Lo que sabemos sobre la primera fotografía de un agujero negro justo antes de que se haga pública

Lo que sabemos sobre la primera fotografía de un agujero negro justo antes de que se haga pública

El Observatorio Austral Europeo ha convocado a la prensa internacional en seis ciudades distintas para «presentar un resultado revolucionario del Event Horizon Telescope». La comunidad científica internacional no ha necesitado más detalles para volverse completamente loca. Si todo sale como esperamos, el 10 de abril de 2019 a las 15:00 (horario peninsular) la humanidad podrá ver la primera fotografía de un agujero negro. Esto es lo que sabemos hasta ahora.

¿Qué veremos?

Simandreconstruct

No estamos seguros, pero, en ciencia, a falta de fotografías, buenas son simulaciones. Durante décadas, los astrónomos han estado realizando simulaciones sobre el aspecto de los agujeros negros utilizando tanto las leyes de la física como los distintos modelos teóricos que tenemos a mano. Es por eso que piensan que tienen una idea bastante precisa de qué pinta tiene una de esas singularidades.

La imagen superior, por ejemplo, es obra del astrofísico Andrew Chael y trata de simular que lo se encontrará el EHT cuando mire el agujero negro M87. A la izquierda podemos ver la simulación y a la derecha una reconstrucción teóricamente más parecida al resultado final del telescopio en cuestión.

Sagasimulation

Otro ejemplo de simulación es esta. En este caso se trata de una reconstrucción del agujero negro supermasivo que hay en el centro de la Vía Láctea. Y, como podéis ver, quizás lo más llamativo es que no se ve nada. Y es que Los agujeros negros son eso, negros. En la medida en que la fuerza gravitacional que ejercen es tan enorme que ni la luz puede escapar de ellos, no se pueden ver. De lo que se trata es, precisamente, de captar toda la materia que las rodea.

Si os fijáis, los anillos de color que rodean el centro oscuro representan los discos de acrecimiento de cada uno de los agujeros. Es decir, todo el gas y el polvo que están «aspirando» esos enormes monstruos gravitacionales. Si os fijáis en las dos simulaciones, lo primero que llama la atención es lo «aburridas» que son. Nada que ver con los agujeros negros que estamos acostumbrados a «ver» en el cine y la televisión. Sin embargo, conseguir sencillamente eso es algo prodigioso.

¿Cómo se ha hecho la foto (si es que se ha hecho, claro)?

O Interstellar Trailer FacebookLo siento por los fans de Interstellar, pero no es esto lo que vamos a ver

Y cuando digo ‘prodigioso’, no estoy pecando de grandilocuente. Hace solo diez años, la idea de fotografiar un agujero negro era mera ciencia ficción. Algo imposible. La cantidad de información que necesitábamos reunir para conseguir que la radiación que rodea al agujero negro resalte sobre el fondo es sencillamente imposible de acumular por un solo telescopio actual.

Por eso, los científicos se dieron cuenta de que si querían acometer este proyecto tendrían que conseguir «un telescopio del tamaño de la Tierra«. El EHT utiliza una extensísima red de observatorios situados a lo largo de todo el mundo para conseguir crear una cámara del tamaño del planeta.

Y, aun así, el EHT es apenas lo suficientemente grande como para poder captar la imagen de agujeros negros como el gigante Sgr A* (26,000 años luz de distancia) o el aún más enorme M87 (55 millones de años luz). De hecho, como no podemos cubrir el planeta entero de receptores, hay huecos en los datos del EHT. Según las simulaciones más realistas, con todos estos equipos movilizados seremos capaces de ver una imagen, pequeña, sí; pero histórica. O eso esperamos ¿El desenlace? El próximo miércoles a las tres de la tarde.

Fuente: xataka.com




Es posible que los ríos de Marte fluyeran durante más tiempo del que se creía

Aunque los científicos pensaban que el periodo cálido y húmedo del planeta fue relativamente breve, un estudio sugiere que estos ríos podrían haber permanecido en la superficie más tiempo del que se creía.

Se ha programado que el róver de la NASA Mars 2020 aterrice en el cráter Jezero, una depresión de 45 kilómetros de ancho que habría albergado un lago, según los científicos. Esta imagen compuesta, sacada utilizando dos instrumentos del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA, muestra el antiguo delta fluvial de Jezero, que los investigadores quieren explorar en busca de indicios de vida microbiana pasada.

La superficie del Marte moderno es un recuerdo reseco del agua pasada. Lo poco que queda de este líquido vital gotea de rezumaderos salados estacionales, languidece en embolsamientos en forma de lagos subterráneos o permanece congelado en capas de hielo.

Con todo, las rocas oxidadas de Marte son un registro de un planeta lleno de agua. Profundos valles atraviesan el paisaje salpicado con lechos lacustres secos, conos de deyección y guijarros lisos. Aunque los científicos calculaban que el periodo cálido y húmedo del planeta fue relativamente breve, un estudio publicado en Science Advances sugiere que estos ríos podrían haber permanecido más tiempo del que se creía.

Desde su composición rocosa a su potencial para albergar vida, Marte ha intrigado a la humanidad durante miles de años. Aprende cómo el planeta rojo se formó a partir de gas y polvo y qué implican sus casquetes polares para la vida tal y como la conocemos.

Según el nuevo análisis, estos antiguos canales son más anchos que los canales similares de la Tierra moderna. Es más, el agua fluyó por estas formas del relieve en lugares de todo el planeta entre hace 3.400 y 2.000 millones de años. Se trata de un periodo de la historia marciana en el que muchos científicos creen que el planeta rojo ya se estaba secando.

«La historia tradicional sobre el clima de Marte es que antes era cálido y húmedo, y ahora es frío y seco. Pero las pruebas apuntan a que la evolución climática de Marte es más compleja», escribe por email Kathryn Steakley, del Mars Climate Modeling Center de la NASA, que no participó en esta investigación.

La mención del agua en Marte siempre suscita emoción, ya que donde había agua, también podría haber existido la vida tal y como la conocemos. Pero es pronto para empezar a pensar en nombres para los marcianos fósiles. Aún quedan muchas incógnitas respecto a lo que ocurrió durante este extenso periodo del pasado de Marte y cómo se llenaban los ríos en las condiciones cambiantes.

«En realidad, dificulta el problema de descubrir qué permitió que el Marte primitivo fuera cálido y húmedo, un problema de por sí difícil», afirma el coautor del estudio Edwin Kite, científico planetario de la Universidad de Chicago.

Ríos llenos, lagos secos

Aunque la atmósfera actual de Marte es demasiado pobre como para atrapar una gran cantidad de calor del sol, muchos científicos están de acuerdo en que es probable que una versión más densa envolviera el planeta rojo y fomentara un mundo más húmedo. Pero el planeta no tenía un tiempo tropical, ni siquiera entonces. El antiguo sol era entre un 25 y un 30 por ciento más débil que hoy, lo que significa que el terreno rocoso de Marte recibía mucha menos radiación solar.

«La situación siempre estuvo al límite de poder albergar agua que fluía sobre la superficie», afirma Alan Howard, del Instituto de Ciencias Planetarias de Tucson, Arizona, que no participó en la investigación.

Existen unos cuantos factores que podrían haber facilitado este acertijo líquido. En la Tierra, nuestro núcleo externo estimula un campo magnético protector que evita que el viento solar arranque nuestra atmósfera relativamente densa. Es probable que ocurriera lo mismo en el Marte primitivo. Y quizá la mezcla de gases fuera diferente a la de la atmósfera actual de Marte. Por ejemplo, algunos expertos sugieren que las erupciones volcánicas emitieron gases de efecto invernadero al cielo marciano.

Independientemente de cómo ocurriera, este periodo cálido y húmedo no duró mucho. La antigua atmósfera parece haber sido borrada lentamente y, con ella, desaparecieron muchos de los lagos y ríos marcianos. Al principio, Kite y sus colegas pensaron que, tras esta época, mientras que los ríos persistían en latitudes más bajas, los torrentes se convirtieron en un goteo.

«Esa era la hipótesis», afirma Kite. «Pero nos equivocábamos».

Siguiendo la corriente

Gracias a la impresionante resolución de los instrumentos que orbitan Marte, como el High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE), los investigadores fueron capaces de analizar las dimensiones de más de 200 antiguos lechos fluviales. Basándose en el tamaño de los canales, el tamaño de los meandros y las edades relativas del terreno circundante, el equipo determinó una curiosidad persistente y un periodo tardío de escorrentía de líquidos.

Aún no está claro que provocó estas corrientes en una época tan inesperada. Algunos investigadores, entre ellos Kite y su equipo, están estudiando si podrían aparecer nubes de hielo de agua en bajas presiones atmosféricas. Dichas nubes todavía se ciernen sobre el Marte actual y, si fueran más densas, podrían atrapar el calor suficiente para derretir hielo y nieve. O quizá la datación de la formación de ríos sea incorrecta, lo que implicaría que los canales se formaron durante una época anterior, cuando una atmósfera más densa calentó la capa de nieve marciana.

Kite reconoce que, sin mejores estimaciones de la profundidad de los canales o la profundidad de los sedimentos, es complicado determinar la cantidad precisa de agua que los atravesó. Howard coincide en que la anchura no lo revela todo y señala que esta medición podría inflar ligeramente las estimaciones, ya que el caudal de un río podría no abarcar el canal entero.

Con todo, basándose en la información con la que cuentan, «creo que la premisa básica y las conclusiones que sacan —que había un caudal relativamente considerable— son realistas», afirma Howard.

Según Kite, los científicos podrían obtener aún más pruebas dentro de poco: se ha programado el aterrizaje del róver Mars 2020 en el cráter Jezero, que contiene uno de estos deltas fluviales. Ese róver puede obtener imágenes de los sedimentos, que podrían ayudar a los científicos a determinar cuánta agua fluyó dentro del cráter. Sin embargo, la única solución definitiva, aunque muy poco realista, sería enviar un orbitador a hace miles de millones de años para que compruebe la superficie del planeta rojo.

Como dice Howard, riendo: «eso destruiría toda la polémica y el interés de intentar recomponer el puzle de las escasas pruebas con las que contamos en la actualidad. Y la ciencia sería menos interesante».

Fuente: nationalgeographic.es




De las nubes de polvo y gas a los agujeros negros: así nacen, crecen, mueren y se reproducen las estrellas

De las nubes de polvo y gas a los agujeros negros: así nacen, crecen, mueren y se reproducen las estrellas

No resulta en absoluto descabellado considerar a las estrellas seres vivos. Tan solo hace falta contemplarlas con un poco de curiosidad. Al fin y al cabo nacen, crecen, mueren y se reproducen. Como los seres vivos. Aunque abordan estas etapas vitales en un orden diferente al que estamos acostumbrados.

Curiosamente, se reproducen después de morir. Y es que las supernovas, esas descomunales explosiones que marcan un punto de inflexión en la vida activa de algunas estrellas, y que pueden emitir un brillo superior al de la galaxia que las contiene, también pueden dar lugar a nuevos cuerpos celestes. Incluso a nuevos sistemas estelares.

Ahondar en la vida de una estrella en un artículo de un puñado de párrafos es claramente imposible. Este interesantísimo tema da para escribir no uno, sino decenas de libros. Por esta razón, nuestro propósito es sintetizar de una forma lo más didáctica y asequible posible las etapas por las que transita una estrella desde el instante en el que comienza a formarse bajo el efecto inagotable de la gravedad, hasta que llega a los últimos estadios de su vida activa y colapsa, transformándose, si se dan las condiciones apropiadas, en una estrella de neutrones, una estrella de quarks, o, incluso, en un agujero negro. Empecemos nuestro viaje.

Así es el nacimiento de una estrella

Todas las estrellas son distintas. Cada una de ellas tiene su propio carácter. Su propia «personalidad». Sin embargo, el mecanismo de la naturaleza que desencadena su nacimiento es siempre el mismo, por lo que, de alguna forma, podemos considerar que todas están emparentadas. Las estrellas nacen a partir de nubes de polvo y gas que están esparcidas por el universo, y que comenzaron a formarse poco después del Big Bang, que tuvo lugar, según las estimaciones de los científicos, hace casi 14.000 millones de años.

Los análisis que están llevando a cabo muchos grupos de investigación defienden que las primeras estrellas nacieron poco después de la formación del universo. De hecho, actualmente se considera que la más antigua conocida, cuyo nombre me resisto a transcribir porque es un cúmulo de letras y números que no va a aportarnos nada, nació hace nada menos que 13.600 millones de años, lo que refleja que es casi tan antigua como el propio universo. Un equipo de astrónomos de la Universidad Nacional de Australia, que es el grupo de científicos responsable de su descubrimiento, asegura que es sesenta veces más grande que nuestro Sol y está situada en nuestra misma galaxia, la Vía Láctea, pero a 6.000 años luz de la Tierra. Apenas a un salto.

NebulosaEsta imagen de la nebulosa de la Quilla, o Eta Carinae, fue tomada por el telescopio espacial Hubble en 2010. Espectacular, ¿verdad?

Lo más interesante es que, a pesar de su antigüedad, los astrónomos están convencidos de que hay estrellas aún más arcaicas. Esta sospecha se apoya en el hecho de que nuestra gigante de 13.600 millones de años está compuesta, además de por hidrógeno, por carbono, magnesio y calcio, unos elementos químicos que necesariamente tuvieron que ser fabricados previamente por una o varias estrellas de una generación aún más antigua y con una «metalicidad» muy baja, entendiendo como metales todos aquellos elementos químicos que son más pesados que el helio, al margen de su posición en la tabla periódica.

El punto de partida de nuestro viaje tiene necesariamente que permitirnos indagar en la composición de las estrellas por una razón fundamental: de ella va a depender en gran medida su evolución. En realidad, la vida de una estrella está íntimamente ligada no solo a su composición inicial, sino también, y, sobre todo, a su masa, que no es otra cosa que la cantidad de materia que la gravedad es capaz de reunir y condensar en una porción del espacio. Y es que la fuerza de la naturaleza responsable del nacimiento de las estrellas es la contracción gravitacional, un fenómeno inagotable que poco a poco se encarga de ir reuniendo y compactando los elementos que más adelante, y solo si se dan las condiciones en las que profundizaremos en unos párrafos, provocarán el nacimiento de una nueva estrella.

Alrededor del 70% de la masa de las estrellas es hidrógeno, entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados que el helio

Como hemos visto, todas las estrellas son diferentes en la medida en que su masa y su composición química inicial también son distintas. Aun así, podemos asumir que alrededor del 70% de su masa es hidrógeno (en realidad se trata de protio, que es un isótopo del hidrógeno que tiene un único protón en su núcleo y un electrón orbitando en torno a él); entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados que el helio, a los que los astrofísicos suelen identificar sencillamente como metales. Como podéis ver, la proporción de metales en la masa total de las estrellas es baja si la comparamos con la cantidad de helio, y, sobre todo, de hidrógeno que contienen, pero es muy importante porque estos elementos, que pueden variar mucho de unas estrellas a otras, tienen un impacto crucial en su evolución.

También es interesante saber que cualquier variación mínima que se produzca alrededor de ese 70% inicial de hidrógeno tendrá un impacto directo en la vida de cada estrella. En cualquier caso, como hemos visto, el auténtico motor capaz de alumbrar una nueva estrella es la gravedad. Esta fuerza se encarga de reunir y comprimir estos elementos, calentándolos poco a poco durante este proceso. Si la cantidad de materia acumulada mediante la contracción gravitacional es lo suficientemente grande, y la temperatura alcanzada lo bastante elevada, se encenderá el «horno nuclear».

Nebulosa2Las nubes de polvo y gas del medio interestelar propician la formación de nuevas estrellas. Esta imagen, tomada por el telescopio espacial Hubble, nos muestra una porción de la nebulosa de la Laguna, situada en la constelación de Sagitario.

En el núcleo de este cuerpo celeste, que es su región sometida a una mayor presión y a una temperatura más alta, comenzarán a fusionarse los núcleos de hidrógeno para dar lugar a nuevos núcleos de helio, liberando durante el proceso enormes cantidades de energía. El momento en el que se enciende el horno nuclear y comienzan las reacciones de fusión entre los núcleos de hidrógeno es el instante en el que podemos afirmar con propiedad que se ha producido el nacimiento de una nueva estrella.

El proceso que recreamos en los reactores de fusión nuclear es muy similar al que tiene lugar de forma natural en el interior de las estrellas

Este proceso natural es el que recreamos en los reactores de fusión nuclear experimentales que hemos construido en el pasado, y en los que estamos construyendo actualmente, como ITER. La diferencia es que los isótopos del hidrógeno que utilizamos son deuterio y tritio, y no protio, como en las estrellas, porque los dos primeros requieren unas condiciones de presión y temperatura un poco más «asequibles», y, por tanto, más fáciles de alcanzar. Si os apetece conocer con mucho más detalle en qué consiste la fusión nuclear a «escala humana», los retos que plantea y cuándo estará lista, os sugiero que echéis un vistazo a la serie de artículos que publicamos hace unas semanas, y en la que abordamos este tema con bastante profundidad, pero de una forma didáctica y asequible.

Llegados a este punto, y antes de seguir adelante, es importante que nos detengamos un momento para averiguar cuánta materia es necesario acumular mediante contracción gravitacional para que se encienda el horno nuclear que va a dar lugar al nacimiento de una estrella. Durante la formación de la protoestrella, que es ese objeto cuyo «horno» aún no se ha encendido, la gravedad se encarga de seguir incorporando materia a partir de la nube molecular de gas del medio interestelar de la que os hablé al principio del artículo, provocando de esta forma que el núcleo se vaya comprimiendo y calentando cada vez más.

Estrella1

La ignición del hidrógeno mediante los procesos de fusión nuclear tiene lugar cuando la temperatura del núcleo de la protoestrella alcanza los diez millones de grados centígrados, poniendo en marcha en este instante un proceso al que los astrofísicos llaman secuencia principal, y que se dilatará a lo largo de la mayor parte de la vida de la estrella. Pero también debemos contemplar otra posibilidad. Si el objeto en proceso de formación tiene menos de 0,08 masas solares, la compresión y el calentamiento del núcleo se detendrán antes de alcanzar la temperatura necesaria para iniciar la fusión de los núcleos de hidrógeno. Poco a poco irá enfriándose y varios millones de años después se transformará en una enana marrón.

Las enanas marrones no tienen la masa necesaria para iniciar la combustión de los núcleos de hidrógeno, por lo que se enfrían con relativa rapidez

Una forma sencilla de entender qué es una enana marrón requiere contemplarla como un cuerpo celeste que aspiraba a alcanzar el estatus de estrella, pero que finalmente no lo logró debido a que no consiguió reunir la masa necesaria. Aun así, los astrofísicos creen que, dependiendo de la cantidad de materia que la contracción gravitacional ha sido capaz de condensar, algunas enanas marrones consiguen fusionar deuterio, litio y tritio porque son elementos más fáciles de «quemar» que el protio, que, como vimos antes, es el hidrógeno común, el que no tiene ningún neutrón en su núcleo.

Pero esta actividad no suele durar demasiado, extendiéndose habitualmente solo durante su juventud. El hecho de que no consigan sostener reacciones de fusión nuclear a partir de los núcleos de protio provoca que poco a poco vayan contrayéndose y enfriándose hasta alcanzar el equilibrio. Cuando el calor residual de las reacciones de fusión, si es que tienen lugar, se disipa, dejan de brillar y acaban convertidas en unos cuerpos celestes a medio camino entre las estrellas de baja masa y los planetas gaseosos gigantes, como Júpiter.

Después de la ignición las estrellas alcanzan su plenitud

La longevidad de una estrella está estrechamente condicionada por su masa. Las más masivas consumen con más rapidez su combustible, el hidrógeno, mediante el proceso de fusión nuclear del que hemos hablado antes, por lo que agotan en menos tiempo sus fuentes de energía. Y, en consecuencia, tienen una vida activa más corta. Esta es la fase a la que los astrofísicos llaman, como hemos visto antes, secuencia principal. La combustión del hidrógeno en el núcleo provoca que este elemento vaya agotándose poco a poco, por lo que la estrella se ve obligada a reajustarse, contrayendo el núcleo para incrementar su temperatura y detener el colapso gravitacional al que se vería abocada de no poder equilibrarse gracias a la presión de radiación y la presión de los gases.

El equilibrio en el que se encuentra una estrella durante la fase de combustión del hidrógeno, que es el periodo más largo de su vida, es posible gracias a que la contracción gravitacional, que «tira» de la materia de la estrella hacia dentro, hacia su interior, se ve compensada por la presión de los gases y la presión de la radiación emitida por la estrella, que «tiran» de la materia hacia fuera.

LlamaradaLa puesta en marcha del «horno nuclear» provoca que las estrellas liberen enormes cantidades de energía. Mientras, los procesos de fusión nuclear se llevan a cabo en su interior, produciendo elementos químicos cada vez más pesados si la masa de la estrella es lo suficientemente elevada.

Este es un proceso muy complejo que obliga a la estrella a reajustarse constantemente. Pero, afortunadamente, contamos con la ayuda de cuatro ecuaciones diferenciales que, a partir de la composición química inicial de una estrella y su masa, y con la ayuda de ordenadores muy potentes, nos permiten conocer con mucha precisión cómo va a ser su evolución y en qué momento llegará el colapso gravitacional, del que hablaremos un poco más adelante.

Afortunadamente no es necesario que profundicemos en la complejidad matemática de estas cuatro ecuaciones, pero nos viene bien describir someramente qué información nos proporciona cada una de ellas para que podamos entender con cierta precisión por qué nos ayudan a predecir cómo será la evolución de una estrella. Antes de repasarlas, un apunte más: todas ellas, a pesar de su complejidad, proceden de la física básica. En ellas aún no es necesario contemplar efectos cuánticos ni relativistas, que tendrán importancia más adelante, cuando veamos en qué medida la masa de una estrella condiciona en qué se transformará cuando agote sus fuentes de energía.

Con solo cuatro ecuaciones procedentes de la física básica los astrofísicos consiguen predecir con mucha precisión cómo evolucionará una estrella partiendo de su masa y su composición química inicial

La primera de las ecuaciones es la de la masa, que asume que en el centro de la estrella la masa es cero y en su atmósfera tenemos la masa total. La segunda es la ecuación de equilibrio hidrostático, que revela justo lo que acabamos de ver: cómo la gravedad de la estrella contrarresta la presión de los gases y la presión de radiación para mantener la estrella en equilibrio. La tercera es la ecuación de producción de energía, que determina cómo la estrella obtiene energía a partir de las reacciones de fusión que se producen en su interior, y también gracias a la contracción gravitacional. Y la última es la ecuación de transporte de energía, que refleja la forma en que la energía es transportada desde el núcleo de la estrella hacia fuera.

Cuando la temperatura y la presión en el núcleo de la estrella son lo suficientemente altas, como hemos visto antes, comienzan las reacciones de fusión entre los núcleos de hidrógeno. Pero lo que aún no hemos analizado es el papel crucial que ejerce la energía cinética en este fenómeno. Y es que precisamente es el incremento de la temperatura el que dota a los núcleos de hidrógeno de la energía cinética necesaria para alcanzar una velocidad lo suficientemente alta, ayudándoles a vencer su repulsión eléctrica natural provocada por su carga positiva cuando varios de ellos se acercan.

Podemos imaginar que en estas condiciones el núcleo de la estrella es una sopa extremadamente densa que reúne sobre todo núcleos de hidrógeno lo suficientemente calientes para estar moviéndose en todas direcciones y agitándose. Su velocidad es tan alta que cuando se acercan lo suficiente su inercia contrarresta su repulsión eléctrica natural y entra en acción la fuerza nuclear fuerte, que es la que mantiene unidas las partículas del núcleo atómico. A partir de aquí la fusión entre esos núcleos es «pan comido».

CosmosLa gravedad es el auténtico motor del universo. No en vano es el mecanismo que desencadena la formación de las estrellas y el primer responsable del inicio de las reacciones de fusión nuclear.

El primer elemento químico «fabricado» en grandes cantidades en el núcleo de las estrellas a partir de la fusión de los núcleos de hidrógeno es el helio. Y este proceso conlleva la liberación de una gran cantidad de energía. Pero el helio no es el único subproducto resultante de las reacciones de fusión nuclear. Ni mucho menos. A medida que se consume el hidrógeno la estrella se va reajustando, comprimiendo su núcleo e incrementando su temperatura, de manera que se dan las circunstancias necesarias para que comience la ignición del helio. O no. Dependerá de la masa de la estrella.

Si es lo suficientemente masiva el núcleo se calentará y se comprimirá tanto como para que la fusión de los núcleos de helio tenga lugar cuando se acabe el hidrógeno. El proceso triple alfa, que es como se conoce a la fusión de tres núcleos de helio para producir un núcleo de carbono, tiene lugar a temperaturas superiores a los 100 millones de grados Kelvin, lo que refleja con claridad la temperatura extrema que debe alcanzar el núcleo de la estrella para que tenga lugar la producción de carbono. Y, de nuevo, la estrella continúa reajustándose, de manera que nuestras cuatro ecuaciones sigan arrojando resultados coherentes con un cuerpo en perfecto equilibrio.

A medida que el combustible nuclear se va agotando la estrella se reajusta incrementando su radio y su temperatura

¿Qué sucederá entonces con el carbono de nuestra estrella de gran masa? Sencillamente, lo mismo que con el helio. Si la masa de la estrella es lo suficientemente grande, cuando se agote el carbono del núcleo central este volverá a contraerse y a incrementar su temperatura para continuar los procesos de fusión, dando lugar cada vez a elementos más pesados. Una vez que hemos llegado a esta fase resulta sencillo comprender que la estrella adquiere una estructura de capas concéntricas similar a una cebolla, de manera que en cada una de las capas se lleva a cabo una reacción de fusión que tiene como resultado unas cenizas cada vez más pesadas, entendiendo que la ceniza está constituida por los elementos resultantes de la combustión de otros elementos más ligeros.

A medida que se va quemando el combustible nuclear la estrella se va desplazando en el diagrama de luminosidad y temperatura, y, al mismo tiempo, su radio y su temperatura se incrementan. Pero estos procesos continuos de fusión nuclear solo tienen lugar si la masa de la estrella es muy grande. Si la estrella es poco masiva la temperatura del núcleo no es suficiente para iniciar la combustión del helio, por lo que la estrella continúa reajustándose para que la temperatura en las capas más externas sea suficiente para permitir la combustión del hidrógeno restante. Este proceso provoca que se expanda y adquiera un color rojizo debido al enfriamiento de su superficie, un fenómeno por el que las estrellas que se encuentran en esta fase de su evolución se conocen como «gigantes rojas».

GalaxiaEsta preciosa imagen también ha sido tomada por el telescopio espacial Hubble, pero en esta ocasión lo que vemos es NGC 6503, una galaxia solitaria situada a 18 millones de años luz de nosotros, en la constelación del Dragón.

Finalmente, cuando consume totalmente su combustible expulsa las capas más externas, dando lugar a una nube de gas conocida como «nebulosa planetaria», que habitualmente adquiere la forma de un anillo o una burbuja. Y en el centro de la nebulosa permanece lo que queda de la estrella: una estrella degenerada. O una «enana blanca», que es el nombre que suele atribuírseles y que se utiliza como sinónimo del término estrella degenerada.

Este cuerpo celeste se llama así porque es relativamente pequeño, al menos mucho más que durante las etapas de secuencia principal y gigante roja, y al principio su temperatura sigue siendo muy alta. Pero como ya no produce energía porque se ha terminado su combustible, se va enfriando gradualmente hasta dejar de emitir cualquier tipo de radiación detectable. En ese momento pasa a llamarse «enana negra» porque la ausencia de radiación les impide ser detectadas. Un apunte muy curioso: los astrofísicos están convencidos de que en el universo aún no hay ninguna enana negra debido a que las enanas blancas se enfrían tan lentamente que ni siquiera las más antiguas han dejado de emitir radiación.

Nuestro Sol es una estrella con relativamente poca masa, por lo que terminará sus días expandiéndose y transformándose en una gigante roja, para, a continuación, expulsar sus capas más externas al medio estelar y permanecer en el espacio bajo la forma de una enana blanca. Eso sí, podemos estar tranquilos porque los modelos matemáticos actuales reflejan que hasta el momento ha consumido aproximadamente el 50% de su combustible y tiene una edad aproximada de unos 4.600 millones de años. No se le acabará el hidrógeno hasta dentro de casi 5.000 millones de años, que será el momento en el que concluirá su secuencia principal.

Estrellas de neutrones, de quarks y agujeros negros

Ya sabemos cómo terminan sus días las estrellas poco masivas, pero aún nos queda averiguar qué les sucede a las estrellas con mucha masa. Hasta ahora he establecido la distinción entre unas y otras de una forma algo ambigua, pero ha llegado el momento de «atar cabos» porque gracias al astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar conocemos con bastante precisión cuál es la masa límite de una estrella para que, en vez de acabar sus días bajo la forma de una enana blanca, lo haga transformada en una estrella de neutrones.

El «límite de Chandrasekhar», que es como se conoce este valor, equivale a 1,44 masas solares. Esto quiere decir, sencillamente, que si una enana blanca tiene una masa que excede ese límite tomando como referencia la masa de nuestro Sol, no acabará sus días como una enana blanca, sino que colapsará en una estrella de neutrones. Pero aún sabemos más. Y es que también conocemos la masa límite que son capaces de soportar las estrellas de neutrones, en este caso gracias a las investigaciones de Richard Chace Tolman, Julius Robert Oppenheimer y George Michael Volkoff.

El «límite de Chandrasekhar» nos anticipa que nuestra estrella, el Sol, pondrá fin a sus días expandiéndose bajo la forma de una gigante roja y transformándose en una enana blanca después, para enfriarse durante millones de años hasta quedar reducida a una enana negra

El «límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff» original fue propuesto en 1939, pero ha sido corregido en décadas posteriores gracias a los nuevos hallazgos realizados por los astrofísicos, y también con la ayuda de los nuevos instrumentos de medida, por lo que en la actualidad los científicos creen que está establecido aproximadamente en 2,17 masas solares. Esto quiere decir, como vimos cuando hablamos del «límite de Chandrasekhar» aplicado a las enanas blancas, que si una estrella de neutrones supera este valor colapsará para transformarse en una estrella de quarks o un agujero negro. Las primeras, las estrellas de quarks, aún no han sido observadas de forma fehaciente, pero los astrofísicos están estudiando actualmente varias estrellas de neutrones que, en realidad, podrían ser estrellas de quarks.

EnanablancaEsta recreación representa AE Aquarii, un sistema binario constituido por dos estrellas: una enana blanca y una estrella naranja. Curiosamente, la enana blanca emite pulsos de rayos X mientras gira sobre su propio eje, por lo que se parece mucho a los púlsares.

Volvamos ahora por un instante la vista atrás, aunque solo para seguir avanzando con paso firme. Como hemos visto, las estrellas más masivas van progresivamente quemando su hidrógeno, luego el helio, el carbono y así sucesivamente, produciendo elementos cada vez más pesados en su interior. Los elementos más ligeros se «fabrican» en las capas más externas, y los más pesados en las capas interiores. Pero si la estrella es lo suficientemente masiva llegará un momento en que el núcleo interior, la capa más profunda de la estrella, estará constituido por hierro. Y con este elemento químico sucede algo muy interesante: de él no puede extraerse más energía mediante fusión nuclear.

Cuando se detiene la producción de energía en el núcleo de la estrella masiva se produce el inevitable colapso gravitacional

Cuando se detiene la producción de energía en el núcleo de la estrella la presión de radiación, que intenta que la estrella se expanda, no es capaz de contrarrestar la contracción gravitacional, que intenta que la estrella se comprima, por lo que el núcleo de hierro se ve obligado a soportar el peso de todas las capas de la estrella que tiene por encima. Esa presión es descomunal, y, dado que la estrella ha perdido el equilibrio, el núcleo se contrae de forma súbita, provocando que las demás capas de material caigan bruscamente sobre él, rebotando con una violencia extrema y saliendo despedidas hacia el medio estelar con una velocidad muy alta. Estamos ante una supernova. La energía liberada en estas enormes explosiones es tal que consiguen brillar durante unos segundos más que toda la galaxia de la que forman parte.

Indudablemente las supernovas son uno de los acontecimientos cósmicos más impactantes de cuantos conocemos hasta la fecha, pero lo que realmente las hace interesantes es su capacidad de «sembrar» el medio interestelar con los elementos químicos que ha producido la estrella mediante los procesos de fusión nuclear. Como podemos intuir, estos elementos en el futuro pueden contribuir a la formación de nuevas estrellas y planetas, por lo que es muy razonable que contemplemos a las supernovas, que sellan el momento en el que las estrellas masivas abandonan su vida activa, como el recurso utilizado por ellas para reproducirse un instante después de poner fin a su latido estelar.

Pero esto no es todo. La descomunal presión a la que se ve sometido el núcleo de hierro de las estrellas masivas provoca cambios muy importantes en la estructura de la materia, que ya no está constituida por electrones, protones y neutrones, como la materia ordinaria, sino que solo está conformada por neutrones. Por esta razón, las estrellas de neutrones no son otra cosa que el remanente que queda cuando una estrella masiva pone fin a su etapa activa en forma de supernova. Son una especie de enorme cristal formado solo por neutrones.

Cuando hablamos de las cuatro ecuaciones que permiten a los astrofísicos predecir cómo será la evolución de una estrella mencioné que proceden de la física básica. Sin embargo, ya nos hemos adentrado también en el dominio de la mecánica cuántica. De hecho, para calcular con precisión el famoso límite que lleva su nombre, Chandrasekhar se vio obligado a contemplar en sus cálculos los efectos cuánticos y relativistas.

EstrellaneutronesLas estrellas de neutrones son uno de los objetos más impactantes de cuantos podemos encontrar en el medio interestelar. Un fragmento de una de ellas de un centímetro cúbico pesaría alrededor de mil millones de toneladas.

Sin la física cuántica nuestro conocimiento actual de la vida de las estrellas no sería posible. Sin ella tampoco podríamos entender la estructura de la materia de las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Y, por supuesto, no podríamos llegar a intuir qué sucede en el interior de los agujeros negros, de los que aún sabemos muy poco, pero en cuyos enigmas los astrofísicos poco a poco se van adentrando gracias en gran medida a las herramientas que pone a nuestra disposición la física cuántica.

Gracias a esta disciplina los astrofísicos han conseguido calcular con mucha precisión la densidad de dos objetos tan exóticos y apasionantes como son las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Las primeras tienen, ni más ni menos, una densidad aproximada de una tonelada por centímetro cúbico. Sí, un fragmento de enana blanca con el tamaño de un «dado» pesa más o menos una tonelada.

La densidad de una estrella de neutrones es tal que un «dado» de un centímetro cúbico pesaría mil millones de toneladas

Aún más espectaculares son las características de las estrellas de neutrones, en las que el hierro y el helio del núcleo se han desintegrado por la acción de los fotones, unas partículas muy energéticas que consiguen descomponer estos elementos en partículas alfa, que son núcleos que carecen de electrones, y, por tanto, tienen carga eléctrica positiva, y neutrones. Mediante un mecanismo conocido como «captura beta», en cuya complejidad no vamos a profundizar para no complicar más de lo necesario el artículo, los protones se transforman en neutrones, por lo que, como vimos antes, una estrella de neutrones solo está constituida por neutrones. Su materia está en un estado diferente al de la materia ordinaria con la que estamos familiarizados.

Lo que acabamos de descubrir nos ayuda a intuir la que sin duda es la característica más espectacular de las estrellas de neutrones: su densidad. Y es que un fragmento de un centímetro cúbico pesa mil millones de toneladas aproximadamente. Sí, no hay ningún error. Un trozo del tamaño de un terrón de azúcar de una estrella de neutrones pesa esas mil millones de toneladas. Pero aquí no acaba todo. Como vimos unos párrafos más arriba, si la masa de la estrella de neutrones supera el «límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff» lo que obtendremos después del colapso gravitacional será una estrella de quarks, que tiene una densidad todavía mayor. O, incluso, un agujero negro. Pero esta es otra historia. Una en la que nos sumergiremos en otro artículo, si vosotros, nuestros lectores, queréis.

Fuente: xataka.com




Opportunity versus Curiosity: un cara a cara de los rovers de la NASA repasando su exploración de Marte

Opportunity versus Curiosity: un cara a cara de los rovers de la NASA repasando su exploración de Marte

Hace poco hablábamos de todo un veterano en la NASA por cumplir ni más ni menos que 5.000 días de misión (terrestres), el rover Opportunity, que sigue rodando por Marte. Pero no es el único vehículo que surca las tierras del Planeta Rojo, porque el rover Curiosity sigue vivito y circulando.

Tras haber repasado un poco la trayectoria del primero quizás es un buen momento para hacer una especie de cara a cara entre los rovers de la NASA en Marte, aunque por supuesto el contexto y el propósito de cada misión es distinto y en realidad no hay competición que valga. ¿Qué números y descubrimientos podemos destacar de cada misión? Hacemos un repaso.

Los aterrizajes en Marte

Si el ganador es el que antes llega, entonces la medalla va para Opportunity. El rover está activo en el Planeta Rojo desde 2004, concretamente aterrizó el 25 de enero de ese año a las 5:00 UTC, siendo el segundo del Programa de Exploración de Marte de la NASA (junto con Spirit, que aterrizaba tres semanas antes).

Curiosity llegaba a unas horas similares, pero bastante más tarde. A Marte aterrizaba el 6 de agosto de 2012 hacia las 5:30 UTC, aunque eso sí, con una maniobra que no se había intentado antes en otro planeta: un descenso en tres fases en el que la última consiste en desplegar unos cables.

De hecho, Curiosity aterrizó con una precisión sin precedentesgracias a un nuevo sistema de entrada guiada. La elipse de aterrizaje prevista medía 20 x 7 kilómetros, mientras que la de Opportunity medía 150 x 20 kilómetros, por lo que hubo una mejora de la precisión en los cálculos, como recordaban en Space.

La primera foto

Si algo son todos estos trastos que enviamos al espacio son nuestros ojos. Llegar a un planeta, pisarlo y recorrerlo, nos va a servir para recoger muestras y explorar condiciones únicas que no podríamos de otra manera, pero ya que se va, se fotografía.

Curiosity aterrizaba en el cráter Gale de Marte y tomaba esta primera fotografía que casi era ya medio autorretrato (ya que salen sus ruedas).

Curiosity Primera FotoImagen: NASA/JPL

De Opportunity tenemos muchas imágenes, en concreto las que corresponden a los 5.020 soles que acumula ya su presencia en Marte. Tenéis todos los RAW en esta web que la NASA facilita, pudiendo buscar por cámaras o bien por el sol que sea. Os ponemos uno de los disparos hecho por la cámara panorámica durante el sol 1.

Oportunity cámara panorámica, sol 1Imagen: NASA

Hallazgos en Marte

Por su carácter exploratorio, ambos vehículos han sido los que han permitido ver ciertas características o regiones del planeta por primera vez Pero ser el primero es lógicamente una ventaja en este sentido y, habiendo llegado ocho años antes que Curiosity, Opportunity acumula un mayor número de descubrimientos, destacamos algunos de ellos:

  • Opportunity Ledge: fue el primer afloramiento de roca desnuda que se observó en Marte, gracias a la primera panorámica del rover. Los científicos consideran que su origen puede ser la ceniza volcánica o que son sedimentos formados por viento o agua.
Oppotunity LedgeOpportunity Ledge. (Imagen: NASA/JPL-Caltech)
  • Jarosita, goethita y hematita: la presencia per se de estos minerales no fue descubierta en todos los casos por este rover, pero la determinación de la misma apuntaba a una misma idea: la supuesta presencia de agua en el pasado en Marte.
HematitaLa presencia de hematita señalizada en colores sobre una panorámica de Marte. El azul muestra una presencia baja, mientras que el rojo representa en torno a un 20% de abundancia. (Imagen: NASA/JPL/Cornell/ASU)
  • Esférulas: o lo que es lo mismo, gránulos con forma esférica. Aparecieron por primera vez en las imágenes tomadas durante sol 10 y su formación puede deberse a varias causas, desde la acción del viento hasta la actividad volcánica, pasando por el impacto de un meteorito o la acción del agua. Tras ver que están distribuidas al azar (y no en capas) y que en su composición predomina la hematita, se consideró que su formación se debe a la acción del agua.
EsférulasImagen microscópica de los gránulos esféricos. (Imagen: NASA/JPL)
  • Primer perfil térmico: en su primer año de misión, el instrumental del rover y el de la Mars Global Surveyor permitieron crear el primer perfil de la temperatura de la atmósfera marciana.
Perfil Termico OpportunityEl primer perfil de la temperatura atmosférica de Marte. (Imagen: NASA/JPL/Goddard/ASU/Cornell)

Turno para los de Curiosity, cuyos objetivos se agrupan en cuatro: determinar si hubo vida en Marte, su geología, caracterizar el clima y aportar datos para la preparación de la exploración humana del planeta. Para ello también ha ido escrutando a nuestro vecino, encontrando también diversos hallazgos:

  • Radiación marciana: si se pretende poner el pie en el Planeta Rojo es vital conocer la radiación que se experimenta en su superficie. Curiosity tomó por primera vez en un planeta distinto al nuestro cierto tipo de mediciones en relación a la radiación, lo que permitió ver que los niveles de radiación en Marte pueden ser comparables con los que experimentan los astronautas en la Estación Espacial Internacional.
  • Un antiguo cauce: siete semanas después de tomar tierra en Marte el rover encontró el antiguo cauce por el que corrió el agua en la historia del planeta durante miles de años. Aunque no se vea agua líquida ya fluyendo, este tipo de hallazgos suman puntos a la hipótesis de que en algún momento hubiese condiciones para que se diese la vida.
Antiguo Cauce CuriosityRestos de un antiguo cauce en la superficie de Marte. (Imagen: NASA/JPL-Caltech/MSSS)
  • Posible lugar para la vida (microbiana): en su reconocimiento de componentes químicos en la superficie de Marte, Curiosity encontró algunos de los que son claves para la vida tal cual la conocemos, como hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, fósforo, carbón o sulfuros. Esto hizo que el equipo de investigadores responsable lanzase la hipótesis de que ese área (el sitio de aterrizaje del rover) podría haber albergado via microbiana hace miles de millones de años.

Perforando Marte

Ya que se va a Marte, lo suyo es conocerlo al máximo y para ello no es suficiente catar atmósfera y superficie. Ambos vehículos realizaron excavaciones y otros procesos en las rojas rocas con tal de conocer mejor la geología del planeta y su pasado.

Opportunity excavó diversas zanjas para investigar los detalles del subsuelo, las primeras ya durante 2004. Ahí se vio que la tierra tenía una textura grumosa y que las esférulas del interior son más brillantes, así como que el polvo tiene un grano tan fino que no podía ser analizado por el microscopio del rover.

Opportunity ZanjasEl rover Oppotunity en sol 56. (Imagen: NASA/JPL)

Curiosity no hizo zanjas, directamente taladró el suelo marciano, siendo la primera vez que un rover hacía esto para tomar muestras en un planeta distinto. ¿El objetivo? Intentar determinar el ambiente marciano en la antigüedad.

Perforando MarteLa roca marciana taladrada. (Imagen: NASA/JPL-Caltech/MSSS)

Unos rover muy de redes sociales

Aquí ya hemos hablado de selfies espaciales, porque haberlas haylas y parece que sea ya una especie de tendencia o tradición (pero ya vimos que son de utilidad para verificar instrumentos). Algo que encaja mucho en la actual tendencia a la autofoto y su uso en redes sociales.

Opportunity aprovechó la oportunidad (teníamos que decirlo) para sacarse un selfie histórico; podríamos decir que entre sus récords se halla el de «primer selfie espacial tras 5.000 días marcianos en Marte«. Con este título no es fácil que por ahora haya un segundo, si acaso el propio rover se hará otro para celebrar más miles de días si continúan posponiendo su jubilación.

Oppotunity SelfieOpportunity nos dijo «¡Holi!» así, con su cámara para microscopía el 18 de febrero de este año al cumplir 5.000 días marciano en Marte. (Imagen: NASA/JPL-Caltech)

A Curiosity lo que le van son las redes sociales. Según Space, Curiosity logró despertar la curiosidad (teníamos que decirlo, también) congregando a gente en lugares como Times Square el 5 de agosto durante su aterrizaje (en los conocidos como «Siete minutos de terror», por el riesgo de la fase).

Además, gracias a la labor del equipo en redes sociales, en marzo de 2013 contaba con más de 1,3 millones de followers en Twitter tras haber enviado más de 1.900 tweets. Tras cinco años su cuenta oficial cuenta con casi 4 millones de followers y casi 3.500 tweets.

Twitter Curiosity

Imágenes | NASA/JPL-Caltech, NASA/JPL-Caltech/MSSS

Fuente: xataka.com




Explorar el interior de un agujero negro supermasivo es posible gracias a este nuevo vídeo en 8K y realidad virtual de la NASA

Explorar el interior de un agujero negro supermasivo es posible gracias a este nuevo vídeo en 8K y realidad virtual de la NASA

‘Sagitario A*’, es un monstruoso agujero negro cuya masa equivale aproximadamente a cuatro millones de soles, lo que hace que su peso gravitacional sea un verdadero peligro para aquellos objetos que están cerca, ya que con su fuerza sería capaz de separar estrellas, devorarlas o expulsarlas fuera de la galaxia en un abrir y cerrar de ojos.

A día de hoy aún no es posible descifrar el comportamiento de ‘Sgr A*’, por lo que es importante crear simulaciones que traten de arrojar un poco de luz acerca de estos asombrosos y misteriosos fenómenos que hay en nuestro vasto universo. La NASA lo sabe y por ello han creado una experiencia en realidad virtual que por primera vez nos sumerge en un agujero negro supermasivo.

Explorando un centro galáctico en 8K

El Observatorio Chandra de Rayos-X de la NASA acaba de publicar un vídeo en realidad virtual que nos sitúa en el centro de una galaxia, en este caso el de ‘Sgr A*’. Esto nos permite explorar por primera vez su caótico corazón desde la perspectiva de un agujero negro supermasivo.

El vídeo fue creado a partir de varias simulaciones creadas por supercomputadores que se basan en datos recolectados por el mismo Observatorio Chandra. El objetivo es crear la más grande y precisa simulación a la fecha, la cual puede ayudar a comprender cómo interactúan los materiales que componen este tipo de agujeros negros, así como su formación y evolución hasta dar vida a las galaxias.

Para apreciar los detalles de esta experiencia en realidad virtual, se decidió crearla a una resolución 8K y para ello necesitaremos ya sea un visor o un casco compatible o bien, desde nuestro mismo navegador donde podremos movernos a nuestro antojo.

Según explica la NASA, los colores azul y cian representan las emisiones de rayos X contenidas en las nubes de gas caliente; el color rojo muestras concentraciones más densas de gas más frío, mientras que las zonas amarillas son todavía más frías y más densas.

Todas estos materiales interactúan entre sí creando desde espirales, choques de cuerpos estelares, tormentas, hasta rayos X que se nacen lentamente para posteriormente acelerar y recorrer todo ‘Sgr A*’ a gran velocidad. De hecho, hacia el final del vídeo se nos muestra cómo luciría un estallido de gas hasta provocar una gran choque contra nubes de gas.

Para aquellos que quieran complementar la experiencia, también pueden echar un vistazo al vídeo anterior, el cual se centra en mostrar cómo luce el centro de nuestra galaxia a través de dos simulaciones: una hace 350 años con ‘Sgr A*’ en un estado de calma, mientras que la segunda abarca un proceso de 500 años, la cual muestra el mismo agujero con mayor actividad y más violento expulsando material sin control

Fuente: xataka.com




Astrónomos captan el momento justo en el que una estrella se convierte en agujero negro

Un denso cadáver estelar conocido como estrella de neutrones se encuentra en el interior de E0102, los restos de una supernova a 200.000 años luz de la Tierra. Los astrónomos que observaban estas explosiones estelares podrían haber detectado el momento del nacimiento de una estrella de neutrones —o quizá de un agujero negro— mil veces más lejos que E0102, en la galaxia CGCG 137-068.

Ahora, podría haberse desentrañado la historia del origen de este misterioso destello. Basándose en las últimas observaciones de la extraña supernova, conocida como «la Vaca», un equipo de 45 astrónomos sostiene que podría representar la primera ocasión en que los humanos han captado el momento exacto en que una estrella moribunda produce un agujero negro.

EXPLORA LOS RESTOS DE LA GIGANTESCA SUPERNOVA CASIOPEA A

«Es la meta que llevamos años esperando», afirma la líder del equipo Raffaella Margutti, astrofísica de la Universidad Northwestern. Margutti y sus colegas presentaron su investigación esta semana en la asamblea anual de la Sociedad Astronómica Estadounidense en Seattle, Washington, y pronto publicarán sus hallazgos en la Astrophysical Journal.

Los datos del equipo, obtenidos en varias longitudes de onda de luz, podrían implicar que una estrella masiva colapsó y formó una estrella de neutrones, una especie de cadáver estelar denso. Otros equipos que estudian la Vaca han propuesto explicaciones alternativas a su comportamiento inusual. ¿Qué sabemos sobre la Vaca y por qué ha sido tan difícil describirla para los astrónomos? Sigue leyendo:

¿Dónde está la Vaca y por qué se llama así?

La Vaca explotó a las afueras de CGCG 137-068, una galaxia espiral enana a unos 200 millones de años luz de la Tierra. Se llama «la Vaca» por su nombre formal generado automáticamente, AT2018cow (cow significa vaca en inglés). Un equipo de astrónomos que empleaba los telescopios ATLAS de Hawái la observaron el 16 de junio de 2018 y señalaron el objeto a sus astrónomos el 17 de junio, lo que provocó un torrente de observaciones por telescopio de la explosión.

El 17 de agosto de 2018, el instrumental DEIMOS del Observatorio W.M. Keck sacó esta imagen de AT2018cow y su galaxia.

¿Por qué es tan inusual?

La Vaca no es el primer destello de este tipo observado en el firmamento, pero sí es el más cercano detectado hasta la fecha, lo que otorga a los investigadores una oportunidad sin precedentes de ver una con todo lujo de detalle. Además, su brillo aumentó mucho y muy rápidamente. En el pico de la Vaca, era decenas de veces más luminosa en rayos X que las explosiones estelares normales, denominadas supernovas. La Vaca alcanzó su pico de brillo en pocos días, algo que las supernovas normales tardan semanas en lograr.

Es más, la fuente de energía de la Vaca no resultó obvia de inmediato. Normalmente, las supernovas obtienen su brío explosivo del níquel-56, un isótopo radiactivo almacenado en sus entrañas. Pero cuando los astrónomos calcularon cuántos restos había expulsado la Vaca, descubrieron una cantidad sorprendentemente baja de desechos totales expulsados, quizá una décima parte de la masa de nuestro sol, como mucho. Es raro, porque las supernovas suelen expulsar desechos que equivalen a decenas de soles.

VER GALERÍA

Aunque los desechos de la Vaca fueran solo níquel-56, no sería combustible suficiente para alimentar la explosión observada. Es más, los desechos contenían hidrógeno y helio, algo que los astrónomos no esperaban encontrar: las estrellas que explotan y forman supernovas ya deberían haber quemado esos elementos como combustible nuclear.

La Vaca también emitía radiación de formas insólitas. Por ejemplo, el equipo de Margutti pidió apuntar hacia el objeto el telescopio NuSTAR de rayos X de la NASA. Los datos mostraban que, algo más de una semana después de su primera aparición, la Vaca aumentó inesperadamente su brillo en rayos X de alta energía. «La primera reacción al obtener los datos fue que quizá hubiéramos hecho algo mal», afirma Margutti.

¿Conocemos la causa de la Vaca?

El consenso actual es que en el centro de la Vaca hay un «motor central» compacto que expulsa esos rayos X de alta energía. Este objeto, sea lo que sea, está envuelto en una burbuja asimétrica de material expulsado por algún tipo de explosión.

«Una de las bromas es que nosotros [los físicos] siempre presentamos las cosas en forma de vacas esféricas y estaba claro que esto era una vaca esférica», explica el coautor del estudio Brian Metzger, físico de la Universidad de Columbia. «Es complicado explicarlo como fenómeno esférico, porque si la fuente de rayos X alimenta la radiación óptica, entonces ¿cómo llegan hasta nosotros los rayos X?».

“Una de las bromas es que nosotros [los físicos] siempre presentamos las cosas como vacas esféricas y estaba claro que esto era una vaca esférica.”

POR BRIAN METZGER, UNIVERSIDAD DE COLUMBIA

En el modelo elaborado por el equipo de Margutti, los desechos que volaban desde los polos del objeto se desplazaban a más velocidad —y se vuelven transparentes antes— que las nubes alrededor del ecuador del objeto. Estas nubes ecuatoriales absorbían los rayos X de alta energía del motor, lo que hacía que las nubes se calentasen y generaran la luz visible de la Vaca. Pero parte de los rayos X de alta energía aún podían filtrarse desde los polos de la Vaca, más transparentes.

Por su parte, las señales de radio de la Vaca muestran que se comportó como un elefante en una cacharrería. Cuando la Vaca explotó, parte de los desechos del objeto fueron expulsados hacia el exterior a más de 29.000 kilómetros por segundo, o hasta una décima parte de la velocidad de la luz. Los materiales más rápidos parecen haberse estrellado en un halo de partículas denso que rodeaba la Vaca, calentando este halo y generando las emisiones de radio del objeto.

¿Qué es el «motor central» de la Vaca?

El equipo de Margutti cree que hay dos opciones principales. La Vaca podría ser una estrella de neutrones muy magnetizada que rota casi mil veces por segundo. La otra posibilidad es que el objeto hubiera aparecido cuando un tipo de estrella gigantesca y muy caliente denominada supergigante azul sufrió una explosión fallida y se convirtió en un agujero negro.

En este caso, la mayor parte del interior de la estrella habría colapsado y formado un agujero negro, pero las capas exteriores de la estrella no habrían sufrido ese colapso al principio. Conforme el agujero negro interior se aceleraba, habría perdido masa en forma de un enjambre de partículas denominadas neutrinos. La salida de los neutrinos del centro de la estrella habría expulsado parte del material exterior antes de que el agujero negro hubiera podido tragárselo y los desechos pronto se habrían acumulado en un disco alrededor del agujero negro recién nacido.

¿Hay otras ideas de qué podría ser la Vaca?

Margutti y sus colegas no son los únicos que proponen que la Vaca tiene un motor central. En otro estudio aceptado por la revista Astrophysical Journal, un equipo diferente dirigido por la astrónoma de Caltech Anna Y. Q. Ho llega a conclusiones similares.

Pero Daniel Perley, astrofísico de la Universidad John Moores, en Liverpool, sugiere en su propio estudio que la Vaca podría haber aparecido cuando un agujero negro relativamente masivo y ya existente devoró una estrella similar a nuestro sol, un fenómeno conocido como disrupción de marea. Mientras la inmensa gravedad del agujero negro despedazaba la estrella, sus gases podrían haberse acumulado por acreción alrededor del agujero negro, formando un disco y creando el insólito brillo de la Vaca en el proceso.

La cuestión es si tiene sentido que un agujero negro de ese tamaño esté colgando en las afueras de una galaxia, en un área que debería ser densa por el gas, según las señales de radio de la Vaca. La teoría actual sostiene que los agujeros negros de ese calibre deberían formarse en cúmulos estelares, donde hay un gran exceso de gas.

Margutti sostiene que el entorno de la Vaca tendría mucho más sentido si la niebla que la rodea fuera material expulsado por una estrella gigantesca, una que podría colapsar y convertirse en estrella de neutrones o agujero negro. Pero Perley señala que todavía no hemos descubierto ni estudiado ningún agujero negro de la masa que propone este equipo, de forma que no podemos estar seguros de que esta teoría coincida con la realidad.

«El equipo [de Margutti] está formado por unos de los principales expertos en supernovas, pero me gustaría que los expertos en disrupciones de marea intervinieran para ver si pueden hallar una forma de que funcione», afirma Perley.

Y ahora ¿qué?

Las observaciones a largo plazo de la Vaca podrían ayudar a desentrañar la identidad de su motor central. Metzger afirma que, si en en núcleo de la Vaca hay una estrella de neutrones magnetizada, esta podría emitir destellos de rayos X en los próximos años. Sin embargo, un agujero negro no podría destellear de esta manera.

Pero la forma más fructífera de obtener más información sobre la Vaca es descubrir más objetos como ella. Recientemente, los astrónomos han adquirido la capacidad de avistar dichos destellos de luz e investigarlos en tiempo real, conforme se conectan más telescopios robóticos y reconocimientos a gran escala.

«Estos reconocimientos del firmamento son casi como rodar películas… Es un momento emocionante», afirma Metzger. «No solo observamos el universo como algo estático, sino como algo que puede ser muy activo, incluso en escalas temporales de pocos días».

Fuente: nationalgeographic.es




Así se formó Júpiter: a una distancia cuatro veces superior a la actual

Así se formó Júpiter: a una distancia cuatro veces superior a la actual

Se encuentra de promedio a 778,5 millones km del Sol. Sin embargo, originalmente se formó cuatro veces más lejos del Sol que su órbita actual, y migró hacia el interior del sistema solar durante un período de 700.000 años.

Formación remota

Empleando simulaciones por ordenador avanzadas para aprender más sobre el viaje de Júpiter a través de nuestro propio sistema solar hace aproximadamente 4.500 millones de años, investigadores de la Universidad de Lund (Suecia) y otras instituciones sugieren que este gigante gaseoso se se formó cuatro veces más lejos del sol de lo que indicaría su posición actual. Los datos los han extraído más específicamente de los asteroides troyanos que orbitan cerca de Júpiter.

Estos asteroides troyanos consisten en dos grupos de miles de asteroides que residen a la misma distancia del Sol que Júpiter, pero que orbitan delante y detrás de Júpiter, respectivamente. Hay aproximadamente un 50% más de troyanos frente a Júpiter que detrás de él. En esta asimetría reside la clave para advertir la migración de Júpiter.

Según los cálculos, la migración de Júpiter se prolongó durante unos 700.000 años, en un período de entre 2 y 3 millones de años después de que el cuerpo celeste comenzara su vida como un asteroide de hielo lejos del sol.

El viaje hacia el interior en el sistema solar siguió un trayecto en espiral en el que Júpiter continuó dando vueltas alrededor del Sol, aunque en un camino cada vez más estrecho. Los autores del estudio también sugieren que el gigante gaseoso Saturno y los gigantes de hielo Urano y Neptuno podrían haber migrado de manera similar.

Fuente: xataka.com




El origen del universo

La teoría más conocida sobre el origen del universo se centra en un cataclismo cósmico sin igual en la historia: el big bang. Esta teoría surgió de la observación del alejamiento a gran velocidad de otras galaxias respecto a la nuestra en todas direcciones, como si hubieran sido repelidas por una antigua fuerza explosiva.

Antes del big bang, según los científicos, la inmensidad del universo observable, incluida toda su materia y radiación, estaba comprimida en una masa densa y caliente a tan solo unos pocos milímetros de distancia. Este estado casi incomprensible se especula que existió tan sólo una fracción del primer segundo de tiempo.

Los defensores del big bang sugieren que hace unos 10.000 o 20.000 millones de años, una onda expansiva masiva permitió que toda la energía y materia conocidas del universo (incluso el espacio y el tiempo) surgieran a partir de algún tipo de energía desconocido.

La teoría mantiene que, en un instante (una trillonésima parte de un segundo) tras el big bang, el universo se expandió con una velocidad incomprensible desde su origen del tamaño de un guijarro a un alcance astronómico. La expansión aparentemente ha continuado, pero mucho más despacio, durante los siguientes miles de millones de años.

Los científicos no pueden saber con exactitud el modo en que el universo evolucionó tras el big bang. Muchos creen que, a medida que transcurría el tiempo y la materia se enfriaba, comenzaron a formarse tipos de átomos más diversos, y que estos finalmente se condensaron en las estrellas y galaxias de nuestro universo presente.

Orígenes de la teoría

Un sacerdote belga, de nombre George Lemaître, sugirió por primera vez la teoría del big bang en los años 20, cuando propuso que el universo comenzó a partir de un único átomo primigenio. Esta idea ganó empuje más tarde gracias a las observaciones de Edwin Hubble de las galaxias alejándose de nosotros a gran velocidad en todas direcciones, y a partir del descubrimiento de la radiación cósmica de microondas de Arno Penzias y Robert Wilson.

El brillo de la radiación de fondo de microondas cósmicas, que puede encontrarse en todo el universo, se piensa que es un remanente tangible de los restos de luz del big bang. La radiación es similar a la que se utiliza para transmitir señales de televisión mediante antenas. Pero se trata de la radiación más antigua conocida y puede guardar muchos secretos sobre los primeros momentos del universo.

La teoría del big bang deja muchas preguntas importantes sin respuesta. Una es la causa original del mismo big bang. Se han propuesto muchas respuestas para abordar esta pregunta fundamental, pero ninguna ha sido probada, es más, una prueba adecuada de ellas supondría un reto formidable.

Fuente: nationalgeographic.es




Descubren 83 agujeros negros masivos en el Universo primigenio

Recreación de un agujero negro | Robin Dienel/Carnegie Institution for Science

Científicos han encontrado pruebas de lo comunes que eran los agujeros negros en la primera época del universo.

Un equipo internacional de astrónomos, en el que ha participado el Instituto de Ciencias del Cosmos de la Universidad de Barcelona (ICCUB), ha descubierto 83 cuásares alimentados por agujeros negros supermasivos cuando el Universo era menos de una décima parte de lo que es actualmente.

Según ha informado este lunes el ICCUB, este hallazgo aumenta el número de agujeros negros conocidos hasta el momento, y revela por primera vez hasta qué punto eran comunes los agujeros negros en los inicios de la historia del Cosmos.

El estudio también detalla los efectos de los agujeros negros en el estado físico del gas en el Universo durante los primeros mil millones de años.

Los agujeros negros supermasivos se encuentran en el centro de las galaxias y, aunque predominan en el Universo actual, no se sabe con certeza cuándo se formaron ni cuántos hay. De entre ellos, los agujeros distantes se identifican como cuásares, que brillan cuando acumulan gas.

Para escoger los cuásares candidatos a estudio, un equipo de investigación liderado por Yoshiki Matsuoka, de la Universidad de Ehime (Japón), usó datos obtenidos con un instrumento innovador, la cámara Hyper Suprime-Cam (HSC), una cámara muy potente montada en el telescopio Subaru, instalado en la coma del Mauna Kea (Hawái) por el Observatorio Astronómico Nacional de Japón.

El equipo de la HSC está desarrollando un análisis del cielo con los datos de 300 noches obtenidos por el telescopio a lo largo de cinco años. A partir de estos datos se seleccionaron los cuásares cuyo análisis desembocó en el descubrimiento de los agujeros negros supermasivos. Además, los astrónomos han trabajado en una campaña de observación para obtener variantes de estos candidatos utilizando el Gran Telescopio Canarias (GTC).

El astrónomo del ICCUB Kazushi Iwasawa ha sido el investigador principal de las observaciones que se han llevado a cabo con el GTC en esta segunda fase, en la que descubrieron cerca de un tercio de nuevos cuásares. En el área estudiada, la investigación ha mostrado 83 cuásares que no se conocían antes y diecisiete ya conocidos. Los investigadores encontraron que, en cada cubo de miles de millones de años luz de lado hay, aproximadamente, un agujero negro supermasivo.

Asimismo, los astrónomos han descubierto que los cuásares están a unos 13.000 millones de años luz de la Tierra, es decir, que se ven tal como eran entonces.

Los investigadores explican que el tiempo que ha transcurrido desde el Big Bang hasta esta época cósmica es solo un 5% del presente cósmico (13.800 millones de años).

El cuásar más distante descubierto en este trabajo está a 13.050 millones de años luz, una distancia similar a la del segundo agujero negro supermasivo más lejano que se ha descubierto hasta ahora.

Con los resultados obtenidos hasta ahora, el equipo prevé buscar más agujeros negros supermasivos distantes y poder revelar el periodo en que apareció el primero en el Universo.

Los resultados de esta investigación se han publicado en las revistas Astrophysical Journal Letters, The Astrophysical Journal Supplement Series, Publications of the Astronomical Society of Japan y The Astrophysical Journal.

Fuente: libertaddigital.com




El sistema solar puede volver a tener nueve planetas

Impresión artística del Planeta Nueve con el sistema solar al fondo a la derecha. TOM RUEN

Varios estudios y nuevos descubrimientos sugieren que es necesario un planeta 10 veces mayor que la Tierra para explicar las órbitas de los objetos más allá de Plutón. Hasta hace poco, Plutón estaba en la frontera del sistema solar. En las escuelas de todo el mundo se estudiaba al pequeño planeta como el noveno de la familia y más allá parecía existir solo el vacío interestelar.

Las cosas se complicaron en los noventa con el hallazgo de una gran cantidad de pequeños objetos helados en una región más allá de Plutón que se bautizó como cinturón de Kuiper. El estudio de esta zona mostró también que el que durante más de 70 años había sido el noveno planeta tenía más que ver con la población del nuevo suburbio. En 2006, en una polémica decisión de la Unión Astronómica Internacional, Plutón fue degradado y el sistema solar pasó a tener ocho planetas, pero es posible que la situación cambie pronto. En las últimas semanas, varios artículos científicos y algunos descubrimientos astronómicos sugieren que estamos a punto de conocer al nuevo planeta nueve.

La sospecha de que existe un mundo desconocido más allá de Plutón tiene un vínculo estrecho con el estudio de ese cinturón que provocó la degradación del planeta enano. En 2016, Konstantin Batygin y Michael Brown, del Instituto Caltech de California, publicaron un artículo en el que, a partir del análisis de los movimientos de estos objetos, predecían la existencia y ciertas características del planeta nueve. Tendría 10 veces la masa de la Tierra, necesitaría 15.000 años para dar una vuelta al Sol y en su momento de mayor acercamiento a nuestro planeta estaría 200 veces más lejos que nosotros de nuestra estrella. Esa órbita tan alejada explicaría por qué aún no lo hemos visto.

Con anterioridad se propuso la existencia del planeta Vulcano y de la estrella Nexus que nunca se encontraron

El pasado 10 de febrero, Batygin, Brown y dos colegas más publicaron una revisión de todos los datos que sustentan la existencia del nuevo planeta y concluyeron que es difícil explicar el movimiento de las rocas heladas del cinturón de Kuiper sin la existencia de un planeta de gran tamaño que provoque sus extraños movimientos. Brown, conocido por ser uno de los principales responsables de relegar a Plutón a planeta enano, cree que, con la tecnología disponible, se debería detectar el nuevo planeta en los próximos diez años o al menos conocer mejor su órbita probable.

Otro de los frentes en la búsqueda del nuevo planeta del sistema solar, que sería el primero descubierto desde el siglo XIX y solo el tercero desde la Antigüedad, es la búsqueda de nuevos objetos en el cinturón de Kuiper que pueden ampliar la información indirecta sobre el mundo desconocido. Esa pesquisa está liderada hasta el momento por un trío de astrónomos estadounidenses. Scott Sheppard, de la Institución Carnegie, David Tholen, de la Universidad de Hawái, y Chad Trujillo, de la Universidad del Norte de Arizona, han descubierto el 80% de los nuevos mundos en esta lejana región a más de 9.000 millones de kilómetros de distancia del Sol.

En diciembre, este trío descubrió Farout (nombre que se puede traducir como Lejano), un cuerpo tres veces más alejado del Sol que Plutón, y en enero batieron su propio récord añadiendo al catálogo Farfarout (que traduciremos como Aún más lejano). Unos meses antes, en octubre, habían identificado a El Duende, un planeta enano de apenas 300 kilómetros de diámetro, tan excéntrico que tarda 40.000 años en completar una vuelta al Sol. Su excentricidad, según afirmaban Shepard y sus colegas, podría explicarse por la presencia del planeta nueve.

Si finalmente se localiza a partir de sus efectos gravitacionales, se uniría a Neptuno. En la década de 1840 aún eran siete los planetas conocidos del sistema solar. El último descubierto había sido Urano, en 1781, y pese al tiempo transcurrido, los astrónomos no habían sido capaces de explicar las irregularidades de su órbita. Esto cambió cuando el matemático Urbain Le Verrier analizó sus movimientos y dedujo que debía haber algún otro planeta perturbando a Urano. Poco después de que Le Verrier hiciese público su estudio, astrónomos en Alemania utilizaron sus cálculos para localizar Neptuno exactamente en el lugar donde el francés predijo que estaría.

La proeza de Le Verrier empujó a otros astrónomos a tratar de hacer conjeturas similares, pero este tipo de búsquedas han tenido fracasos sonados. En el siglo XIX, una anomalía en la órbita de Mercurio se trató de explicar con un planeta llamado Vulcano, y en los ochenta, se propuso la existencia de una estrella enana marrón atrapada por el Sol a 1,5 años luz de distancia. Ni el planeta ni la estrella se han encontrado jamás. A medio camino entre el éxito y el fracaso quedó el esfuerzo de Percival Lowell, que construyó un observatorio en Arizona (EE UU) para buscar planetas más allá de Neptuno. Los cálculos en los que basaba sus pesquisas eran erróneos, pero desde uno de sus telescopios se observó por primera vez, en 1930, Plutón. No era exactamente lo que buscaban, pero mantuvo su categoría de planeta nueve durante más de siete décadas.

Fuente: elpais.com