¿Cómo se realizan observaciones astronómicas con un telescopio profesional?

Los aficionados a la astronomía solemos coger un telescopio, irnos a un sitio oscuro y plantarnos allí para poder observar lo que buenamente se pueda dependiendo de la calidad del cielo en donde nos encontremos y de la calidad de nuestro telescopio.

Sin embargo para realizar una observación astronómica a nivel científico, la preparación y toma de las observaciones tiene bastantes sutilezas que la mayoría de los aficionados suele desconocer. Algunas tienen que ver con el simple hecho de conseguir tiempo de observación de un gran telescopio donde poder realizar nuestra ciencia, otras tienen que ver con el mismo procesado y tratamiento de los datos que nos ofrece este tipo de telescopios profesionales. Aquí intentaré explicar, de forma general, cual es el proceso que ha de seguir un astrofísico desde que toma la decisión de observar hasta que se obtienen los resultados definitivos.

Telescopio William Herschel en el Roque de los Muchachos, La Palma.

Telescopio William Herschel en el Roque de los Muchachos, La Palma.

Supongamos que tenemos un objetivo científico, por ejemplo observar una galaxia o una nebulosa. Lo primero de todo es escoger un telescopio adecuado a nuestras necesidades. Si nuestras observaciones requieren de un gran telescopio, como el William Herschel en la isla de La Palma no nos quedará más remedio que solicitar tiempo de observación en un telescopio como este o de similares características. Sin embargo si nuestras observaciones no requieren un nivel de calidad-resolución tan alto, es muy recomendable escoger un telescopio más pequeño. Esto tiene sus motivos, el primero es que conseguir tiempo de observación en un gran telescopio, evidentemente es mucho más complicado que en un telescopio más pequeño, y lo segundo es por simple sentido común, no queremos malgastar tiempos de observación de grandes telescopios.

El camino a seguir para poder obtener tiempo de observación es realizar la oportuna solicitud a la institución o grupo que administre el telescopio con el que queramos observar. Esto se traduce en que tendremos que realizar una solicitud de tiempo de observación, explicando si queremos una noche sin luna o con luna, los instrumentos que necesitaremos (fotometría, espectroscopía…) y por supuesto nuestro proyecto científico. Las noches más oscuras (sin luna) son mucho más difíciles de conseguir que las que tienen luna, por si nuestra observación no requiere de una gran oscuridad deberemos explicar esto, pues será más fácil conseguir una noche de observación.

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Un aspecto muy importante en nuestra solicitud de tiempo de observación es explicar en que se aprovechará esa noche en el caso de que nuestra observación no se pueda realizar. Puede haber problemas como nubes, que un cable ande suelto, que algún instrumento no funcione bien o que a los ingenieros les hayan dado de comer yogures caducados. Normalmente se debe tener un plan b como puede ser otro objetivo observacional, calibración de algunos instrumentos o filtros… cualquier cosa útil que no haga desaprovecharse esa noche. Si no tenemos ese plan b raramente nos adjudicarán tiempo de observación en algún telescopio.

Sala de control del telescopio IAC-80, en el observatorio del Teide.

Sala de control del telescopio IAC-80, en el observatorio del Teide.

Supongamos que ya nos ha sido asignada una noche en un telescopio, ¿cómo es una noche de observación?. Bueno, antes de ponernos a observar debemos de tener preparados algunos detalles.

Además de nuestro objetivo observacional, han de observarse estrellas de calibración. Estas estrellas de calibración están catalogadas, conociéndose su luminosidad en todos los filtros que vayamos a utilizar. Esto nos permitirá, mediante comparación de la luminosidad observada en nuestra noche con las luminosidades medidas en los catálogos, la obtención de la extinción atmosférica de esa noche, y por tanto la extinción que ha sufrido nuestro objetivo observacional, lo cual es muy importante ya que nosotros hemos medido unas luminosidades, pero sin estas estrellas de calibración no sabríamos en que manera se ha extinguido la luz, y no sabríamos calcular la luminosidad real de la fuente.

Típicamente se usa un catálogo de estrellas estándar, llamado catálogo de estrellas Landolt. La estrella que deberemos escoger debe tener una altura sobre el horizonte similar a nuestro objetivo, para que así la cantidad de atmósfera que atraviesa la luz sea la misma y poderla calibrar. Para esto se usan algoritmos que calculan la altura sobre el horizonte a lo largo de la noche, dando a su vez los momentos de ocultación y salida del sol, así como el momento de oscuridad total, información importante para ajustar nuestros horarios de cenar y llegada al observatorio para una larga noche. Por ejemplo: STARALT, alojado en la página del ING (Isaac Newton Group) del IAC. El catálogo de estrellas Landolt puede encontrarse en la página de la ESO.

Ejemplo de plot de alturas sobre el horizonte para la Galaxia del Molinete (M101) y la estrella Landolt G12_43

Ejemplo de plot de alturas sobre el horizonte en el Observatorio del Teide para la Galaxia del Molinete (M101) y la estrella Landolt G12_43 el 11 de mayo de 2013

Bueno, ya tenemos nuestro plan de observaciones, nuestra galaxia a observar y nuestra estrella Landolt para corregir extinciones atmosféricas. Pero aún quedan algunos detalles antes de ponernos a observar, y están relacionados con la instrumentación que se utiliza en los telescopios profesionales. La forma en que tiene de observar un telescopio es recogiendo la luz en un dispositivo CCD. Una CCD es el sensor que recoge la luz y lo convierte en electrones que son los que podemos medir, al igual que las cámaras fotográficas corrientes. Este dispositivo electrónico, debido a la propia agitación térmica “creará” algunos electrones que no son producidos por la llegada de luz de la galaxia. Por lo tanto, esta imagen de agitación térmica ha de ser extraida de nuestra imagen de la galaxia. Esto se realiza mediante lo que se denomina una imagen BIAS. Esta imagen se toma en oscuridad total, al no llegar ninguna fuente de luz lo que obtendremos es una imagen de electrones producidos exclusivamente por agitación térmica de la electrónica de la CCD. Es bueno tomar unas 11-15 imágenes BIAS para combinarlas, reduciendo así el error estadístico asociado. Las CCD para astronomía son mucho más sensibles y de mejor calidad que las CCD de una cámara fotográfica. Precisamente se suelen enfriar con nitrógeno líquido a temperaturas del orden de -100ºC para minimizar esta agitación térmica y disminuir el ruido. Todos hemos comprobado que cuando tomamos una imagen con una cámara de fotos a baja luminosidad tenemos una degradación o granulado, esto es debido a que como tenemos muy poca luz, la importancia relativa de la imagen con respecto a ese BIAS disminuye, es decir, el BIAS tiene una luminosidad del orden de la propia imagen que estamos tomando. Cuando es de día, a altas luminosidades este efecto no es apreciable, ya que tenemos muchos más electrones de luz que de BIAS y no es apreciable el efecto. Para imágenes astronómicas, como la luminosidad es extremadamente baja, este efecto es muy importante y ha de ser corregido.

Ejemplo de imagen BIAS

Ejemplo de imagen BIAS

La CCD nunca es perfecta, esto implica que habrán algunos píxeles que tendrán mayor sensibilidad que otros, esto es, aunque le lleguen el mismo número de fotones a un píxel que a otro, la luminosidad que mostrará uno será diferente al otro. Este efecto se corrige con las llamadas imágenes FLAT-Field (campo plano), que es una imagen de luminosidad uniforme, es decir, estarán llegando los mismos fotones a cada píxel. Con esta imagen podremos calcular la sensibilidad relativa de los píxeles a un mismo estímulo lumínico. El FLAT-Field ha de tomarse para cada uno de los filtros que vayamos a usar, pues las sensibilidades de los píxeles también varían con el color que detecten, y suelen tomarse al amanecer o al anochecer, tomando una imagen del cielo, que en esos momentos tiene una luminosidad uniforme. A veces, por falta de tiempo suelen tomarse FLAT-Fields de la cúpula iluminada con una lámpara, esto no es lo recomendable, sobre todo para luz ultravioleta, pues las lámparas corrientes no suelen emitir mucho para estas longitudes de onda. Los FLAT-Field también sirven para corregir pequeñas motas de polvo o manchas que puedan tener los espejos del telescopio.

Ejemplo de imagen FLAT-Field

Ejemplo de imagen FLAT-Field

Con todo esto ya estamos listos para poder observar. Dependiendo de lo que queramos, tomaremos las imágenes en diferentes filtros, con diferentes tiempos de exposición dependiendo de la luminosidad de la fuente. El seguimiento del telescopio suele variar de unos a otros, pero suele hacerse tomando una estrella de referencia cercana a lo que estemos observando. Y normalmente es tan sencillo como introducir las coordenadas de la galaxia o lo que queremos observar y el ordenador del telescopio hace el resto.

Tras tomar las imágenes oportunas se deben de realizar las correcciones de las imágenes restando el BIAS y corregiendo el FLAT-Field, además de otros procedimientos más sutiles en los que no entraremos. Este tratamiento se denomina “reducción de datos”, y sirve para sacar la información científica a la imagen.

Como ejemplo aquí están algunas imágenes tomadas en el telescopio IAC-80 del observatorio del Teide, el día 11 de mayo de 2013 de M101:

M101 en filtro V

M101 en filtro V

M101 en filtro R

M101 en filtro R

M101 en filtro H-alpha

M101 en filtro H-alpha. Esta imagen muestra las zonas de la galaxia en donde se están produciendo nacimiento de nuevas estrellas, concretamente regiones de H ionizado por la luz de estrellas jóvenes y brillantes.

Imagen de M101 en falso color combinando los filtros anteriores

Imagen de M101 en falso color combinando los filtros anteriores

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Reportaje de Informe Semanal sobre el radiotelescopio ALMA (Vídeo)

Vía Informe Semanal:

“El observatorio astronómico más importante de la historia tiene ya operativa la mayor parte de sus sesenta y seis antenas. En el desierto de Atacama, en Chile, a cinco mil doscientos metros de altura, se levanta el mayor telescopio del mundo, que observa el Espacio Profundo. ALMA ha estudiado ya la formación de las primeras galaxias, ha descubierto la formación de estrellas en el inmenso agujero negro que hay en el centro de la nuestra, la Vía Láctea, y ha encontrado una forma de azúcar, esencial para la vida, en el Universo. Un proyecto revolucionario para la astronomía mundial, en el que colaboran Europa, Estados Unidos y Japón, hasta un total de unos veinte países, y en el que España tiene una participación destacada tanto científica como económica. ALMA comenzó a investigar en 2011 y se inauguró el pasado 13 de marzo. Informe Semanal asiste a ese acontecimiento que ya está revolucionando la historia de galaxias, estrellas y planetas… Observando el Universo profundo, científicos del todo el mundo proponen un viaje en el tiempo, muchos miles de millones de años antes de la formación de nuestra galaxia. Aproximándose al primer comienzo, al Big Bang. En el reportaje desvelaremos cómo esa investigación es el resultado del sueño de muchas generaciones y qué tiene que ver con el autor de uno de los libros más famosos de todos los tiempos, que en abril ha cumplido setenta años: ‘El Principito’. Desgranaremos cómo Saint-Exupéry imaginó el comienzo de su aventura, precisamente en Chile, y cómo otros filósofos aseguran que además de indagar en el Universo, el ser humano tiene que buscar también en sí mismo las claves capaces de proporcionarle consuelo en un mundo poblado de turbulencias.”

Vídeo:

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¿Quieres saber cómo colisionan las galaxias? ¡Compruébalo tu mismo!

Pulsa aquí para acceder a un colisionador de galaxias. Podrás escoger las masas relativas de las galaxias, la presencia de fricción o halo y los ángulos de incidencia. Cambia la perspectiva haciendo click con el ratón y arrastrando. Investiga por ti mismo y aprende como se puede llegar a formar una galaxia elíptica a partir de la colisión de galaxias espirales.

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La importancia de la detección del gas intergaláctico en la evolución galáctica

La detección de nubes de hidrógeno atómico entre las galaxias de Andrómeda y Triángulo ha permitido observar esta estructura intergaláctica, muy difícil de detectar. Ver artículo de este blog: “Se observan nubes de gas entre las galaxias de Andrómeda y Triángulo”.

M31M33gas

El concepto de galaxias como universos isla que evolucionan en soledad sin interaccionar con su entorno hace tiempo que se desechó. El modelo que lo reemplazó es el de un crecimiento jerárquico, en el que las galaxias interaccionan, algunas son absorbidas, otras ganan masa o se unen varias para formar otras galaxias de mayor tamaño, cambiando sus estructuras y morfología. Sin embargo, un nuevo modelo toma fuerza en los últimos tiempos, en el que las reservas de gas entre galaxias pueden ser la dominancia en el crecimiento y evolución de las mismas.

El ímpetu por buscar un nuevo modelo al crecimiento jerárquico se basa las observaciones. Durante la pasada década se ha puesto de manifiesto que la tasa de formación estelar de las galaxias ha variado con el tiempo, en el que se alcanzó un pico hace 10,000 millones de años y ha ido decayendo hasta nuestros días hasta 10 veces menos. Sin embargo las reservas de hidrógeno en las galaxias han decaído desde entonces a solamente la mitad.

La formación de nuevas estrellas en las galaxias depende de la cantidad de gas que haya en ellas, pues es el gas el que puede formarlas. Galaxias como las elípticas, en las que las reservas de gas están prácticamente agotadas, la formación estelar es muy baja, existiendo únicamente estrellas viejas que han podido vivir hasta nuestros días. Las espirales, sin embargo, contienen grandes cantidades de gas, en las que nuevas estrellas pueden formarse. Los característicos brazos brillantes y azules de las espirales son precisamente eso.

Una nueva prueba a este modelo podría ser este descubrimiento de gas en las inmediaciones de las galaxias Andrómeda y Triángulo. Las reservas de gas para la formación estelar en las galaxias podrían encontrarse en este medio intergaláctico. De hecho, estas reservas podrían no encontrarse en estado neutro como las observadas, sino en estado ionizado. Algunas simulaciones recientes muestran que un tercio de la materia ordinaria conocida podría encontrarse a épocas actuales en forma de galaxias, mientras que dos tercios en forma de gas ionizado residente en filamentos que conectan y rodean zonas en cuyo interior se encuentran las galaxias.

Filamentos_cósmicos

Aunque este modelo podría solucionar el problema de las reservas de gas de forma simple, las refutaciones experimentales son extremadamente difíciles. Las nubes de gas ionizado, aunque emiten, son fuentes muy débiles. Algunas otras estrategias se encuentran en desarrollo en la actualidad. Asumiendo, según los modelos, que una pequeña fracción (como mucho un 1%) de este gas se podría encontrar en forma neutra, que bajo condiciones de agrupamiento bajo colapse podría ser observable en 21cm, tal y como se ha realizado para la observación de las nubes de gas entre Andrómeda y Triángulo.

La primera detección de gas intergaláctico en 21 cm es un importante primer paso para poder resolver observacionalmente las estructuras intergalácticas posibles. En futuros estudios podrían empezarse a documentar otras estructuras localizadas y su movimiento. Este mapeado ayudaría a comprende la formación y evolución de las galaxias y la importancia de los entornos en  estos procesos, que según este modelo comentado, haría de reserva de gas a las galaxias durante su evolución en el tiempo.

[Referencia: Nature]

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Se observan nubes de gas entre las galaxias de Andrómeda y Triángulo

Un nuevo estudio en las regiones que existen entre las galaxias M31 (Andrómeda) y M33 (Triángulo), usando el telescopio GBT (Green Bank Telescope), ha confirmado la presencia de hidrógeno neutro con densidades superiores a 1017cm−2. La velocidad de estas nubes de gas es similar a las velocidades propias de estas galaxias, lo que indica que no se tratan de fuentes lejanas del entorno de la Vía Láctea.

Posición de Andrómeda y Triángulo, y el espacio que queda entre ellas donde se han descubierto nubes de gas

Posición de Andrómeda y Triángulo, y el espacio que queda entre ellas donde se han descubierto nubes de gas

Las galaxias espirales deben recibir gas exterior que cae sobre ellas para poder mantener los ritmos de formación estelar que se observan en ellas. La forma que tiene una galaxia de formar estrellas es con gas nuevo, que tras interacciones gravitatorias y colisionales, consigue colapsar formando nuevas estrellas azules, jóvenes y luminosas. Sin embargo las posibles distribuciones de nubes de gas alrededor de las galaxias no se comprende bien. Esta nueva nube de gas parece ser interpretada a priori como un filamento de condensación intergaláctico. Estos filamentos son estructuras que conectan a las galaxias, de baja densidad en comparación a estas. Aunque algunas simulaciones parecen demostrar que podría tratarse de una remanente de una interacción entre estas dos galaxias hace algunos miles de millones de años.

Mapas de 21cm a distintas resoluciones observacionales de las nubes de gas

Mapas de 21cm a distintas resoluciones observacionales de las nubes de gas. Crédito: Nature

El gas que se encuentra entre las galaxias es realmente tenue y muy difícil de detectar, a diferencia del que podemos encontrar por ejemplo en nuestra propia Vía Láctea, que es muy denso. Poco a poco se van teniendo las técnicas requeridas para poder observar estas fantasmales presencias en los enormes vacíos que existen entre las galaxias. La emisión del hidrógeno neutro, observable en 21cm, ha de realizarse con radiotelescopios, esto implica que el poder resolutivo (resolución) es muy bajo si no se utilizan técnicas como la interferometría. Donde los telescopios ópticos ven imágenes detalladas, los radiotelescopios ven manchas borrosas, y en casos como estos, los telescopios ópticos no pueden observar nada, pues la temperatura de esas nubes de gas es tan baja, que solo son visibles en radio, por lo que solo nos queda poder mejorar la resolución de esas manchas borrosas con las técnicas que tengamos disponibles.

Hace más de una década, los astrónomos plantearon algunas especulaciones acerca de la existencia de nubes de gas en el espacio entre M31 y M33, sin embargo las técnicas por entonces no eran suficientes para poder obtener una evidencia clara de esta. El año pasado, tras un estudio preliminar con el propio GBT, se confirmó la esta presencia, aunque con un nivel de detalle muy bajo como para observar algún tipo de estructura. Este nuevo estudio, más exhaustivo y detallado, reveló que esas nubes de gas se encuentran de forma más compacta y definida de lo que se pensaba.

[Referencia: Nature]

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Herschel consigue observar el gas caliente que rodea al agujero negro de la Vía Láctea

El telescopio espacial Herschel de la ESA ha realizado una detallada observación del gas molecular que rodea al super agujero negro del centro de la Vía Láctea. Este agujero negro, conocido como Sgr A* tiene una masa de unos 4 millones de masas solares a una distancia de 26,000 años luz, justo en el centro de la Vía Láctea.

Sgr A_gas

Aunque esta distancia es grande, mucho más pequeña que cualquier otro agujero negro supermasivo central de cualquier galaxia, siendo un objetivo perfecto para poder estudiar la física de los entornos de los agujeros negros como pueden ser las órbitas de estrellas cercanas, o como en este caso, el gas que lo rodea.

En la dirección en la que se encuentra Sgr A* existen grandes cantidades de polvo que hacen imposible la detección en rangos espectrales del visible, por lo que se tienen que utilizar observaciones en infrarrojo lejano y radio. Este es el caso de este estudio, en el que Herschel ha observado el gas que rodea el agujero negro en longitudes de onda infrarrojas, justo las que emite el gas observado.

Herschel ha detectado una gran variedad de moléculas en esta zona, considerada el corazón de la Vía Láctea, incluyendo monóxido de carbono, vapor de agua y ácido cianhídrico (HCN). Midiendo los espectros de la luz que emite este gas, los astrónomos son capaces de poder determinar las propiedades de este gas interestelar que rodea este agujero negro central.

gas_SgrA*

Javier Goicoechea, autor principal de este artículo y miembro del Centro de Astrobiología del CSIC, comenta que “Herschel ha observado la emisión en infrarrojo lejano a una distancia de solo 1 año luz de Sgr A*, haciendo posible por primera vez la observación por separado del gas que rodea el agujero negro de la propia emisión del mismo”. La gran sorpresa vino al observar que este gas se encuentra a unos 1000ºC, mucho más caliente que el gas interestelar ordinario que se puede encontrar en otras zonas de la galaxia cerca del cero absoluto. Aunque algunas estrellas masivas podrían aportar cierto calentamiento al gas, este no es suficiente para que se pueda encontrar a tan altas temperaturas.

Una hipótesis que contempla el equipo de Javier Goicoechea es que los fuertes campos magnéticos de esta región puedan hacer colisionar las moléculas entre sí y con otros materiales emitidos por las estrellas y protoestrellas de la zona. Incluso con corrientes de gas caliente dirigiéndose hacia el centro del agujero negro. “Nuestro agujero negro galáctico podría estar cocinando su cena a los ojos de Herschel”, comenta Goicoechea.

Justo antes de que el material caiga al agujero negro, se llega a calentar enormemente, emitiendo radiación en rayos X y gamma. Usando observaciones en infrarrojo cercano, otro grupo de astrónomos observó otra nube de gas de algunas masas terrestres que se espera pueda ser engullido por el agujero negro este año, aunque algunas simulaciones demuestran que todavía hay que esperar para poder confirmarlo.

[Artículo técnico: Herschel Far-Infrared Spectroscopy of the Galactic Center. Hot Molecular Gas: Shocks versus Radiation near SgrA. 6 May 2013, arxiv: 1305.1119]

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Vistas de la Tierra desde la ISS (Vídeo)

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Una imagen del “techo” del cielo

La paradoja de Olbers plantea que si el universo fuese infinito, en cualquier dirección del cielo que miremos podríamos encontrar una estrella. Esto implicaría que el cielo no puede ser negro cuando lo miramos por la noche, sino que debería de verse totalmente luminoso, pues siempre habría una estrella miremos en la dirección que miremos.

paradoja olbers

Esto tiene sus sutilezas, actualmente sabemos que el universo se encuentra en expansión, por lo que aunque en cualquier dirección pudiésemos encontrar una estrella brillando, quizás la luz que proviene de esa estrella no ha podido llegar hasta nosotros, pues a la luz le tarda un tiempo en llegar de un punto a otro, y quizás ese tiempo es mayor que el del universo (cuando se supone que se creó el tiempo). Además, precisamente por la expansión del universo, la métrica va cambiando, lo que hace que la luz que nos llega de distancias lejanas haya cambiado su frecuencia, haciéndose más roja. Es esta precisamente la causa del desplazamiento al rojo cosmológico (no confundir con el desplazamiento al rojo por efecto doppler).

Pues bien, un equipo de astrónomos, usando el radiotelescopio VLA (very large array) han obtenido, tras 50 horas de exposición en radio, una imagen del universo profundo en la que se pueden observar las fuentes más lejanas que hoy somos capaces de observar (tras el fondo cósmico de microondas). Por primera vez se han podido identificar fuentes discretas, de las que un 63% parecen ser galaxias albergando agujeros negros en su interior y el otro 37% galaxias con brotes de formación estelar (muy luminosas).

espacio_profundo_VLA

La enorme sensibilidad y resolución del VLA hace posible el poder identificar objetos responsables de la emisión en radio del fondo del cielo. Hay que recordar que las enormes distancias a las que se encuentran estas galaxias hace que la luz, en el enormemente largo viaje que recorre hasta nosotros, cambia su frecuencia por la expansión del universo, siendo emitida en IR, UV, visible y rayos X y llegando hasta nosotros en frecuencias de radio.

Estudios anteriores había detectado grandes emisiones en radio del universo profundo, pero no había sido posible atribuir estas emisiones a fuentes discretas como galaxias, ya que las observaciones en radio suelen “emborronar” lo que observamos, siendo necesarias técnicas avanzadas de radiointerferometría. Estos desarrollos técnicos hacen, por ejemplo, que la sensibilidad de los radiotelescopios en la actualidad sea millones de veces mayor que los radiotelescopios de los años 60.

La zona del cielo de la imagen ya había sido observada antes por el mismo VLA antes de su mejora y por el telescopio espacial Spitzer, y en febrero y marzo de 2012 se realizaron las observaciones que dieron lugar a este estudio, en el que es posible resolver las fuentes emisoras de la radiación. (Resolver es la palabra que se utiliza en astrofísica para decir que se pueden identificar unas fuentes de otras, por ejemplo dos estrellas que estén muy cerca).

Array de radiotelescopios VLA usado en este estudio

Array de radiotelescopios VLA usado en este estudio

El campo de cielo observado se encuentra en la constelación del Dragón. En esta región se han encontrado unas 2000 fuentes emisoras de radio (galaxias). Como esta parte del cielo es una millonésima de toda la cúpula celeste, los científicos indican que podrían existir unos 2000 millones de estas fuentes de radio, siendo responsables del 96% del total de emisión en radio a estas frecuencias. El 4% restante, según modelos cosmológicos, se piensa que podría provenir de unos 100,000 millones de objetos extremadamente débiles.

Estudios posteriores permitirán a los astrofísicos determinar las pautas de evolución galácticas en las que unas fuentes lo son por el acretamiento de material en el centro de sus agujeros negros, y otros por la creación rápida y eficiente de un gran número de estrellas. Actualmente se piensa que estos dos tipos se encuentran en la misma proporción en aquellas fases del universo.

Sin duda resultados espectaculares para el VLA que pronto será superado en capacidad resolutiva por ALMA.

[Referencia: Phys.org]

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Leo P, una galaxia virgen e impoluta

Los últimos años en investigación astrofísica han producido el descubrimiento de galaxias y objetos en general que se encuentran a enormes distancias. Telescopios como Hubble o Spitzer han ayudado a poder observan a tan enormes distancias. Sin embargo, aunque en las fronteras más lejanas de universo se pueden realizar nuevos descubrimientos, también el universo cercano nos tiene deparadas muchas sorpresas aún. Este es el caso de una nueva galaxia descubierta, llamada Leo P, una galaxia enana en la vecindad de nuestra Vía Láctea a una distancia de unos 5 o 6 millones de años luz.

Leo P

Esta nueva galaxia parece haberse conservado intacta, parece no haber interactuado con ninguna otra. Su descubrimiento, publicado en Astronomical Journal, vislumbra un nuevo tipo de objetos que permanecen inmaculados, sin interaccionar con otros. Esto sugiere la presencia de otras muchas galaxias pequeñas que esperan ser descubiertas en zonas del universo cercano.

Leo P es una de las docenas de galaxias locales que no están ligadas a las dos grandes galaxias del entorno, como son nuestra Vía Láctea y Andrómeda que han sido ampliamente escudriñadas en la búsqueda de galaxias enanas orbitándolas. Han sido muchas las pequeñas galaxias descubiertas recientemente en el entorno cercano. Se piensa que deben de haber muchas de estas pequeñas galaxias enanas, en medio de ninguna parte, permaneciendo solitarias sin la expectativa de interaccionar con ninguna otra, lo que las hace difíciles de encontrar.

En su soledad cósmica, Leo P parece tener una existencia serena, no perturbada por los tirones gravitacionales de galaxias de mayor tamaño. Riccardo Giovanelli de la Universidad de Cornell y otros colaboradores son los que descubrieron esta galaxia, que primero apareció como una nube de hidrógeno a los ojos del radiotelescopio de Arecibo. Seguidamente, mediante observaciones en óptico en el observatorio Kitt Peak en Arizona, se pudo confirmar la naturaleza de galaxia formada por estrellas.

Comparada con la Vía Láctea, Leo P es un puntito minúsculo. Su número de estrellas es de algunos cientos de miles, donde la Vía Láctea contiene unos 100,000 millones. Sin embargo, Leo P es activa, forma nuevas estrellas de color azul, muy brillantes, detectables por nubes de gas ionizado por la influencia del nacimiento de estas jóvenes y luminosas estrellas. Las grandes cantidades de gas con el que forman nuevas estrellas es inusual en este tipo de galaxias enanas, y esto es posible debido a la naturaleza de Leo P de galaxia solitaria, pues normalmente el gas que contienen galaxias de este tamaño es expulsado durante encuentros e interacciones con otras galaxias de mayor tamaño.

Ejemplos de galaxias en interacción

Ejemplos de galaxias en interacción

Por definición, las galaxias enanas son eso, enanas. Esto hace que son muy sensibles a cualquier interacción exterior, siendo acosadas constantemente por las fuerzas gravitatorias de otras galaxias de mayor tamaño que puedan encontrarse cerca de ellas. Cuando esto ocurre, todo el gas que contienen suele expulsarse fuera, quedando un esqueleto de estrellas. El poder ver una galaxia enana sin haber interaccionado nos permite contemplar como deberían ser las galaxias enanas evolucionando sin ninguna perturbación. El apellido “P” de Leo P viene del inglés “Pristine” que significa algo así como original o auténtico, y Leo por encontrarse en esta constelación.

Galaxias de mayor tamaño, como la Vía Láctea, evolucionan creciendo en tamaño por absorber otras pequeñas galaxias enanas y de tamaño medio en un proceso conocido como “canibalismo galáctico”. Este proceso es muy común en el universo. Es por esto que el descubrimiento de Leo P es algo excepcional. La presencia de formación estelar ha sido clave para el descubrimiento de esta pequeña galaxia. Las nuevas estrellas formadas tienen una luz mucho más brillante de la que tendrían estrellas viejas, si no fuera así, el descubrimiento habría sido muy complicado, pues apenas podríamos haberla visto destacar.

Los autores del estudio piensan que pronto pueden realizarse descubrimientos de otras galaxias similares a Leo P, de hecho ya se han localizado unas 59 nubes de gas en la zona donde se encuentra Leo P que son candidatas a ser galaxias enanas. Para ello deberán realizarse observaciones en óptico para confirmar la existencia de estrellas. Todos estos descubrimientos ayudarán a comprender mejor la evolución galáctica a través de la historia del universo.

He aquí un bonito vídeo de la simulación de dos galaxias interaccionando y su comparación con galaxias observadas en ese momento de la interacción

[Referencia: Nature]

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El proyecto “disco azul” pretende descubrir cómo se forma el disco de las galaxias

El modelo actual de formación del disco en galaxias establece que el disco se forma cuando el gas frío se condensa dentro de un halo de materia oscura. Solamente el 20% de materia bariónica (materia ordinaria) rodeada de halos de materia oscura se encuentra actualmente en los discos de las galaxias actuales. Esto implica que existen enormes reservas de gas localizadas fuera de las galaxias, y los modelos teóricos predicen que este gas debería estar enfriándose y siendo acretado, formando los discos de las galaxias. Sin embargo, las observaciones no implican este fenómeno. Las observaciones en rayos X que emite el gas alrededor de la Vía Láctea y otras galaxias luminosas, y también el gas neutro detectado en radio, implican tasas de formación estelar muy bajas como para explicar la formación de estrellas en estas galaxias. Una posible explicación a este hecho es suponer que la acreción del gas no se produce de forma continuada sino con carácter episódico, en el que tasas de acreción serían mucho mayores que la actualmente observada.

Recreación del gas caliente alrededor de la Vía Láctea con las pequeñas Nubes de Magallanes. Observación realizada en rayos X con el telescopio espacial Chandra

Recreación del gas caliente alrededor de la Vía Láctea con las pequeñas Nubes de Magallanes. Observación realizada en rayos X con el telescopio espacial Chandra

Las galaxias como nuestra propia Vía Láctea están formadas por un 10% de gas y un restante 90% de estrellas. Las galaxias estudiadas dentro del proyecto Disco azul son galaxias cercanas con cantidades inusuales de gas. Esto es así debido a que trabajos anteriores por el mismo grupo de trabajo indicaron que este tipo de galaxias con grandes cantidades de gas tienen en su parte exterior del disco un color azul debido principalmente a las grandes tasas de formación estelar en esta zona. Esto implica que las partes externas de los discos de las galaxias con grandes cantidades de gas podrían estar formando nuevas estrellas, en un período de alimentación del disco con gas nuevo producido por una acreción de material reciente.

Para poder comprender la acreción del gas hacia los discos de las galaxias, un equipo internacional de astrofísicos liderados por Guinevere Kauffmann y Jing Wang del Instituto Max Planck de Astrofísica (MPA), y Gyula Jozsa y Paolo Serra de ASTRON, usaron el radiotelescopio WSRT para mapear el hidrógeno en 25 galaxias muy ricas en gas, similares en tamaño, masa y distancias. Estas observaciones fueron realizadas desde diciembre de 2011 hasta mayo de 2012.

Mapa de gas de algunas galaxias estudiadas en el proyecto "Disco Azul"

Mapa de gas de algunas galaxias estudiadas en el proyecto “Disco Azul”

Uno de los primeros resultados fue evidentemente el comprobar que las galaxias tienen discos de gas neutro que llegan mucho más lejos de lo que llega el propio disco visible formado principalmente por estrellas. En los casos más extremos, estos discos de gas pueden extenderse a diámetros mayores de 100 kpc, con un factor 3 o 4 veces mayor que el disco estelar, siendo bastante más densos que en galaxias estándar.

Estos enormes discos de gas tienen una masa similar a la de la propia galaxia. No existe evidencias de que los discos de gas se encuentran fuera del equilibrio dinámico, ya que no se encuentran arrugados o deformados. De hecho se encuentran en bastante simetría dinámica con el disco estelar, lo que indica una estabilidad dinámica al igual que lo hace el disco estelar en rotación alrededor del centro.

Estas observaciones parecen contradecir una interacción reciente en la que pudiera haber sido acretado gas sobre el disco creando un brote de formación estelar en los bordes del disco estelar. El equipo de MPA/ASTRON sugiere que un exceso de gas podría haber sido acretado en procesos relativamente estables y no turbulentos. Esto podría producirse si el gas estuviese inicialmente en equilibrio dinámico con el halo de materia oscura, sin embargo todas estas cuestiones han de ser estudiadas en más detalle, comparando las observaciones con simulaciones de estos procesos también en un contexto cosmológico de evolución galáctica.

Radiotelescopio WRST utilizado para este proyecto

Radiotelescopio WRST utilizado para este proyecto

El equipo MPA/ASTRON espero que los resultados del proyecto Disco Azul podría ser el inicio de otro proyecto más amplio, en escalas más grandes en el que se puedan estudiar datos de similar calidad de miles de galaxias.

[Referencia: MPA]

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