 1 de agosto de 2005, y dos sobrevuelos a Venus (el 24 de octubre de 2006 y el 5 de junio de 2007) y tres a Mercurio (en 2008 y 2009) antes de la inserción orbital. La sonda consiguió sobrevivir cuatro años más hasta que la NASA decidió dar por terminado el proyecto y dejar que la sonda colisionara contra Mercurio el 30 de abril de 2015. Durante su misión consiguió datos muy valiosos sobre la superficie del planeta y descubrió la existencia de agua congelada en un resquicio donde nunca recibe el Sol.²​

El nombre MESSENGER es un acrónimo de MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging(Superficie, Ambiente Espacial, Geoquímica y Medición de Mercurio). Su nombre también significa "mensajero", elegido porque Mercurio era el mensajero de los dioses en la mitología romana. Esta sonda ha sido la primera en colocarse en órbita de Mercurio, ya que hasta ahora el planeta sólo ha sido visitado por la Mariner 10, que realizó tres sobrevuelos en 1974 y 1975Viaje

Lanzamiento del MESSENGER.

La sonda espacial fue lanzada usando un cohete Delta II desde Cabo Cañaveral el 3 de agosto de 2004. Una hora después la sonda se separó con éxito del propulsor y comenzó su larga travesía hacia Mercurio.

Alcanzar Mercurio requiere grandes cambios de velocidad debido a la alta velocidad orbital del planeta. Además el planeta no posee apenas atmósfera, por lo que no es posible realizar la maniobra de aerofrenado, con la que se ahorra combustible. Para llegar a su destino, la sonda MESSENGER tuvo que realizar varias maniobras de asistencia gravitatoria, que permiten cambios en la velocidad de la nave sin utilizar propelente.

La sonda sobrevoló la Tierra el 2 de agosto de 2005, con una aproximación máxima de 2347 km sobre Mongolia. Ha sobrevolado dos veces Venus, el 24 de octubre de 2006 a una altitud de 2992 km y el 5 de junio de 2007 a tan solo 338 km, poniendo a la sonda en ruta hacia Mercurio.³​

La sonda MESSENGER realizó 3 sobrevuelos de Mercurio, el primero el 14 de enero de 2008 y el segundo el 6 de octubre de ese mismo año. El tercero tuvo lugar el 29 de septiembre de 2009 para reducir gradualmente su velocidad y dirigir la nave hacia la inserción orbital, que tuvo lugar el 18 de marzo de 2011 y dar comienzo a su misión principal tras encender y comprobar los instrumentos.

Durante los acercamientos de MESSENGER a la Tierra y la Luna usó su espectrómetro para estudiar la atmósfera y superficie de ambos mundos. También realizó algunos análisis de la magnetosfera de la Tierra.

Trayectoria del MESSENGER.

Vela solar

Luego de la experiencia de la sonda Mariner 10, 30 años antes, que utilizó sus paneles como velas solares en forma no planificada para subsanar la falta de propelente, se planificó utilizar la presión de la luz solar como empuje para el frenado y posterior captura de Mercurio, de forma que pudiese entrar en órbita. Se realizaron esas maniobras según lo planificado, utilizando los paneles solares a manera de vela solar.⁴​

Sin este apoyo, además de las asistencias gravitatorias, se hubiese necesitado una cantidad muchísimo mayor de propelente, lo que hubiese subido el costo más allá del presupuesto.⁴​

Planes de observación

La misión principal tuvo una duración de un año terrestre. El objetivo de la misión era crear un mapa global de Mercurio, un modelo tridimensional de la magnetosfera y estudiar los elementos volátiles presentes en los cráteres.

Encuentro del 14 de enero de 2008

El 14 de enero de 2008 la sonda visitó por primera vez Mercurio, 33 años después del último sobrevuelo realizado por la Mariner 10. Fueron necesarios alrededor de 10 minutos para que las señales de radio llegaran al centro de control en la Universidad Johns Hopkins.

Las imágenes enviadas mostraron una superficie rugosa y repleta de cráteres, consecuencia del intenso bombardeo de meteoritos que ha sufrido el planeta. Algunas de las imágenes de alta resolución de la MESSENGER registran áreas nunca antes vistas de Mercurio y regiones que ya fueron fotografiadas por la sonda Mariner 10 en 1974. La máxima aproximación fue de 200 kilómetros de su superficie.

Energía

MESSENGER estaba equipada con dos paneles solares de Arseniuro de galio/germanio (GaAs/Ge) que proporcionaban a la sonda una media de 450 vatios en la órbita de Mercurio. Cada panel podía rotar para variar su posición e incluye reflectores ópticos para controlar la temperatura del sistema. La energía solar fotovoltaicaasí generada por los paneles se almacenaba en una batería de níquel e hidruro metálico de 23 amperios-hora.

Fin de la misión

MESSENGER concluyó su misión el 30 de abril de 2015. La NASA la estrelló contra el planeta Mercurio​ a una velocidad de 3,91 kilómetros por segundo, dejando un cráter de unos 16 metros de diámetro. La nave, de unos 513 kilogramos, liberó la misma energía al estrellarse que la explosión de una tonelada de TNT.⁸​En octubre de 2018 la Agencia Espacial Europea (ESA) en colaboración con la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial (JAXA) lanzará la sonda BepiColombo,​ que entre una de sus misiones, sería usar ese cráter para investigar el impacto de la MESSENGER sobre el planeta al dejar al descubierto parte del subsuelo con materiales más frescos y con menor exposición del exterior.​

Durante su misión, MESSENGER tomó más de 250 000 fotografías, recopilando gran cantidad de información.