La sonda Cassini observa meteoritos impactando con los anillos de Saturno

La sonda Cassini de la NASA ha proporcionado la primera evidencia de pequeños meteoroides impactando contra los anillos de Saturno por sus marcas dejadas en el flujo de partículas de los anillos.

Estas observaciones hace que los anillos de Saturno sean, junto con la Luna y Júpiter, los únicos lugares en los que se han podido observar impactos de meteoritos mientras ocurren. Los meteoroides observados por Cassini tienen un tamaño que van de 1cm a algunos metros. Los científicos, al analizar imágenes tomadas por la sonda hace años, fueron capaces de observar unas 9 marcas dejadas en el flujo de partículas de los anillos, publicando un artículo que aparece el 25 de abril en Science.

Meteoritos_anillos_saturno

El sistema solar esta lleno de pequeños objetos que viajan a grandes velocidades, pudiendo impactar contra los cuerpos planetarios del sistema. Estos nuevos resultados implican que la tasa de impactos en Saturno es similar a la que se encuentra en la Tierra, dos cuerpos que se encuentran relativamente alejados dentro del Sistema Solar, lo que implica una similar densidad de estas pequeñas partículas. Esto hace que los anillos de Saturno se conviertan en un magnífico detector de meteoritos, con un área unas 100 veces mayor que la propia Tierra.

El “equinoccio saturniano” de 2009 fue un buen momento para observar estos impactos, ya que la inclinación de la luz provenientes del Sol hicieran brillar los anillos en mayor contraste con las marcas dejadas por los meteoroides, facilitando enormemente su detección. Se sabía que esos impactos están ocurriendo constantemente, pero no se sabía cual es el tamaño y la frecuencia de estos.

Los autores del artículo piensan que los meteoroides se disuelven en su impacto contra los anillos, creando pedazos más pequeños y lentos que entran en órbita alrededor de saturno, al igual que las partículas de los anillos. Esto crea una nube de partículas en el anillo que cambia su forma debido a las diferentes velocidades orbitales del anillo, deformando la nube circular que crean en un principio para hacerla parecer como una línea estirada.

impacto_anillo

Este estudio podría arrojar luz sobre una cuestión sin resolver como es la edad de los anillos de Saturno.

[Referencia: NASA]

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El telescopio espacial Herschel pone fin a su misión

El telescopio espacial Herschel ha agotado sus reservas de helio líquido refrigerante, poniendo fin a más de 3 años de observaciones de las partes más frías del universo. Este final no era inesperado, la misión empezó con unos 2300 litros de helio líquido, que se ha ido evaporando desde su lanzamiento el 14 de mayo de 2009.

Herschel

El helio líquido es fundamental para enfriar la instrumentación del telescopio cerca del cero absoluto, ya que el ruido térmico de la instrumentación ha de permanecer muy bajo para poder obtener una señal buena en este tipo de observaciones de espacio frío.

La confirmación de que el helio ha acabado finalmente se ha producido esta tarde al inicio de la sesión de comunicaciones con el telescopio cuya base de operaciones se encuentra al oeste de Australia, con un claro aumento de la temperatura observada en la instrumentación.

Herschel ha excedido todas las expectativas, produciendo un increíble legado de datos que mantendrán a los astrónomos ocupados durante los próximos años. Ha realizado más de 35,000 observaciones científicas, guardando más de 25,000 horas de datos científicos en unos 600 programas de observación, además de unas 2,000 horas dedicadas a la calibración de la instrumentación que también tienen su importancia y son guardados como datos. Toda esta ingente cantidad de información será guardada en el centro astronómico europeo del espacio de la ESA, en Madrid. Este legado es una prueba del excelente trabajo realizado por la ESA, la industria e instituciones académicas y científicas de toda Europa.

Herschel_IC5146

Las espectaculares imágenes captadas por Herschel son las zonas más frías del espacio. Intrincados filamentos de polvo y gas en nuestra Vía Láctea han sido gran parte de su tiempo de observación, proporcionando información sobre la formación estelar. También el frío gas en el medio interestelar ha sido objeto de estudio.

Sin duda un telescopio con unos resultados excelentes.

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El gran problema de la basura espacial

Existe una gran necesidad de eliminar la basura espacial y de crear protocolos en los que nuevos satélites no creen más todavía. Una gran conferencia, la de mayor importancia en este tema en Europa ha tenido lugar para poder resolver estos problemas.

Los puntos de encuentro de la 6ª Conferencia Europea sobre la basura espacial fueron expuestos en la conferencia de prensa a la conclusión de una reunión de la ESA en Darmstadt, Alemania.

Las futuras misiones espaciales deben ser sostenibles, en el aspecto de no aumentar el número de fragmentos de basura espacial orbitando a la Tierra, incluyendo la eliminación de los desechos de puestas en órbita de manera segura. Los ritmos actuales de creación de basura espacial indican que pronto existirá la necesidad de esta eliminación de desechos de manera urgente, siendo un problema de dimensiones globales que debe afrontarse desde una perspectiva internacional de cooperación, incluyendo las Naciones Unidas.

Basura espacial estimada en la zona de los polos terrestres en 2055 sin y con programa de eliminación de basura espacial

Basura espacial estimada en la zona de los polos terrestres en 2055 sin y con programa de eliminación de basura espacial

Estos argumentos fueron presentados por agencias internacionales, incluyendo la mayoría de las agencias espaciales nacionales, industría aeroespacial, gobiernos y diferentes institutos de investigación.

Existe un gran acuerdo en que el continuo aumento de desechos espaciales puede perjudicar zonas orbitales de gran interés científico y económico. La gran importancia a los ciudadanos y la economía en general de las infraestructura relacionada con la puesta en órbita de diferentes tipos de satélites es indudable. El coste que podría suponer el reemplazar los aproximadamente 1000 satélites que existen en órbita en la actualidad está estimado en unos 100,000 millones de dólares, siendo el impacto económico de perder estos satélites muchísimo mayor, estando además la sociedad muy perjudicada.

Hay que recordar el impacto que tienen los satélites en poder operar servicios como telecomunicaciones, pronóstico del tiempo, navegación y monitoreo de actividades humanas en agricultura y polución. Es por esto que los planes de empezar a eliminar la basura espacial están empezando a ponerse en marcha, pues de no ser así, y llegado a pasar demasiado tiempo, nuestra propia concepción de la sociedad puede verse seriamente dañada por el problema de la basura espacial.

Vídeo de la ESA

[Referencia: ESA]

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Espectacular mapa de la Vía Láctea por la National Geographic

Podéis encontrar un fenomenal mapa de la Vía Láctea realizado por simulaciones computacionales con el mapa de cartografiado que se tiene de la Vía Láctea. Aquí la descripción que viene incluida en el mapa:

El hogar de la Tierra, la Vía Láctea es una espiral de cientos de miles de millones de estrellas. Las regiones luminosas son de reciente formación estelar en los brazos, mientras que estrellas viejas explotan o expulsan sus últimas capas en una bonita nebulosa planetaria, apagándose hasta morir. Un denso enjambre de estrellas naranjas y rojas forman el bulbo galáctico, en un compacto centro galáctico. En su centro se encuentra un agujero negro, una región tan densa que ni si quiera la luz puede escapar de la influencia gravitacional. Todos los objetos de la Vía Láctea orbitan al centro galáctico, como los planetas en el Sistema Solar orbitan el Sol. Sin embargo las escalas en este caso son bastante diferentes: La luz de una estrella en un lado de la galaxia tarda unos 100,000 años en llegar al otro lado opuesto de la galaxia.

Aquí el mapa, disfrutad (click para ampliar):

Mapa_Vía Láctea

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Un púlsar que rompe todos los récords, nuevo campo de pruebas para la relatividad general (ESO)

Astrónomos han utilizado el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, junto con otros radiotelescopios de todo el mundo, para encontrar y estudiar una estrambótica pareja de estrellas formada por la estrella de neutrones más masiva encontrada hasta el momento, orbitada por una estrella enana blanca. Esta nueva y extraña binaria nos permite poner a prueba la teoría de la gravedad de Einstein — la relatividad general — de una forma imposible hasta el momento. Hasta ahora, las nuevas observaciones encajan exactamente con las predicciones de la relatividad general y son inconsistentes con algunas teorías alternativas. Los resultados aparecerán en la revista Science del 26 de abril del 2013.

Impresión artística del púlsar PSR J0348+0432 y su compañera enana blanca.

Impresión artística del púlsar PSR J0348+0432 y su compañera enana blanca.

Un equipo internacional ha descubierto un exótico objeto doble formado por una pequeña, pero inusualmente pesada, estrella de neutrones que gira 25 veces por segundo sobre sí misma, orbitada por una estrella enana blanca que tarda dos horas y media en hacer una órbita completa. La estrella de neutrones es un púlsar que emite ondas de radio que pueden ser captadas desde la Tierra por los radiotelescopios. Al margen del interés que esta pareja genera por sí misma, se trata además de un laboratorio único para poner a prueba los límites de las teorías físicas.

Este pulsar se llama PSR J0348+0432 y se trata de los restos de una explosión de supernova. Es dos veces más pesada que el Sol, pero tiene solo 20 kilómetros de tamaño. La gravedad en su superficie es más de 300.000 millones de veces más fuerte que la de la Tierra y, en su centro, cada volumen equivalente a un azucarillo cuadrado pesa más de mil millones de toneladas concentradas. Su compañera, la estrella enana blanca, solo es un poco menos exótica: es el brillante resto de una estrella mucho más ligera que ha perdido su atmósfera y se está enfriando lentamente.

Estaba observando el sistema con el Very Large Telescope de ESO, buscando cambios en la luz emitida por la enana blanca causados por su movimiento alrededor del púlsar”, afirma John Antoniadis, un estudiante de doctorado del Instituto Max Planck de  radioastronomía (MPIfR) en Bonn, y autor principal del artículo. “Un rápido análisis inmediato me hizo ver que el púlsar era muy pesado. Es el doble de la masa del Sol, lo que la convierte en la estrella de neutrones más masiva conocida hasta el momento y, al mismo tiempo, en un excelente laboratorio de física fundamental”.

La teoría de la relatividad general de Einstein, que explica la gravedad como una consecuencia de la curvatura del espacio-tiempo creada por la presencia de masa y energía, ha superado todas las pruebas desde que fue publicada por primera vez hace casi cien años. Pero no puede ser la explicación definitiva y en última instancia acabará siendo sustituida.

Púlsar_binario2

Los físicos han concebido otras teorías de la gravedad que hacen predicciones diferentes a las que plantea la relatividad general. Para algunas de estas alternativas, esas diferencias solo se mostrarían en campos gravitatorios extremadamente fuertes que no pueden encontrarse en el Sistema Solar. En términos de gravedad, PSR J0348+0432 es un objeto verdaderamente extremo, incluso comparado con los otros púlsares que han sido utilizados en pruebas de alta precisión de la relatividad general de Einstein. En este tipo de campos gravitatorios tan fuertes, pequeños aumentos en la masa pueden desencadenar grandes cambios en el espacio-tiempo que rodea a estos objetos. Hasta ahora, los astrónomos no tenían ni idea de qué podría pasar en presencia de estrellas de neutrones tan masivas como PSR J0348+0432, por lo que se trata de una oportunidad única para llevar a cabo pruebas en campos inexplorados.

El equipo combinó observaciones de la estrella enana blanca llevadas a cabo con el Very Large Telescope con medidas muy precisas del púlsar obtenidas con radiotelescopios. Una pareja tan cercana entre sí emite ondas gravitacionales y pierde energía. Esto hace que el periodo orbital cambie ligeramente y las predicciones de este cambio hechas por la relatividad general y otras teorías competidoras son diferentes.

Nuestras observaciones en radio eran tan precisas que ya hemos podido medir un cambio en el periodo orbital de 8 millonésimas de segundo por año, exactamente lo que predice la teoría de Einstein”, afirma Paulo Freire, otro miembro del equipo.

Esto es solo el principio de un estudio detallado de estos objetos únicos y los astrónomos los utilizarán para poner a  prueba la teoría de la relatividad general en busca de una mayor precisión a medida que pase el tiempo.

Vídeo de la recreación aquí

[Artículo original: ESO]

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El cometa Shoemaker-Levy pudo traer el agua que contiene la atmósfera de Júpiter

El telescopio espacial Herschel puede haber resuelto un misterio con largo recorrido como es la presencia de agua en las capas más altas de la atmósfera de Júpiter, encontrando evidencias contundentes de que el impacto del cometa Shoemaker-Levy el 9 de Julio de 1994 pudo traer ese agua.

Impactos del cometa Shoemaker-Levy sobre Júpiter

Impactos del cometa Shoemaker-Levy sobre Júpiter

Recuerdo ser un niño y estar en una casa en la playa con mi familia. Mi abuelo había llevado un pequeño anteojo para poder observar el choque. No conseguimos ver un carajo. Sin embargo ese momento fue la primera colisión fuera de la Tierra jamás observada, y aunque yo no pude ver nada con el anteojo de mi abuelo, todos los telescopios del mundo estaban registrando el acontecimiento.

El cometa antes de llegar a impactar se partió en unos 21 trozos por el enorme tirón gravitatorio de Júpiter, los cuales impactaron a través de una línea que dejaron unas marcas negras en la atmósfera de Júpiter durante semanas.

Agua en Júpiter. Crédito: ESA

Agua en Júpiter. Crédito: ESA

El telescopio de la ESA ISO (Infrared Space Observatory), que fue lanzado en 1995, fue el primero en detectar y estudiar el agua en la capa alta de la atmósfera de Júpiter. Ya por entonces se especuló con la hipótesis de que la causa fuera el cometa Shoemaker-Levy, sin embargo no podrían encontrarse pruebas definitivas. Una fuente interna del propio planeta fue descartada, pues el posible agua en el interior no podría atravesar ciertas capas de la atmósfera para poder llegar hasta esas altas capas en las que se observaba el agua.

El telescopio espacial Herschel, debido a su enorme sensibilidad en detectar radiación infrarroja, y por tanto perfecta para medir las radiaciones emitidas por la fría atmósfera de Júpiter, pudo determinar que la presencia de vapor de agua era mucho más abundante en el hemisferio sur de Júpiter que en el norte. Justo donde el cometa Shoemaker-Levy había impactado hace casi 20 años.

Aunque otras causas se han contemplado, y que podrían contribuir a la presencia de vapor de agua, los científicos aseguran que hasta el 95% del que es observable pudo haber sido traído por el Shoemaker-Levy.

[Referencia: ESA]

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El Hubble le saca un primer plano al cometa ISON

El telescopio Hubble ha tomado una imagen del cometa ISON el 10 de abril, en la aproximación que está realizando al Sol y a una distancia equivalente a la de la órbita de Júpiter de este.

ISON

A pesar de la gran distancia del cometa al Sol, ya se encuentra activo, evaporando su superficie como consecuencia del calentamiento sometido a los rayos de Sol, del que cada vez está más cerca.

Las primeras mediciones tomadas por el Hubble sugieren que el núcleo de ISON no es mayor que unos 5 km. Siendo relativamente muy pequeño comparado con la gran actividad del cometa incluso estando tan lejos aun. Además estas observaciones sirven para poder predecir la actividad que pueda tener cuando esté en la zona de máximo acercamiento al Sol, lo que podría determinar su luminosidad en ese momento.

El cometa ISON puede ser uno de los cometas más luminosos de las últimas décadas. Puede llegar a ser un grandioso espectáculo o quedarse en una falsa alarma, no se puede saber aun, sin embargo, por estas últimas observaciones parece que la cosa promete…

Puedes leer la entrada en este blog: “Se acota el tamaño del que puede ser el cometa más luminoso en décadas”

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Usando agujeros negros para medir la tasa de expansión del universo

El profesor Hagai Netzer de la Universidad de Tel Aviv ha desarrollado un método por el que usa agujeros negros para medir distancias de miles de millones de años luz con una gran precisión.

Hace ya unos cuantos años, investigadores revelaron que el universo se está expandiendo a una velocidad mucho mayor de lo que previamente se pensaba, descubrimiento que consiguió el nobel de física del año 2011. Pero el medir la tasa de expansión para grandes distancias sigue siendo complicado.

Esquema de la evolución del universo desde el big bang hasta el presente

Esquema de la evolución del universo desde el big bang hasta el presente

El profesor Netzer, junto con Jian-Min Wang, Pu Du y Chen Hu del Instituto de Altas Energías de la Academia China de Ciencias y el Doctor David Valls-Gabaud del Observatorio de París, han desarrollado un método por el que usando ciertos tipos de agujeros negros activos que se encuentran en el centro de muchas galaxias, medir grandes distancias, y así poder medir la tasa de expansión del universo, ya que mirando a través de grandes distancias se está mirando al pasado (a la época en la que la luz de la fuente fue emitida). El artículo ha sido publicado en la revista Physical Review Letters

Los núcleos de galaxias activas son agujeros negros de enormes dimensiones que se encuentran tragando materia. La materia, antes de ser absorbida por el agujero negro se calienta a enormes temperaturas, y radia una colosal cantidad de energía que puede llegar a ser mucho más brillante que la propia galaxia. De hecho, los cuásares consisten en esto, llegando a ser los objetos astronómicos más lejanos observados precisamente por lo inmensamente luminosos que son.

Tipos de AGN (Active Galactic Nuclei)

Tipos de AGN (Active Galactic Nuclei)

La clave de este trabajo es que se ha desarrollado un modelo teórico por el cual se deduce que la luminosidad, o lo que es lo mismo, la cantidad de materia que traga el agujero negro, es proporcional a la masa del mismo. Por tanto, pudiendo medir la masa del agujero negro, mediante técnicas indirectas y conocidas, se podría determinar la luminosidad del este núcleo de galaxia activa, y si se conoce la luminosidad, comparándola con lo que brilla en el cielo, se puede conocer su distancia.

El modelo teórico se ha desarrollado observando las propiedades de agujeros negros en nuestra vecindad, y se ha extrapolado para los núcleos de galaxias activas, muy abundantes en el universo primitivo, y por tanto, lejanos en observaciones.

Uno de los mayores problemas en la astrofísica es el conocer la distancia de los objetos, no es un problema para nada trivial. Cualquier nuevo método teórico u observacional que nos permita conocer las distancias astronómicas es “puro oro” para los astrofísicos. Precisamente, el poder conocer con mayor precisión las distancias en el universo puede ayudar a determinar o comprender el papel de la energía oscura. La energía oscura es la que produce esa re-aceleración del universo. Mientras que lo lógico es que tras el big bang, el universo fuese frenándose poco a poco, lo que está ocurriendo es que se está produciendo una expansión (acelerada). Al desconocerse una causa para esta expansión, y que termodinámicamente requiere una energía que se oponga a la fuerza gravitatoria de compresión, se le llamó “energía oscura”.

Este estudio ayudará a comprender como ha sido esa expansión a través del tiempo en el universo, y poder comprender un poco mejor el papel de la materia oscura.

[Referencias: Phys.org]

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Explicando la materia oscura… a cualquiera que no sea astrofísico II: Materia oscura en el universo

[En el capítulo anterior pusimos sobre la palestra el papel que tiene la materia oscura en rellenar una falta de masa, masa requerida para poder explicar la velocidad de rotación que tiene una galaxia espiral. Si no lo has leído aquí tienes el enlace.]

El problema de la materia oscura

Hay que recordar que prácticamente toda la información que podemos obtener del universo se basa en medir la luz que emiten o absorben los objetos espaciales. Cuando obtenemos una imagen astronómica, lo que tenemos es una medición de la cantidad de luz y el tipo de luz que tiene esa estructura: visible, infrarrojo, rayos X..

Centauro A

Si quisiéramos deducir algún parámetro físico tendríamos que recurrir a modelos teóricos que expliquen lo que allí está ocurriendo. Por ejemplo, para explicar los chorros de emisiones en radio y rayos X en Centauro A (imagen anterior), usamos modelos que nos dicen que el núcleo de esa galaxia es activa, y mediante unos procesos muy energéticos que ocurren en el superagujero negro de su núcleo se expulsan grandes cantidades de energía y materia que dan lugar a esas emisiones de luz, con sus peculiaridades en distintas longitudes de onda. Para este ejemplo, el acuerdo entre nuestro modelo y lo que estamos observando es bueno, es decir, lo que observamos es lo que teóricamente se debería de observar (aunque existen algunos problemillas en este tipo de procesos en los que no entraremos).

Sin embargo, existen otros procesos en los que nuestros modelos fallan en poder explicar lo que ahí está ocurriendo. El problema de la materia oscura consiste en una falta de masa generalizada en cualquier estructura cosmológica. Al producirse esa falta de masa miremos donde miremos, debe de existir un tipo de materia, que no podemos ver mediante nuestros habituales métodos de observación de la luz, pero que crea una interacción gravitatoria observable indirectamente en la demás materia ordinaria que sí es luminosa y por tanto podemos ver, y que se siente alterada por esta influencia gravitatoria de lo que denominamos materia oscura (y también por la interacción de la propia materia ordinaria).

Es como si entrásemos en una habitación totalmente oscura en la que no podemos ver nada, y andando nos golpeamos la cabeza con el armario. Bueno, no hace falta decir que aunque no hubiésemos visto el armario, sin duda sabemos que está ahí, es más, sabemos que está duro y ¡duele!.

El objetivo de esta entrada es el de explicar cuales son los ámbitos en los que es necesario introducir un término adicional de materia oscura a la materia ordinaria que sí podemos observar. Es por tanto una materia oscura en el sentido de que no es observable, no interacciona con la luz, no brilla ni absorbe luz, pero que sin embargo sus efectos gravitatorios si que están presentes.

Galaxias elípticas

NGC1132

Las galaxias elípticas aparecen como un globo difuso, más o menos elíptico, nada que ver con la espectacularidad estética de las galaxias espirales, con esa estructura tan llamativa. Esto es principalmente porque están constituidas casi exclusivamente por estrellas, estrellas viejas, no conteniendo prácticamente nada de gas. Son por tanto galaxias viejas, en las que se ha agotado todo el gas que es la materia prima de la que se pueden producir estrellas nuevas. De acuerdo con los modelos galácticos, en el centro de las galaxias elípticas (en todas las galaxias en general) se encuentra un agujero negro supermasivo.

La forma que tienen de moverse las estrellas en las galaxias elípticas puede asemejarse con un inmenso enjambre de abejas moviéndose de forma más o menos caótica dentro de la estructura ovalada de la galaxia. Mientras que para el caso de las galaxias espirales, a una distancia del centro galáctico, las estrellas deben de moverse a una velocidad dada (como ya explicamos en el capítulo anterior), en el caso de las galaxias elípticas no existe una velocidad determinada que deba tener una estrella a una distancia del centro, sino que todas las estrellas en su conjunto tienen una velocidad media, llamada “velocidad de dispersión”. Esta velocidad de dispersión de las estrellas crea una presión, al igual que lo hace un gas, aquí el papel de átomos del aire lo juegarían las estrellas. La presión de velocidades es la que se contrarresta con la “presión” gravitatoria que ejerce la masa de la propia galaxia.

Globo

Dado que el globo (galaxia) no se rompe (no escapan las estrellas), la presión estelar, que depende de la velocidad media de las partículas, debe ser igual a la presión gravitatoria. Conviene aclarar que la presión gravitatoria no es una fuerza que proviene de fuera de la galaxia (como en el globo), sino de dentro, de la fuerza gravitatoria de la masa de la galaxia. Al contrario de un globo de plástico, en la que la fuerza que contrarresta a la del gas es la presión atmosférica exterior.

Pues analizando las velocidades medias de las estrellas en las galaxias elípticas, encontramos que las dispersiones son mucho más altas que la que deberían tener correspondiendo a la masa que observamos en la galaxia. Esto es como si tuviéramos el globo, y soplásemos y soplásemos (estaríamos aumentando la presión dentro del globo) y sin embargo el globo no se rompiese. Pues he aquí materia oscura. Masa que nos hace falta para que la estructura de una galaxia elíptica tenga sentido.

Galaxias espirales

Ya en el capítulo anterior mostramos vagamente cual sería el papel de la materia oscura en la dinámica de las galaxias espirales. Sin embargo, como suele ser habitual, las cosas siempre son más complicadas de lo que parecen. La estructura de una galaxia espiral no puede considerarse simplemente un disco homogéneo con una velocidad de rotación asociada, pues además de que son varios los componentes independientes en el disco (estrellas, gas y polvo), existen otras estructuras en una galaxia espiral que han de tenerse en cuenta.

Espiral_esquema

En el esquema anterior podemos ver cuales son las estructuras principales de una galaxia espiral. El núcleo está constituido por un agujero negro supermasivo. La estructura central llamada bulbo, cuya geometría es ovalada, se rige por una cinemática muy parecida a la de una galaxia elíptica, estando dominada por la presión de las estrellas moviéndose a altas velocidades, y al igual que estas, tiene relativamente poco gas y polvo, aunque a diferencia de las galaxias elípticas, el bulbo de las galaxias espirales tiene algo de rotación. Seguidamente se encuentra el disco. En el disco es donde se encuentra la mayor parte de la masa (visible) de una galaxia espiral y es el que contiene casi la totalidad del gas y polvo que tiene la galaxia. Rodeando a toda la estructura galáctica tenemos una esfera llamada halo. El halo también puede considerarse una estructura parecida a una galaxia elíptica, con estrellas muy viejas revoloteando y en el que suelen encontrar cúmulos globulares, sin embargo la densidad de estrellas es muy baja, prácticamente despreciable frente a la gran cantidad de estrellas del disco.

Espiral_estr

Como podemos ver, el movimiento de cada parte de una galaxia espiral es diferente. Esto puede llegar a complicar los cálculos de masa de la galaxia. Sin embargo, lo que realmente nos importa es poder determinar la masa de cada estructura con la mayor precisión posible, pues la suma de las masas de todas las componentes será la masa de la galaxia. Para esto se miden la contribución de las estrellas, el gas y el bulbo.

perfil_radial_espiral

En la gráfica anterior se representan las velocidades de rotación que tendrían que tener las estrellas considerando individualmente la masa de: gas, disco y bulbo, es decir, si sólo existiese el disco, la curva de rotación de la galaxia sería la curva que pone disco, y así con las demás. Para poder obtener la velocidad de rotación real de la galaxia (puntos de error), ha de introducirse como parámetro la masa que debería tener el halo “ad hoc”. En el halo va incluida la materia oscura, siendo prácticamente toda la masa del halo materia oscura, ya que las estrellas en el halo son muy pocas, despreciables en masa. Vemos que la suma de todas las contribuciones de masa: gas+bulge+disk+halo, que es la línea negra, está “pisando” perfectamente los puntos que representan las velocidades de rotación de la galaxia. Es decir, esa contribución de halo explica perfectamente el modelo de rotación de una galaxia espiral.

El hecho de que a la materia oscura se la esté asignando a la estructura del halo, es porque se piensa que sea lo que sea de lo que esté formada la materia oscura, se encuentra ahí, en esa forma esferoidal. Además ocupa un espacio mucho mayor de lo que ocupa la galaxia, extendiéndose a radios mucho mayores.

halo_mat_osc

Otros tipos de galaxias

No todas las galaxias son espirales o elípticas, pero si que la mayoría tienen propiedades intermedias entra las dos. Por ejemplo las galaxias esferoidales, son básicamente una galaxia elíptica con un tamaño mucho más pequeño. Este tipo de galaxias suele contener grandes cantidades de materia oscura, mayor en proporción que las elípticas, que contrastan con los cúmulos globulares, que son muy parecidos en cuanto a estructura  a las galaxias esferoidales, pero que por el contrario contienen muy poca materia oscura.

Cúmulo globular (izquierda). Galaxia enana esferoidal (derecha). Las galaxias esferoidales tienen un brillo bajísimo, son muy difíciles de ver en el cielo.

Cúmulo globular (izquierda). Galaxia enana esferoidal (derecha). Las galaxias esferoidales tienen un brillo bajísimo, son muy difíciles de observar en el cielo.

Todos los demás tipos de galaxias (irregulares, peculiares…) tienen diferentes métodos de medición de materia oscura, pudiéndose complicar su determinación. Sin embargo hay un gran consenso en la necesidad de incluir un término de materia oscura en todas ellas en mayor o menor grado.

Cúmulos de galaxias

Las galaxias no suelen encontrarse aisladas en el universo, sino que suelen estar asociadas en lo que se denominan cúmulos de galaxias. Estos cúmulos galácticos se encuentran ligados gravitacionalmente, formando agrupaciones de cientos o miles de galaxias.

Curiosamente, la primera evidencia de materia oscura no se encontró en una galaxia individual, sino que se encontró en el cúmulo galáctico de Coma. El cúmulo de Coma es un cúmulo de unas 1000 galaxias, a unos 320 millones de años-luz.

COMA

Cúmulo galáctico de Coma

En 1933, Fritz Zwicky midió las velocidades de las galaxias del cúmulo de Coma. Por aquel entonces ya existían técnicas para poder estimar la masa de una galaxia sabiendo su luminosidad. Sabiendo las masas de las galaxias del cúmulo realizó unos cálculos relativamente simples en los cuales derivó la velocidad que debería tener una galaxia para poder escapar del cúmulo, algo muy parecido a cuando se calcula la velocidad de escape de la Tierra, siendo la velocidad necesaria para vencer la fuerza gravitatoria y escapar de esa interacción gravitacional. Encontró que las velocidades típicas de las galaxias en Coma es mucho mayor que la velocidad de escape. Si esto fuera así, las galaxias escaparían del cúmulo, dejando de estar ligadas gravitacionalmente, y por tanto la estructura del cúmulo no debiera de existir.

Zwicky concluyó que el cúmulo de Coma tendría que tener una cantidad de materia adicional a la observable, siendo esta cantidad de masa mucho mayor a la que posee el cúmulo en términos de masa observable. Esta fue la primera evidencia de materia oscura.

Otro método usado para determinar la cantidad de materia de un cúmulo galáctico es mediante observaciones de rayos X. Los cúmulos tienen en el espacio que queda entre las galaxias mucho gas caliente, con temperaturas del orden de 10 a 100 millones de grados, medibles mediante rayos X. Debido a las altas temperaturas, y por tanto la alta velocidad del gas, tiende a disiparse si la fuerza gravitatoria del cúmulo no es suficientemente fuerte como para atraparlo gravitacionalmente. Si no existiese una masa adicional, este gas simplemente se evaporaría en el espacio interestelar, disipándose. Sin embargo, la existencia de este gas extremadamente caliente indica que debe de existir un exceso de masa en el cúmulo para poder retener el gas, pues la materia observada de las galaxias no es suficiente para contenerlo.

Imágenes del gas caliente en el cúmulo de Coma tomada en rayos X

Imágenes del gas caliente en el cúmulo de Coma tomada en rayos X

Un tercer método para determinar las masas de los cúmulos galácticos son las lentes gravitatorias.

Lentes Gravitatorias

Las lentes gravitatorias son un fenómeno directamente relacionado con la relatividad general. Sin entrar en más detalles, la presencia de una masa curva el espacio-tiempo, al curvarse, un rayo de luz que pase cerca verá afectada su trayectoria. Esto puede verse esquematizado en el logo del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), en el que un rayo de luz se curva por la masa de una estrella:

logo_iaa

Este efecto hace que si tenemos un objeto que se encuentra a grandes distancias, poniendo una masa entre el objeto y nosotros, la luz pueda curvarse de tal forma que la masa perturbadora haga un efecto de lente, curvando las trayectorias de los rayos de luz. Con esto podemos conseguir que un objeto extremadamente lejano, que no sea visible por su lejanía, pueda verse si tenemos la suerte de que existe una gran masa que actúe como una lente gravitatoria, entre ese objeto y nosotros, sería como mirar con una lupa algo que no podemos ver a simple vista.

De hecho, los objetos más lejanos observados en el universo, son visibles gracias al efecto de lente gravitatoria, y es un método muy utilizado en la astrofísica.

Gravitational-lensing

En la imagen anterior vemos como un cúmulo de galaxias actúa como lente gravitatoria para una galaxia muy distante. El efecto de la masa es el de curvar el espacio-tiempo, alterando las trayectorias de la luz que emite la galaxia, magnificándose su imagen.

Evidentemente, la cantidad de masa de la lente implica un mayor o menor efecto de lente gravitatoria. Al igual que anteriormente, la masa que observamos en la lente es mucho menor que la que produce el efecto. Esto es una nueva confirmación de la existencia de materia oscura.

Aunque el efecto de lente gravitatoria puede producirse por cualquier masa que curve el espacio-tiempo, la realidad es que solamente los cúmulos galácticos tienen una masa suficiente para que los efectos sean observables y medibles, por tanto este fenómeno solo es apreciable para grandes distancias. Sin embargo pequeñas desviaciones de estrellas por el efecto del Sol si que pueden medirse, de hecho, la confirmación prácticamente definitiva de la relatividad general fue la alteración de una posición de una estrella, observable cuando ocurre un eclipse solar. Para conocer más sobre este asunto te recomiendo leer la entrada: “Cuando Einstein eclipsó a Newton, Los mundos de Brana. 14 Mar 2013“.

Efectos Cosmológicos

La presencia de materia oscura también se manifiesta en las escalas cosmológicas del universo. El fenómeno llamado efecto Sunyaev-Zeldovich consiste en que el fondo cósmico de microondas se ve perturbado por la presencia de electrones libres a una gran temperatura. Estas condiciones se pueden encontrar en los cúmulos galácticos en los que, como ya hemos dicho, encontramos gas a altas temperaturas, y por tanto ionizado. Los electrones interaccionan con la radiación del fondo cósmico, haciendo parecer desde nuestra perspectiva que el fondo tiene una mayor temperatura (ganada en la interacción con el gas caliente de los cúmulos galácticos). Examinando esas características en el fondo cósmico podemos determinar las masas de los cúmulos galácticos, incluso cuando esos cúmulos están tan alejados que no pueden ser observados por encontrarse a distancias tan enormes que no podemos detectar su luz emitida, sino exclusivamente por interacción Sunyaev-Zeldovich. Cada cúmulo galáctico deja su impronta en el fondo cósmico de microondas y por tanto es observable.

Imágenes de Planck y XMM-Newton de un supercúmulo llamado PLCK G214.6-37.0 descubierto por efecto Efecto Sunyaev-Zeldovich

Imágenes de Planck y XMM-Newton de un supercúmulo llamado PLCK G214.6-37.0 descubierto por efecto Efecto Sunyaev-Zeldovich

También la forma que tiene de evolucionar la estructura a gran escala del universo viene determinada por la materia oscura. Las computaciones realizadas para poder simular la evolución del universo deben incluir a la materia oscura. De hecho, la inclusión de este término de masa es fundamental para una correcta simulación evolutiva del universo.

Los últimos resultados del satélite Planck sobre el fondo cósmico de microondas ofrecen una cifra de cuales son las fracciones de materia conocida y materia oscura en el universo. La materia oscura constituye el 25,8 % y la materia ordinaria el 4,82 %. Por otro lado, la energía oscura es un 67% del universo. Esto indica que existe unas 5 veces más materia oscura que materia ordinaria visible por nuestros instrumentos, y es muy curioso el que sepamos cuanta materia y energía oscuras hay en el universo con tanta precisión cuando todavía no sabemos que son.

Sin duda, el papel de la materia oscura es muy importante en el universo, aunque aún no sepamos de que está hecha. ¿No crees?.

[Referencias: Extragalactic Astronomy and Cosmology, Peter Scheneider 2006]

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El telescopio espacial Kepler descubre 2 planetas similares a la Tierra en zona habitable

Dos nuevos planetas han sido descubiertos, con un tamaño similar a la Tierra y en la zona habitable del sistema solar al que pertenecen, siendo los más parecidos a la Tierra hasta ahora en condiciones para poder albergar vida en ellos.

La zona habitable de un sistema solar es aquella en la que puede existir, al menos de forma parcial, agua en estado líquido. Este descubrimiento publicado hoy 18 de abril de 2013, demuestra que Kepler está cumpliendo las expectativas de poder encontrar planetas similares a la Tierra en otros sistemas solares. Los 2 planetas encontrados orbitan la estrella Kepler-62, cuyo tamaño es unos dos tercios el tamaño del Sol, y que se encuentra a unos 1200 años-luz. El planeta más exterior de este sistema, llamado Kepler-62f tiene un diámetro un 41% mayor que la Tierra y cuyo año tiene una duración de 267 días, el otro planeta Kepler-62e es un 61% más grande que la Tierra y su año es de 122 días. El método utilizado para su descubrimiento es el de tránsito planetario, por el que cruzan la estrella por delante desde nuestra perspectiva, y la menor luminosidad recibida permite calcular los parámetros físicos del planeta.

Kepler-62

Los planetas en un principio podrían ser sólidos, aunque no se sabe a ciencia cierta, aunque los autores de la investigación piensan que podrían estar cubiertos completamente por océanos. Son dos los modelos posibles que podrían cumplir estos planetas. Podrían tener una cubierta totalmente líquida hasta sus núcleos, o bien podrían tener una superficie sólida en la que se encuentran partes parciales cubiertas por océanos y bajo la superficie. Este segundo modelo podría ser más favorable a la posible existencia de vida, pues la continua regeneración de material y energía de los eventos hidrotermales son condiciones que se dieron en la Tierra en los inicios de la creación de vida.

Sin embargo, este reciclaje de material podría ocurrir en grandes profundidades bajo la superficie, depositando metano y otros elementos volátiles en capas a altas presiones bajo una corteza de hielo, lo cual es un ambiente que se piensa también favorable a la aparición de vida, aunque no coincide con las condiciones terrestres.

Todas las propiedades observadas en estos planetas son consistentes con la hipótesis de habitabilidad, sin embargo se desconoce la posible existencia de dióxido de carbono y otros gases atmosféricos de efecto invernadero que puedan atrapar suficiente calor para producir una superficie planetaria líquida, por lo que es probable también un entorno más frío y con superficie helada.

Es difícil saber realmente la composición exacta de los planetas. El principal problema es que para saberla es necesario conocer la masa de los planetas (solo se conoce su diámetro), éste es un requisito fundamental para modelizar las posibles estructuras. La razón por la que no se conocen las masas es que estos planetas, al ser tan poco masivos, no producen un tirón gravitatorio en su estrella huésped como harían planetas de mayor tamaño.

A su vez es difícil conocer la composición atmosférica, pues se encuentran a una distancia demasiado grande como para poder usar la técnica de tránsito, en la que la luz de las estrella, tras pasar por las atmósferas de los planetas, adquiere información del espectro de la atmósfera planetaria, pudiéndose derivar de esta su composición.

Esta es sin duda una noticia de alto impacto, una de las funciones del telescopio espacial Kepler es precisamente la de descubrir nuevos planetas, con un tamaño mucho más pequeño que los que pueden descubrirse con los observatorios hasta la fecha. Lo que tan lejano parecía hace algunos años como es encontrar otra “Tierra”, está siendo accesible por la raza humana. El futuro ya está aquí.

[Referencias: Kepler spies water worlds. 18 Abr 2013. Nature]

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