jueves, 8 de marzo de 2018

Cómo sobrevivir a una dieta inestable

El GTC ayuda a comprender el insólito comportamiento de algunas estrellas binarias

Natalia Ruiz Zelmanovitch
Hay sistemas de estrellas que se comen la una a la otra. Es decir, la masa fluye de un objeto al otro, sobreviviendo al proceso de pérdida y recuperación sucesiva de materia. Esta transferencia de masa se ve en muchas estrellas binarias, pero aún no se comprende en profundidad este fenómeno, ya que debido a su cercanía lo lógico sería que se fundieran en un solo objeto, cosa que, en este caso, no ocurre.
La mayor parte de las estrellas del universo son estrellas binarias, es decir, parejas de estrellas que giran una en torno a la otra. Además, muchas de ellas acaban sus vidas como enanas blancas, objetos con una masa de unas 0,5 masas solares y del tamaño de la Tierra. Se trata de mucha masa condensada en muy poco espacio, por lo que pertenecen a una clase denominada “objetos compactos”: remanentes de estrellas tan densos que muestran un estado de la materia que no podemos encontrar en la Tierra, la denominada “materia degenerada”. Dentro de los objetos compactos también encontramos las estrellas de neutrones y los agujeros negros estelares masivos, cuyo estudio es fundamental para saber más sobre estos estados de la materia.
Estudiar estas estrellas binarias nos ayuda a ampliar nuestro conocimiento sobre la física en las últimas fases de la evolución estelar, ya que son estrellas “muertas” (es decir, ya no hay reacciones nucleares en su interior) y un ejemplo de materia degenerada.
Las estrellas binarias pueden ser muy variadas, pero en nuestro caso, el objeto de estudio es un tipo muy concreto: las AM Canum Venaticorum (AM CVn), una clase de estrellas variables cataclísmicas. Nuestras parejas están formadas por dos estrellas enanas blancas en las que la masa fluye de un objeto al otro. Se cree que han sobrevivido a la sucesiva acreción mutua de masa, es decir, situaciones en las que la masa fluyó de un objeto a otro hasta tres veces: aún no se comprende en profundidad cómo es posible que el sistema sobreviva a los sucesivos episodios de pérdida de masa. Esta transferencia se ve en muchas parejas de estrellas binarias, especialmente cuando las dos estrellas están muy cerca la una de la otra y, en estos casos, lo lógico sería pensar que acabarían fundiéndose en una sola estrella que, tal vez, sobreviviría, pero que muy probablemente acabaría explotando como supernova Tipo Ia. Estudiando la manera en la que permanecen como estrella binaria, los investigadores esperan comprender qué objetos acaban fundiéndose unos con otros  y cuáles explotan como supernovas de Tipo Ia, importantes para trazar la expansión acelerada del universo.
Por último, estas parejas tienen un periodo orbital muy corto, a veces de menos de una hora, y son prolíficas emisoras de ondas gravitacionales en longitudes de onda largas. Estas perturbaciones en el espacio tiempo fueron predichas por la teoría de la Relatividad General de Einstein y su existencia fue confirmada indirectamente al trazar la evolución de la órbita de estrellas de neutrones y parejas de binarias formadas por este tipo de estrellas. Aún no se han detectado de forma directa estas ondas gravitacionales, pero se espera poder hacerlo en la próxima década  utilizando tanto instrumentos desde tierra, basados en la tecnología láser (como VIRGO y LIGO), o desde el espacio con satélites como eLISA, de la Agencia Espacial Europea (European Space Agency, ESA), cuyas principales candidatas de estudio son precisamente las estrellas AM CVn.
Transferencia de masa
Las simulaciones numéricas sobre la población de estos objetos nos dicen que la proporción de masa de las dos estrellas debería ser más extrema cuanto mayor sea el periodo de la binaria. Esto se debe a que, a medida que la masa fluye de una estrella a otra, el periodo va aumentando más y más en estos sistemas: lentamente se van separando, igual que la Tierra y la Luna se está alejando la una de la otra muy lentamente.
En las estrellas AM CVn, esta lenta ampliación de la órbita está acompañada por una transferencia de masa, que siempre va desde la estrella de menor masa a la estrella de mayor masa. Debido a esto, la diferencia de masa entre las dos estrellas se hace cada vez mayor. Para las estrellas AM CVn de mayor periodo (con un periodo orbital de en torno a una hora), a la estrella que pierde ya le queda muy poca masa, no más que unas pocas veces la masa de Júpiter. Desde que empezó el proceso, con unas 500 veces la masa de Júpiter, ha perdido un 99% de su masa inicial.
La zona estudiada es un punto brillante, la región en la que la masa que fluye desde la estrella más grande y de menor masa hacia la estrella más pequeña pero de mayor masa, golpea el exterior del disco gaseoso que rodea a la estrella más masiva. Dado que, literalmente, choca contra el disco, esta zona se calienta y resplandece con más intensidad, con lo cual puede utilizarse el movimiento de este punto brillante para estudiar la velocidad de distintas partes del sistema.
Observaciones con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC)
Según Thomas Kupfer, del Departamento de Astrofísica/IMAPP, de la Universidad Radboud Nijmegen (Países Bajos), “por primera vez, gracias al GTC, podemos usar las líneas de helio para medir ciertas condiciones en el disco, como por ejemplo la temperatura. Esto no se había hecho hasta ahora”.
Hablamos de sistemas muy débiles que se orbitan mutuamente a gran velocidad. “Con periodos orbitales de ~30 minutos, estos sistemas son realmente pequeños: más o menos del tamaño del sistema Luna-Tierra o incluso más pequeños; solo un telescopio como GTC –añade René Ruten, investigador del GTC- puede proporcionar la calidad de datos que se necesita para este trabajo en un tiempo razonable. Dado que estos son sistemas aún relativamente calientes, son azules y, por tanto, brillan en longitudes de onda que pueden ser muy bien estudiadas por el instrumento OSIRIS”.
Pero eso no es todo, “los resultados  ofrecidos por el GTC –señala Kupfer- muestran claramente una muy inusual composición química en las binarias. La capacidad del GTC ha hecho posible detectar esas débiles líneas, una clave muy importante para comprender la evolución previa de estas estrellas binarias. Por el momento, estamos desconcertados por algunos de los resultados”.
Más información:
Este trabajo ha sido publicado en el artículo científico “Orbital periods and Accretion disc structure of four AMCVn systems”, hecho público en julio de 2013 en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Volume 432, Issue 3, p.2048-2060) y sus autores son T. Kupfer, del Departamento de Astrofísica/IMAPP, Universidad Radboud Nijmegen (Países Bajos); P. J. Groot, Departamento de Astrofísica/IMAPP, Universidad Radboud Nijmegen (Países Bajos) y División de Física, Matemáticas y Astronomía, Instituto de Tecnología de California (Pasadena, Estados Unidos); D. Levitan, División de Física, Matemáticas y Astronomía, Instituto de Tecnología de California (Pasadena, Estados Unidos); D. Steeghs, Departamento de Física, Universidad de Warwick (Coventry, Reino Unido); T. R. Marsh, Departamento de Física, Universidad de Warwick (Coventry, Reino Unido); R. G. M. Rutten, GRANTECAN (España); y G. Nelemans, Departamento de Astrofísica/IMAPP, Universidad Radboud Nijmegen (Países Bajos) e Instituto de Astronomía, KU Leuven (Bélgica).
Para este trabajo se utilizaron observaciones llevadas a cabo con el Telescopio William Herschel (ING) y con el instrumento óptico OSIRIS, instalado en el Gran Telescopio CANARIAS (GTC), en el Observatorio del Roque de Los Muchachos del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), en la isla canaria de La Palma.
El Gran Telescopio CANARIAS (GTC) es el telescopio óptico-infrarrojo más grande y uno de los más avanzados del mundo. Es una iniciativa liderada por el IAC y gestionada por la empresa pública GRANTECAN, participada por la Administración General del Estado (MINECO) y el Gobierno de Canarias, a través de los Fondos Europeos de Desarrollo Regional (FEDER) de la Unión Europea. Además, cuenta con la participación de México, a través del IA-UNAM (Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México) y del INAOE (Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica), y Estados Unidos, a través de la Universidad de Florida.
Imágenes
  • Imágenes científicas adicionales
    • Imagen 3 (jpg, 137 KB): El promedio de los espectros de SDSS J1525 (arriba), SDSS J0129 (en el centro) and SDSS J1642 (abajo) obtenidos con el GTC. Las fuertes líneas de emisión de helio se originan en el disco del sistema. Las anchas líneas de absorción en  SDSS J1525 y SDSS J0129 provienen de la enana blanca en proceso de acreción. Se marcan con líneas discontinuas las características del espectro más destacadas.
    • Imagen 4 (jpg, 229 KB): Seguimiento de los espectros (fila superior) y tomogramas Doppler de entropía máxima (fila inferior) de líneas seleccionadas de He I y He II de SDSS J0129. Se ven claramente el disco, el punto brillante y en algunas líneas, el pico central.

Un breve (pero intenso) magnetismo

El GTC ayuda a detectar la fuente de una explosión de rayos gamma
Impresión artística de una explosión de rayos gamma. Créditos: NASA/Zhang & Woosley
Logo Ciencia con el GTCNatalia Ruiz Zelmanovitch
Las explosiones de rayos gamma son eventos altamente energéticos de muy corta duración que tienen lugar de manera impredecible en cualquier punto del cielo. La detección de uno de estos estallidos con luz polarizada pone en jaque algunos modelos de física a escala microscópica que intentan aunar Física Cuántica y Relatividad General
Cada año, los investigadores detectan unas cien explosiones de rayos gamma (GRB, siglas de Gamma-Ray Bursts). Pueden hacerlo gracias a satélites especialmente preparados para ello (como Swift y Fermi) y a observaciones complementarias desde tierra. Es un gran logro, teniendo en cuenta que su duración suele oscilar entre unos milisegundos y unos pocos segundos. Un breve espacio de tiempo en el que cobran todo el protagonismo, pues se trata del fenómeno más luminoso del universo y “ciega” nuestros instrumentos, de manera que el resto de fuentes a su alrededor quedan temporalmente ocultas.
En ocasiones, inmediatamente tras el estallido, se observa en luz visible un objeto asociado a la explosión (probablemente el origen de la misma), pero incluso estos objetos desaparecen al cabo de pocas horas o pocos días. Esto hace que, en muchas ocasiones, no se llegue a medir ninguna propiedad básica de la galaxia en la que ha tenido lugar el evento, por ejemplo, la distancia a la que se encuentra.
Afortunadamente, gracias a la información lograda en otros rangos de la luz, como el rango óptico y los rayos X (que pueden observarse durante horas y, en ocasiones, durante días), se ha podido comprobar que algunos de estos GRB tienen su origen en sucesos tremendamente energéticos que ocurren en otras galaxias, muy alejadas de la nuestra. Se cree que son la consecuencia de explosiones estelares de súper o hipernovas, o de la colisión de dos objetos muy densos, como agujeros negros o estrellas de neutrones.
Sin embargo, pese a los avances en el campo de las GRB, la naturaleza de su rápida emisión aún no está clara: no conocemos con precisión el contenido exacto de estos chorros (especialmente los efectos relacionados con su magnetización) ni los detalles del mecanismo que genera esta emisión de rayos gamma.
Estudiar con grandes telescopios la zona de la explosión puede permitirnos identificar la galaxia anfitriona del evento y aprender, a posteriori, algo sobre ella.
GRB061122: un estallido polarizado
GRB061122 fue observado el día 22 de noviembre de 2006. “Se convirtió en un objeto muy interesante cuando advertimos que la luz gamma observada tenía la propiedad de estar polarizada”, afirma Diego Götz, investigador principal en este trabajo. Y añade: “Este hecho por sí mismo ofrece información sobre el medio en que se produjo la explosión y sobre el proceso que dio lugar a la misma”.
Y es que la polarización, en cierto modo, es una "ordenación" particular de los fotones que, en general, se da solo en condiciones muy específicas. Las medidas obtenidas pueden arrojar nueva luz sobre la fuerza y la escala de los campos magnéticos, así como sobre los mecanismos de radiación que se ponen en marcha durante las primeras fases de emisión de una GRB. ¿Qué condiciones físicas se están dando en el lugar de la explosión para que la luz se polarice?
Pero eso no es todo. “Lo más importante para nosotros de este estudio –destaca Alberto Fernández Soto, investigador del Instituto de Física de Cantabria (IFCA) que ha participado en este trabajo- es que algunos modelos de física a escala microscópica (que intentan conjuntar Física Cuántica y Relatividad General) predicen que la polarización de un haz de luz debe ir degradándose y perdiéndose mientras viaja por el espacio por un efecto de birrefringencia1”.
Por tanto, la observación de un haz polarizado que ha viajado distancias cósmicas representa un límite muy fuerte para este tipo de teorías y genera algunas preguntas: ¿por qué no se ha degradado esa polarización en su camino hasta nosotros?
Observaciones con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC)
Para poder medir ese límite era necesario, primero, conocer la distancia hasta GRB061122, algo que no se sabía porque no se pudo medir en su momento. “El equipo –señala Götz- pidió tiempo a GTC para obtener el espectro del objeto y así medir su distancia. También se pidió al telescopio CFHT en Hawaii y al telescopio TNG en La Palma para obtener imágenes aún más profundas que las disponibles hasta ese momento y ver con más detalle el entorno de la explosión”.
Con el espectro del GTC, el equipo logró comprobar que el estallido tuvo lugar en una galaxia roja a una distancia cósmica de z = 0,74 (en decir, ocurrió cuando el Universo tenía aproximadamente la mitad de su edad actual), lo que permitiría poner un límite muy sólido al posible nivel de birrefringencia.
La sorpresa llegó al recibir las nuevas imágenes infrarrojas obtenidas con el CFHT. Este rango de la luz desveló que había un objeto mucho menos luminoso en una posición en el cielo mucho más cercana a la de la explosión GRB. En realidad, el objeto observado con el GTC no era el origen del estallido. Estaba ahí por casualidad. Pero sirvió para descartar un posible origen y establecer, tras estudiar todos los datos visibles e infrarrojos, que el desplazamiento al rojo tiene en realidad un valor de z~1,3, un 30% más lejos que la estimación anterior.
Esto significa que, pese a ser menos preciso que el observado con el GTC, está mucho más lejos. “Aun así - afirma Fernández Soto-, el límite que obtenemos es más restrictivo que otros límites obtenidos con anterioridad”.
Como podemos comprobar, estos breves estallidos abren muchas incógnitas a medida que vamos profundizando en su conocimiento. La mayor parte de los telescopios mantienen programas especializados de seguimiento de este tipo de explosiones. GTC ha sido muy exitoso en estas observaciones, consiguiendo imágenes y espectros de muy alta calidad que han permitido poner límites muy severos a los posibles modelos de las explosiones subyacentes. Además, en el futuro podrán utilizarse de modo regular para otro tipo de medidas, como las de birrefringencia presentadas en este estudio u otras relativas a la absorción en el medio intergaláctico.
Notas
[1] Las medidas de polarización en fuentes cosmológicas también son una potente herramienta para definir la Violación de la Invarianza de Lorentz (LIV, Lorentz Invariance Violation), resultado del fenómeno de la birrefrigencia (la doble refracción) de vacío.
 Más información:
Este trabajo ha sido publicado en el artículo científico “The polarized Gamma-Ray Burst GRB 061122”, hecho público el 1 de junio de 2013 en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Volumen 413) y sus autores son D. Götz (Laboratorio AIM de Interacciones Astrofísicas Multi-escala [Unidad Mixta de Investigación 7158 (UMR) del Comisariado para la Energía Atómica (CEA)/Dirección de Ciencias de la Materia (DSM)-Centro Nacional de Investigaciones Científicas (CNRS)-Universidad Paris Diderot] y Servicio de Astrofísica del Instituto de Investigaciones sobre las Leyes Fundamentales del Universo (Irfu), Francia); S. Covino (Instituto Nacional de Astrofísica (INAF) – Observatorio Astronómico de Brera, Italia); A. Fernández-Soto (IFCA, Instituto de Física de Cantabria (Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) y Universidad de Cantabria (UC) y Unidad Asociada del Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia–IFCA, España); P. Laurent (Laboratorio APC de Astropartículas y Cosmología [UMR 7164 CEA/DSM/Irfu, Universidad Paris Diderot, CNRS/ Instituto Nacional de Física Nuclear y Física de Partículas (IN2P3), Observatorio de París, Francia); y Z . Bosnjak (Departamento de Física de la Universidad de Rijeka, Croacia).
Además del Gran Telescopio CANARIAS (GTC), para obtener los datos de este trabajo se ha utilizado información obtenida en el telescopio espacial INTEGRAL, por el instrumento IBIS, en el telescopio TNG (Telescopio Nazionale Galileo) y en el telescopio CFHT (Canada France Hawaii Telescope).
El Gran Telescopio CANARIAS (GTC) es el telescopio óptico-infrarrojo más grande y uno de los más avanzados del mundo. Es una iniciativa liderada por el IAC y gestionada por la empresa pública GRANTECAN, participada por la Administración General del Estado (MINECO) y el Gobierno de Canarias, a través de los Fondos Europeos de Desarrollo Regional (FEDER) de la Unión Europea. Además, cuenta con la participación de México, a través del IA-UNAM (Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México) y del INAOE (Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica), y Estados Unidos, a través de la Universidad de Florida.
Enlaces:

Llamaradas estelares: al calor de las fulguraciones

El GTC ayuda a desvelar el papel de esas “llamaradas” en estrellas enanas frías

Natalia Ruiz Zelmanovitch
Sabemos que las grandes fulguraciones que emiten las estrellas pueden generar importantes cambios en su entorno, pero ¿podrían muchas fulguraciones pequeñas, de corta duración y gran amplitud, impedir el surgimiento de la vida en un planeta?

En la estrella más cercana a nosotros, el Sol, se observan regularmente fulguraciones de diferentes energías y duración que van desde el rango óptico de la luz hasta los rayos X; sabemos que la actividad del Sol varía en una escala de tiempo de unos doce años; y también conocemos que sus fulguraciones pueden afectar a las actividades humanas en la Tierra: un ejemplo destacado fue la gran perturbación en la red eléctrica HydroQuébec de Canadá de 1989.
¿Cuál es su número, su duración, su energía, y qué alimenta estas llamaradas?¿Son peores las grandes fulguraciones esporádicas o, tal vez, si un planeta está cerca de una estrella que tiene muchas fulguraciones de baja energía, el efecto podría ser mucho mayor e incluso evitar la formación de vida? Aunque se cree que su origen es similar al de las que se producen en el Sol durante los eventos de reconexión magnética, para corroborarlo es necesario estudiar fulguraciones estelares generadas por una amplia gama de estrellas.
Desde hace décadas se han llevado a cabo estudios relacionados con las fulguraciones en otras estrellas para poder tener información que nos ayude a comprender mejor estos fenómenos. Sin embargo, eran estudios parciales, dado que, desde tierra, las observaciones se interrumpen durante el día y durante la época del año en la que la estrella está demasiado cerca del Sol.
Gracias al satélite Kepler, se han podido realizar observaciones casi ininterrumpidas durante casi cuatro años de estrellas de distinto tipo, desde estrellas frías a estrellas de tipo solar o de menor masa. Eso, sumado a los datos aportados por el Gran Telescopio CANARIAS (GTC), ha permitido a un equipo de astrónomos, liderado por Gavin Ramsay, del Observatorio de Armagh (Reino Unido), determinar cómo influye la masa de la estrella, su edad y su periodo de rotación en las características de las fulguraciones emitidas por estrellas con masas de alrededor de una cuarta parte de la masa del Sol, estrellas denominadas “enanas frías” por su tamaño y por sus bajas temperaturas.
KIC 5474065 y KIC 9726699
Para este trabajo, el equipo utilizó datos obtenidos durante el proyecto RATS-Kepler (RApid Temporal Survey-Kepler), cuyo objetivo era identificar fuentes que mostraran variaciones de flujo en escalas de tiempo cortas, de menos de 30 minutos.
Los investigadores identificaron fulguraciones cortas desde tierra de la estrella enana KIC 5474065. Observaciones llevadas a cabo con el GTC confirmaron que se trataba de una estrella de tipo espectral M4 V1, con un período de rotación de 2,47 días y fulguraciones ópticas de gran amplitud y corta duración, de tan solo 10 minutos. Se observaron dos fulguraciones cortas de gran amplitud y también fulguraciones adicionales de menor energía.
El equipo comparó la proporción de fulguraciones con otra estrella del mismo tipo espectral, KIC 9726699, que es 5 veces más brillante que KIC 5474065 y tiene una mayor velocidad de rotación, unos 0,60 días.
Comparada con KIC 5474065, KIC 9726699 no mostró fulguraciones tan intensas (de una amplitud tan grande), pero Kepler permitió detectar muchas fulguraciones cortas de baja energía. Posteriormente, se compararon las fulguraciones de ambas estrellas con las de otras estrellas de baja masa.
Observaciones con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC)
Los investigadores utilizaron datos espectroscópicos obtenidos con el instrumento OSIRIS, instalado en el Gran Telescopio Canarias (GTC), ubicado en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla canaria de La Palma (España).
“Con el GTC -afirma David García-Álvarez (IAC/ULL/Grantecan, España)-, hemos podido determinar las características de la fulguración de la estrella; en particular, hemos podido estimar su masa al poder compararla con otras estrellas poco masivas bien conocidas”.
Las implicaciones de las fulguraciones estelares en la atmósfera de un exoplaneta orbitando alrededor de una estrella que emita estas llamaradas son importantes para el desarrollo de la vida, ya que estas energéticas fulguraciones podrían tener una influencia potencialmente peligrosa en su habitabilidad.
“Estos nuevos datos también serán un acicate para volver a examinar los efectos que las estrellas con muchas fulguraciones pueden tener en la química de la atmósfera de exoplanetas que se encuentren en su zona de habitabilidad”, subraya Gavin Ramsay. “Es algo –añade- que algunos de nuestros colegas están estudiando con más detalle. Aún queda por ver si muchas llamaradas de baja energía son tan peligrosas como unas pocas de alta energía para la existencia de vida en planetas extrasolares”.
Notas:
[1] M4 V: M4 significa que hablamos de una estrella de clasificación espectral M, roja y fría (con una temperatura inferior a los 3.700 K), y V se refiere a que tiene la luminosidad típica de una estrella enana de la secuencia principal.
Más información:
Este trabajo fue publicado en el artículo científico “Short duration high amplitude flares detected on the M dwarf star KIC 5474065”, el 23 de julio de 2013 en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS, 434 (3): 2451-2457) y sus autores son: Gavin Ramsay (Observatorio de Armagh, Reino Unido); J. Gerry Doyle (Observatorio de Armagh, Reino Unido); Pasi Hakala (Centro finés de Astronomía con ESO (FINCA), Universidad de Turku, Piikkiö, Finlandia); David García-Álvarez (Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y Departamento de Astrofísica de la Universidad de La Laguna (ULL), Tenerife; Grantecan CALP, La Palma, España); Adam Brooks (Observatorio de Armagh y Laboratorio de Ciencias Espaciales Mullard, University College de Londres, Reino Unido); Thomas Barclay (Centro Ames de Investigación de la NASA, Moffet Field; Instituto de Investigación Medioambiental de Bay, California, EEUU); y Martin Still (Centro Ames de Investigación de la NASA, Moffet Field; Instituto de Investigación Medioambiental de Bay, California, EEUU).
Además del Gran Telescopio CANARIAS (GTC), para obtener los datos de este trabajo se ha utilizado información obtenida por el Telescopio Isaac Newton de La Palma, el telescopio espacial Kepler de la NASA y datos del archivo Mikulski de Telescopios Espaciales (MAST, STScI, NASA).
El Gran Telescopio CANARIAS (GTC) es el telescopio óptico-infrarrojo más grande y uno de los más avanzados del mundo. Es una iniciativa liderada por el IAC y gestionada por la empresa pública GRANTECAN, participada por la Administración General del Estado (MINECO) y el Gobierno de Canarias, a través de los Fondos Europeos de Desarrollo Regional (FEDER) de la Unión Europea. Además, cuenta con la participación de México, a través del IA-UNAM (Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México) y del INAOE (Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica), y Estados Unidos, a través de la Universidad de Florida.
Enlaces:
Contacto para prensa:
Gavin Ramsay, Observatorio de Armagh, Reino Unido. Correo electrónico: gar@arm.ac.uk. Teléfono: (+44) 028 3751 2951
David García-Álvarez, IAC y Departamento de Astrofísica de la ULL; Grantecan CALP, La Palma, España. Correo electrónico: david.garcia@gtc.iac.es. Teléfono: (+34) 922425720

219 millones de estrellas en la Vía Láctea

219 millones de estrellas en la Vía Láctea:un nuevo catálogo estelar con el Telescopio Isaac Newton

Un equipo de investigadores, entre los que se encuentran los astrónomos del IAC/ULL Antonio Mampaso, Romano Corradi, Pablo Rodríguez-Gil, Jorge Casares y R. Tata, ha publicado un nuevo catálogo estelar -IPHAS DR2- de la parte visible del área norte de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Para ello se ha empleado el telescopio Isaac Newton (INT)(@INGLaPalma), instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en la isla de La Palma. El estudio ha sido publicado en la revista Monthly Notices de la Royal Astronomical Society.
Desde lugares oscuros, la Vía Láctea aparece como una banda brillante que se extiende a través del cielo. Se trata del disco de nuestra propia galaxia, visto de perfil desde la Tierra. En este disco se encuentra la mayoría de estrellas de la galaxia, incluyendo el Sol, y las concentraciones más densas de polvo y gas.
En esta zona del cielo tan poblada, al ojo humano le cuesta distinguir los objetos unos de otros, pero con el espejo de 2,5 metros del INT los científicos han podido resolver 219 millones de estrellas individuales. El programa del INT ha conseguido catalogar todas las estrellas un millón de veces más débiles que las que el ojo humano puede captar.
Nota de prensa de la Royal Astronomical Society (RAS):

andromeda una historia diferente

La galaxia M31, más conocida como la galaxia de Andrómeda, es una galaxia espiral situada a unos 2,5 millones de años luz, en la constelación de Andrómeda. Créditos: Adam Evans/wikipedia.
La cercana galaxia espiral M31, más conocida como la galaxia de Andrómeda, se encuentra a sólo 2 millones de años luz de distancia de la Tierra. La siguiente galaxia similar a la nuestra y a M31 en tamaño, se encuentra diez veces más lejos, de ahí que resulte de gran interés para estudiar sus propiedades.
Por Natalia Ruiz Zelmanovitch
Logo Ciencia con el GTC
Pero, pese a sus similitudes con la Vía Láctea, Andrómeda se diferencia de nosotros por tener un número significativo de nebulosas planetarias [1] muy brillantes fuera de su disco interno.
Al igual que en la Vía Láctea, el disco interno es el lugar en el que continuamente están naciendo y muriendo estrellas de todos los tamaños. Estos discos son muy comunes y producen muchísimas nebulosas planetarias excepcionalmente brillantes, puesto que se forman a partir estrellas masivas.
Sin embargo, no se espera ver nebulosas planetarias de las mismas características lejos de ese disco interno ya que, a esas distancias, las estrellas del entorno son muy viejas y cualquier estrella masiva debería haber desaparecido hace mucho tiempo [2]. Esto se debe a que la vida de las estrellas más masivas es mucho más corta.
Sin embargo, ahí están, al acecho: nebulosas planetarias luminosas en las regiones exteriores de la galaxia de Andrómeda, en los bordes exteriores del disco.
Para Bruce Balick, del Departamento de Astronomía de la Universidad de Washington (EE.UU), que ha liderado este estudio “Esta área que rodea a M31 es todo un continente celeste y, una vez se hace el tremendo esfuerzo de localizarlas, estas nebulosas planetarias son fáciles de encontrar. Su detección es el resultado de una amorosa labor por parte de un grupo británico iniciada hace una década”.
Estudiar el oxígeno con el Gran Telescopio Canarias (GTC)
Los autores de este trabajo utilizaron el GTC y otros telescopios para observar los espectros de estos objetos y determinar el contenido de oxígeno en sus capas de emisión. Eligieron estudiar el oxígeno debido a que sus líneas son mucho más brillantes que las de la mayoría de los elementos (sólo superado en cantidad por el hidrógeno y el helio, los elementos más abundantes en el universo).
Para hacerlo correctamente, necesitaron observar, no solo las diferentes líneas de emisión luminosas, sino una línea relativamente débil del oxígeno a 436 nanómetros: para observar esta débil línea es para lo que, precisamente, se necesitan grandes telescopios como el GTC.
Los resultados fueron sorprendentes: estas nebulosas planetarias muy luminosas, las que no deberían existir en una zona tan externa y lejana a los brazos espirales, contienen casi tanto oxígeno como el Sol. Esto contrasta con el hecho de que las estrellas en esta parte de M31 tienen sólo un 10% de hierro en proporción al del Sol. ¿Por qué es esto importante?
La razón por la que las estrellas ultraperiféricas de las galaxias tienen abundancias tan bajas de hierro es porque son casi tan antiguas como la galaxia. Dado que allí no se han estado formando nuevas estrellas, todas las regiones exteriores deben mostrar los tipos de estrellas que se formaron primero.
Según palabras de Romano Corradi, investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) que ha participado en este trabajo, “Hasta ahora nuestro trabajo sobre el modelo estándar sugería que estas regiones exteriores se formaron por la asimilación de diminutas galaxias enanas, formadas muy temprano en la historia del universo, y que acabaron formando las regiones exteriores y el halo de la galaxia, pero las nebulosas planetarias ricas en oxígeno de las partes exteriores de Andrómeda cuentan una historia diferente”.
¿Qué hace que esto sea interesante? La propia historia de la galaxia. Las investigaciones sugieren que estas estrellas se quedaron atrás por un 'encuentro' con la galaxia espiral compañera de Andrómeda, M33, la galaxia del Triángulo, que tuvo lugar hace 3.000 millones de años. El encuentro no fue un choque frontal. Por el contrario, las dos galaxias se rozaron la una a la otra. Durante el encuentro, las fuerzas de gravedad de cada galaxia actuaron sobre la otra, agitaron el gas y las estrellas más cercanas al encuentro, y parte de este material fue lanzado lejos. Es posible que, a partir de ese gas rico en oxígeno, se formaran las estrellas masivas que, a su vez, al final de su vida, acabaron generando las nebulosas planetarias luminosas que ahora observamos a grandes distancias del centro de Andrómeda.
Las nebulosas planetarias y las estrellas ricas en hierro no prueban necesariamente que esta idea sea correcta. Sin embargo, el encuentro de M31-M33 es la forma más fácil de explicar por qué estos objetos sólo están presentes en la primera, de entre las numerosas galaxias cercanas del Grupo Local donde podemos detectarlas.
Otro encuentro mucho más grande espera a la galaxia de Andrómeda: uno con la Vía Láctea en unos 5.000 millones de años, justo antes de que nuestro Sol se quede sin hidrógeno. Este encuentro sí será una verdadera colisión y ambas galaxias sufrirán las consecuencias de este choque. Hasta es posible que nuestro Sol, situado en el disco de la Vía Láctea, sea lanzado a grandes distancias, hacia el halo. Imaginen el cielo nocturno a medida que los restos del choque de la Vía Láctea y Andrómeda sean lanzados al espacio.
Notas:
[1] Las nebulosas planetarias son los restos que deja atrás una estrella de tipo solar (entre una y ocho veces la masa del Sol) tras su muerte, una nube formada por gas y polvo que en el centro cuenta con una estrella enana blanca, los restos finales de la estrella.
[2] Algunos estudios sugieren que casi todas las estrellas de estas poblaciones estelares son mayores de 8.000 millones de años o incluso más viejas.
Más información:
Este trabajo ha sido publicado en el artículo científico “Metal-Rich Planetary Nebula in the Outer Reaches of M31”, en la revista The Astrophysical JournalVolume 774, Number 1 (doi:10.1088/0004-637X/774/1/3) y sus autores son B. Balick (Departamento de Astronomía de la Universidad de Washington, EE.UU); K.B. Kwitter (Departamento de Astronomía del Williams College, Williamstown, EE.UU.);  R.L.M. Corradi (Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, Tenerife, España); R.B.C. Henry (Departamento de Física & Astronomía H.L. Dodge, Universidad de Oklahoma, Norman, EE.UU.).
Enlace al artículo científico: “Metal-Rich Planetary Nebula in the Outer Reaches of M31
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Contacto para prensa:
Romano Corradi
Instituto de Astrofísica de Canarias (La Laguna, Tenerife, España).
Correo electrónico: rcorradi@iac.es
Teléfono: (+34) 922 425719
Bruce Balick
Departamento de Astronomía de la Universidad de Washington (EE.UU).
Correo electrónico: balick@uw.edu

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