lunes, 29 de junio de 2015

Biografía de WR 124

Las estrellas que catalogamos como Wolf-Rayet tienen su propio sello de espectacularidad. Son grandes y muy calientes, y tienen la peculiaridad de perder masa de forma rápida, pero no debido a explosiones o erupciones súbitas, sino por la acción de su intensísimo viento estelar, que la arrastra consigo hacia el exterior.

Este viento estelar, que puede alcanzar velocidades de hasta 2.000 Km/s, lanza al espacio tanto material que éste, con el tiempo, llega a formar una nebulosa que envuelve a la estrella.

WR 124 es uno de estos cuerpos estelares, situado en la constelación de Sagitario, que nos sorprende no tanto por su luminosidad como por su envoltura gaseosa, la cual tiene su propio nombre: M1-67.

Como otras estrellas Wolf–Rayet, WR 124 es muy luminosa, pero a su propio modo, emitiendo luz sobre todo en las bandas del ultravioleta lejano y de los rayos-X de baja energía, por lo que no es demasiado espectacular en el visible. Sin embargo, su nebulosa bien merece la pena ser estudiada, porque contiene estructuras intrincadas que no son habituales en otros tipos de nubes gaseosas.

WR 124 es asimismo una estrella de movimiento propio muy rápido. Se le ha medido una velocidad radial de 194 Km/s, respecto al medio interestelar, lo que la coloca entre las más veloces que se conocen en nuestra Vía Láctea. Este y otros datos sobre sus características físicas han sido posibles gracias a las recientes observaciones efectuadas por telescopios como el Hubble, que ha obtenido de su nebulosa imágenes tomadas con al menos una década de diferencia. Ello ha posibilitado contemplar su lenta evolución y su ritmo de expansión, ayudando a determinar su distancia con respecto a nosotros de forma mucho más precisa que anteriormente. La cifra obtenida se acerca a los 11.000 o 15.000 años-luz. Dado que su magnitud visual ronda los 11,8 se puede entonces calcular su luminosidad, que estaría alrededor de 150.000 veces la del Sol.

Dicha luminosidad es un tanto baja según los modelos, de modo que podríamos suponer que WR 124 es una estrella mucho más vieja de lo esperado, acercándose a los 9 millones de años. Esto es un parpadeo para estrellas como la nuestra, pero mucho tiempo para una estrella muy masiva, que quema su combustible mucho más rápido que otras compañeras con menos masa.

Esta imagen del Hubble muestra a la estrella WR 124 en su centro, rodeada de su nebulosa. (Foto: Yves Grosdidier (University of Montreal and Observatoire de Strasbourg), Anthony Moffat (Universitie de Montreal), Gilles Joncas (Universite Laval), Agnes Acker (Observatoire de Strasbourg), y NASA)


Las estrellas de Wolf-Rayet suelen tener una masa de más de 20 masas solares cuando se hallan aún en la secuencia principal. WR 124 quizá comenzó su existencia con 25 masas o más, pero la actividad de su viento solar y otras fases evolutivas por las que ha pasado han disminuido esa cifra hasta las 9 masas solares. Actualmente, su radio sería “sólo” 10 veces mayor que el de nuestro Sol, es decir, equivalente al de una supergigante.

Todo parece indicar que su historia estelar se halla en su fase final. Casi todo su hidrógeno ha sido quemado o expulsado, y el elemento principal del que está compuesta la estrella es ahora el helio. Por tanto, no pasarán demasiados cientos de miles de años antes de que WR 124 acabe desestabilizándose y estallando como una supernova, dejando tras de sí un cuerpo de inmensa gravedad.

Mientras tanto, sigue expulsando material, y su superficie mantiene una temperatura de unos 36.000 a 50.000 grados Kelvin. Eso quiere decir que buena parte de su luminosidad sólo puede ser detectada en el ultravioleta, un tipo de radiación que además ayuda a excitar los átomos de la nube que envuelve a la estrella, haciéndola más brillante desde nuestro punto de vista.

Las imágenes del telescopio espacial Hubble muestran esta nube como si fuera el resultado de una explosión de fuegos artificiales. En realidad, está formada por gas caliente que fue expulsado por el viento solar y que sigue expandiéndose. La nebulosa no tiene una forma concreta global sino que podemos identificar en ella varias subestructuras de tipo filamentoso y caóticas.

Dichas subestructuras, masas de gas con comportamiento individual, contienen tanta masa como 30 veces la de nuestro planeta, la Tierra, si bien su densidad es baja, ocupando el espacio existente entre el Sol y Saturno. En su conjunto, la nebulosa M1-67 tiene un diámetro de unos 6 años-luz, lo que sugiere que fue creada en su mayor parte hace ente 10.000 y 20.000 años. Estaría expandiéndose a una velocidad de unos 150.000 Km/h.

De la forma de la nebulosa podemos concluir que el viento estelar procedente de WR 124, la cual puede verse en el centro de la gran estructura, es inestable, y que está siendo emitido de manera poco fluida, lo que ha dado pie al aspecto caótico de la nebulosa.

Dicho aspecto sin duda se modificará, y no sólo por la expansión de los gases. La nebulosa es aún demasiado joven y no ha tenido tiempo de interactuar demasiado con el medio interestelar, el cual no está precisamente vacío. En cuanto lo haga, la forma de las aglomeraciones de gas cambiará en base a la densidad del medio que encuentren. Por otro lado, a medida que se expanden, estos gases ven reducida su temperatura, y ello hará que las acumulaciones brillen menos y que incluso acaben disipándose. Para entonces, sin embargo, la estrella madre podría haber estallado ya como supernova, y ese acontecimiento cataclísmico volverá a cambiar sin duda por completo el panorama.

DATOS BÁSICOS:
Nombres: WR 124, Estrella de Merrill, GSC 01586-00411, HIP 94289, GCRV 11638
Constelación: Sagitario
Distancia a la Tierra: Unos 11.000 años-luz
Magnitud: 11,8
Edad: Unos 8,6 millones de años
Características especiales: Estrella Wolf-Rayet extremadamente caliente, que posee una nebulosa de gas propia a su alrededor, llamada M1-67 y formada hace unos 10.000 años.

Autor: Manel Montes


lunes, 22 de junio de 2015

ALMA pesa un agujero negro supermasivo de una galaxia espiral

Prácticamente todas las galaxias tienen un agujero negro supermasivo en su centro. Son mastodontes cósmicos que pueden tener masas de entre millones y miles de millones de veces la masa de nuestro Sol. Calcular dicha masa con precisión ha sido una tarea titánica, sobre todo para las galaxias espiral y espiral barrada.

En una nueva y pionera observación, un equipo de astrónomos usó el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), en Chile, para hacer la primera medición detallada de la masa de un agujero negro supermasivo situado en el centro de NGC 1097, una galaxia espiral barrada ubicada a cerca de 45 millones de años luz de nosotros en dirección de la constelación Fornax. Los investigadores determinaron que esta galaxia alberga un agujero negro 140 millones de veces más masivo que nuestro Sol. En comparación, el agujero negro presente en el centro de la Vía Láctea es un peso pluma, con una masa equivalente solo a unos pocos millones de veces la de nuestro Sol.

Para lograr estos resultados, el equipo de investigación encabezado por Kyoko Onishi, de la Graduate University for Advanced Studies (Sokendai) de Japón, calculó con precisión la distribución y el movimiento de dos moléculas -ácido cianhídrico (HCN) y formilo (HCO+)- cerca del centro de la galaxia. Los investigadores compararon estas mediciones de ALMA con varios modelos matemáticos, cada uno correspondiente a una masa diferente a la del agujero negro supermasivo. El resultado más plausible para estas observaciones fue el de un agujero negro de aproximadamente 140 millones de masas solares.

Un método similar fue empleado anteriormente con el telescopio CARMA para medir la masa del agujero negro situado en el centro de la galaxia lenticular NGC 4526.

"Mientras NGC 4526 es una galaxia lenticular, NGC 1097 es una galaxia espiral barrada. Las observaciones más recientes arrojaron que la relación entre la masa de un agujero negro supermasivo y las propiedades de la galaxia que lo cobija varía en función del tipo de galaxia, de ahí que sea más importante aún calcular de manera precisa las masas de agujeros negros supermasivos de varios tipos de galaxia", afirma Onishi.

Los astrónomos usan actualmente diferentes métodos para deducir la masa de un agujero negro supermasivo; la técnica utilizada normalmente depende del tipo de galaxia que esté siendo observada.

En la Vía Láctea, poderosos telescopios ópticos e infrarrojos rastrean el movimiento de las estrellas mientras giran alrededor del centro galáctico. Sin embargo, este método no es recomendable para galaxias distantes, ya que requeriría una resolución angular extrema.

Imagen compuesta de la galaxia espiral barrada NGC 1097. Las observaciones de ALMA están en rojo (HCO+) y verde/naranjo (HCN) superpuestas en una imagen óptica captada con el telescopio espacial Hubble. (Foto: ALMA (NRAO/ESO/NAOJ))



En lugar de estrellas, los astrónomos también siguen el movimiento de megamáseres (objetos astrofísicos que emiten intensas ondas de radio y se encuentran cerca del centro de algunas galaxias), pero son escasos. La Vía Láctea, por ejemplo, no tiene ninguno. Otra técnica consiste en seguir el movimiento del gas ionizado en el bulbo central de una galaxia, pero es un método más adecuado para el estudio de las galaxias elípticas, dejando pocas opciones para determinar la masa de los agujeros negros supermasivos en las galaxias espirales.

Sin embargo, los nuevos resultados de ALMA demuestran un método hasta ahora inédito, abriendo nuevas posibilidades para el estudio de galaxias espirales y espirales barradas.

"Es la primera medición con ALMA que se ha hecho en una galaxia espiral o espiral barrada", señala Kartik Sheth, astrónomo del Observatorio Radioastronómico Nacional de Estados Unidos en Charlottesville (Virginia, EE.UU.) y coautor del artículo. "Al analizar las observaciones extraordinariamente detalladas de ALMA, sorprende cuánto coinciden con estos modelos consagrados. Es alentador pensar que ahora podemos aplicar esta técnica a otras galaxias similares y comprender mejor cómo estos objetos increíblemente masivos afectan a las galaxias que los albergan".

Como las teorías actuales muestran que las galaxias y sus agujeros negros supermasivos evolucionan en conjunto – cada uno afectando la evolución del otro – esta nueva técnica de medición podría arrojar luz sobre la relación entre las galaxias y los agujeros negros supermasivos que cobijan.

Las observaciones futuras de ALMA seguirán afinando esta técnica y ampliando sus aplicaciones a otras galaxias del tipo espiral. (Fuente: OBSERVATORIO ALMA/DICYT)

martes, 16 de junio de 2015

Planetas con atmósfera compuesta mayormente de helio

En nuestro sistema solar, conocemos cuatro planetas con cantidades significativas de helio en su atmósfera, todos del tipo conocido como gigante gaseoso. Pero en todas esas atmósferas, el elemento químico más abundante es el hidrógeno, también más presente en el resto del cosmos que el helio. Los resultados de una investigación indican ahora que puede haber en nuestra galaxia miles de planetas con atmósferas compuestas mayormente de helio, y los autores del estudio han descrito el proceso que puede conducir a esta rareza.

Analizando datos reunidas en observaciones hechas por el telescopio espacial Spitzer de la NASA, el equipo de Renyu Hu, del Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) de la NASA, en Pasadena, California, Estados Unidos, ha llegado a la conclusión de que estos planetas tan ricos en helio, típicamente con un tamaño similar al de Neptuno, y sometidos a temperaturas mucho más altas que la experimentada por los gigantes gaseosos de nuestro sistema solar, podrían estar presentes a miles por toda la galaxia.

De estos “Neptunos calientes”, el telescopio espacial Kepler de la NASA ha encontrado en nuestra galaxia cientos de ellos, o por lo menos de astros que parecen serlo. Tienen el tamaño de Neptuno (o más pequeños), con órbitas muy ceñidas que mantienen a tales mundos más cerca de sus respectivas estrellas que lo que lo está nuestro ardiente Mercurio respecto al Sol. Estos planetas alcanzan temperaturas de más de 700 grados centígrados (más de 1.300 grados Fahrenheit), y orbitan sus estrellas en poco más de uno o dos días.

En la nueva investigación, se ha llegado a la conclusión de que algunos Neptunos calientes (y subneptunos calientes, que son más pequeños que Neptuno) podrían tener atmósferas muy ricas en helio. La gran proximidad de estos planetas a sus abrasadoras estrellas ocasionaría que se evaporara el hidrógeno en sus atmósferas.

El hidrógeno es cuatro veces más ligero que el helio, de modo que desaparecería lenta pero inexorablemente de las atmósferas de los planetas, haciendo que estas tuvieran con el paso del tiempo más helio concentrado. El proceso sería gradual, y precisaría 10.000 millones de años para completarse. Como referencia, nuestro planeta tiene 4.500 millones de años.

Los planetas que tienen atmósferas ricas en helio, como el representado artísticamente en la ilustración, podrían ser comunes en nuestra galaxia, según una nueva teoría basada en datos del telescopio espacial Spitzer. (Foto: NASA/JPL-Caltech)



Si el helio es efectivamente un componente dominante en sus atmósferas, los Neptunos calientes deben aparecer blancos o grises. En cambio, el Neptuno de nuestro sistema solar posee un color azul brillante. El metano en su atmósfera absorbe el color rojo, dándole su tono azul.

Una falta de metano en un Neptuno caliente en particular, llamado GJ 436b, ha sido la pista clave que ha llevado al equipo de Hu a desarrollar su teoría del helio planetario. El Spitzer había observado anteriormente a GJ 436b, situado a 33 años-luz de distancia, y encontró en él evidencias de carbono, pero no de metano. Esto era desconcertante para los científicos, porque las moléculas de metano están hechas de un átomo de carbono y cuatro de hidrógeno, y planetas como este se espera que tengan mucho hidrógeno. ¿Por qué no se unía el hidrógeno con el carbono para producir metano?

Según el nuevo estudio, el hidrógeno podría haber sido arrancado poco a poco del planeta por la radiación solar. Con menos hidrógeno en el ambiente, el carbono tendería más a enlazarse químicamente con el oxígeno para producir monóxido de carbono. Y, efectivamente, en concordancia con esto, el Spitzer encontró una abundancia anómala de monóxido de carbono en la atmósfera de GJ 436b.

martes, 9 de junio de 2015

Formación de estrellas en la nube molecular Tauro

La compleja maraña que se puede ver en esta imagen tomada por el observatorio espacial Herschel de la ESA desvela la distribución de polvo y gas en la Nube Molecular Tauro, una gigantesca guardería estelar situada a 450 años luz de nuestro planeta en la constelación de Tauro, el toro.

Herschel se lanzó en el año 2009 para estudiar el firmamento en las longitudes de onda del infrarrojo lejano. Durante los cuatro años que duró su misión, este observatorio desveló el brillo del polvo cósmico presente en el medio interestelar que impregna nuestra galaxia, la Vía Láctea. El polvo cósmico es un componente menor pero fundamental de la mezcla difusa a partir de la que se forman las nuevas estrellas.

Uno de los descubrimientos más destacados de esta misión fue la detección de enormes filamentos – estructuras finas y alargadas de polvo y gas que forman un tejido que surca toda la Galaxia. Antes de Herschel ya se conocían algunos ejemplos de filamentos interestelares, pero los datos recogidos por este observatorio desvelaron que estas formaciones se extendían por toda la Vía Láctea, y que jugaban un papel decisivo en el proceso de formación de las estrellas.

Los astrónomos piensan que los filamentos son fundamentales para arrancar el proceso de formación de las estrellas, ya que canalizan el polvo y el gas interestelar hacia zonas de mayor densidad, en las que la gravedad provoca el colapso y la fragmentación de los filamentos más densos en núcleos en los que se empezarán a formar las estrellas.

Esta imagen muestra una maraña de filamentos surgiendo de la nube molecular, salpicados de núcleos compactos y brillantes: las semillas de futuras estrellas. También se puede distinguir una red de hebras más finas, perpendiculares a los filamentos principales.

(Foto: ESA/Herschel/PACS, SPIRE/Gould Belt survey Key Programme/Palmeirim et al. 2013)



Este patrón podría indicar la presencia de flujos de acreción, lo que significaría que el polvo y el gas se estarían desplazando a lo largo de los filamentos, y los más grandes podrían estar extrayendo materia de su entorno. Las simulaciones numéricas del proceso de formación de estrellas en las nubes moleculares predicen una distribución similar en el medio interestelar, en la que el polvo y el gas estarían fluyendo hacia los filamentos más gruesos a lo largo de trayectorias determinadas por el campo magnético local.

Esta imagen combina los datos recogidos por Herschel en las longitudes de onda de las 160 micras (azul), 250 micras (verde) y 500 micras (rojo), y abarca unos 5° en su lateral más largo. Estas observaciones fueron realizadas como parte del Programa Clave para el Estudio del Cinturón de Gould en los años 2010 y 2012. El análisis de la estructura de los filamentos está recogido en un artículo de P. Palmeirim et al. 2013. Esta imagen fue publicada por primera vez en la página de Ciencia y Tecnología de la ESA en mayo de 2015. (Fuente: ESA)

martes, 2 de junio de 2015

Herschel desvela filamentos gigantes en la Vía Láctea

Estas tres nuevas imágenes que muestran gigantes filamentos de gas y polvo, obtenidas por el telescopio espacial de la ESA Herschel, revelan cómo está distribuida la materia a lo largo de nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Hebras largas y ligeras emergen de una mezcla de material de complejas formas, a medida que el gas y el polvo se vuelven más densos y se enfrían. Dos de estas hebras incluso muestran una 'cabeza', una acumulación más brillante de material en su extremo.

Estos filamentos están entre los más llamativos jamás observados en nuestra galaxia. Su masa es miles de veces -o incluso decenas de miles de veces- mayor que la de nuestro Sol. Miden más de 100 años luz de largo, y tienen como mucho 10 años luz de ancho. E incluso a estas vastas escalas reproducen la distribución de materia, en forma de filamentos, que Herschel ha observado en detalle en las regiones más cercanas de formación estelar, en la Vía Láctea.

Si bien el polvo es solo un ingrediente menor en esta mezcla cósmica, es muy brillante en el infrarrojo lejano y en las longitudes de onda submilimétricas en que observa Herschel. Esto ha permitido a los astrónomos observar por primera vez las partes más frías y densas de esta maraña de material, que se aprecian en rojo y azul en estas imágenes en falso color.

G49. (Foto: ESA/Herschel/PACS/SPIRE/Ke Wang et al. 2015)




Los filamentos están salpicados de grumos más brillanters: se trata de incubadoras cósmicas, donde cobran forma las semillas de nuevas estrellas. El resplandor azul y violeta en los filamentos muestra acumulaciones de material más caliente, incendiado por laradiación emitida por las estrellas recién nacidas.

Antes de Herschel se conocían solo dos filamentos gigantes como estos, pero ahora se han descubierto varios más abriéndose camino a través de los brazos espirales de la Vía Láctea. Creen que son las primeras estructuras que se forman cuando el material interestelar se reúne, un primer paso que llevará en un futuro a la formación de nuevas estrellas. (Fuente: ESA)