El telescopio Hubble pierde, la teoría de discos de acreción gana

Hay experimentos que contradicen las teorías en boga. Descubrir un error en dichos experimentos reafirma dichas teorías y permite que muchos físicos respiren con alivio. El telescopio espacial Hubble midió la distancia a la estrella binaria SS Cygni y resultó ser mucho más grande de lo esperado. O bien la teoría de los discos de acreción era incorrecta, o bien Hubble había medido mal la distancia. Miller-Jones et al. publican en Science una nueva medida de la distancia a SS Cygni utilizando radiotelescopios que contradice a Hubble y confirma las predicciones de las teorías de los discos de acreción en binarias. ¡Menos mal! Se han utilizado VLBA (Very Long Baseline Array) y EVN (European VLBI Network) entre abril de 2010 y octubre de 2012. Nos lo cuenta M. R. Schreiber, “One Good Measure,” Science 340: 932-933, 24 May 2013, que se hace eco del artículo técnico de J. C. A. Miller-Jones et al., “An Accurate Geometric Distance to the Compact Binary SS Cygni Vindicates Accretion Disc Theory,” Science 340: 950-952, 24 May 2013.

Francis en ¡Eureka!: El universo según el telescopio espacial Planck de la ESA

Ya está disponible el audio de mi sección ¡Eureka! en el programa La Rosa de los Vientos de Onda Cero. Sigue este enlace para escuchar audio, son sólo 9 minutos. Como siempre una trasncripción libre del audio.

En el programa del 30 de diciembre de 2012 auguramos que una de las grandes noticias de 2013 sería los datos sobre el fondo cósmico de microondas del telescopio espacial Planck de la Agencia Espacial Europea (ESA). Esta semana se han publicado los primeros datos, ¿han sido tan revolucionarios como se esperaba? Para muchos de nosotros ha sido una decepción, pues los datos que podrían ser más revolucionarios no se han publicado aún. El telescopio espacial Planck mide la radiación de fondo cósmico de microondas con una precisión sin precedentes, pero el análisis de los fenómenos más sutiles, que experimentos anteriores no podían observar, está resultando más difícil de lo esperado. Los científicos responsables de la misión Planck han prometido nuevos datos para dentro de unos seis meses (sobre la polarización) y para dentro de un año (sobre los modos B), resultados muy importante para conocer los detalles de la inflación cósmica. Aún así,  los resultados publicados esta semana son muy interesantes.

Muchos oyentes se preguntarán, ¿qué es el fondo cósmico de microondas que observa el telescopio espacial Planck? Todo el mundo ha oído hablar de la teoría del big bang (o gran explosión). En los primeros instantes del universo no había átomos, que se formaron cuando el universo tenía unos 380 mil años y una temperatura promedio de unos 4000 Kelvin. El plasma de protones, de carga positiva, y electrones, de carga negativa, se transformó en un gas neutro de átomos de hidrógeno cuando éstos se combinaron y el universo se volvió casi transparente a la luz, como es hoy en día. El plasma era luminoso porque las partículas con carga eléctrica absorben y reemiten fotones (partículas de luz). El fondo cósmico de microondas es el resultado de la luz que llenaba el universo cuando tenía sólo 380 mil años. Esta luz era visible (con un color blanquiazul parecido al de un tubo fluorescente). Al enfriarse el universo, la temperatura de la radiación se redujo y ahora mismo es muy fría, de sólo 2,72 55 Kelvin (grados sobre el cero absoluto de temperatura). Se trata de fotones de microondas, con frecuencias entre 25 y 1000 GHz (los teléfonos móviles emiten microondas por debajo de los 2 GHz) [que corresponden a longitudes de onda entre 1 cm y 0,3 mm, más o menos]. Como curiosidad, alrededor del 1% de la nieve que se veía en los televisores de tubo de rayos catódicos, cuando no sintonizaban ningún canal, era fondo cósmico de microondas recogido por la antena del televisor.

Si el fondo cósmico de microondas se formó cuando el universo tenía 380.ooo años, ¿cómo es posible que nos dé información sobre los primeros instantes del big bang? El fondo cósmico de microondas es muy homogéneo e isótropo, mires hacia donde mires en el universo siempre parece igual. Pero por fortuna muestra unas pequeñísimas variaciones (llamadas anisotropías). La temperatura del fondo cósmico de microondas varía menos de 0,0005 Kelvin, es decir, entre 2,725 y 2,726 Kelvin. Estas variaciones tan pequeñas son las que se muestran en los mapas del fondo cósmico de microondas. Se cree que el origen de estas anisotropías son las fluctuaciones cuánticas primigenias del universo, que han sido amplificadas por la expansión cósmica. También hay fluctuaciones de primer plano debidas a la gravedad de la materia y la energía que existe ahora mismo en el universo; las galaxias, los cúmulos galácticos y otras grandes estructuras del universo afectan al fondo cósmico de microondas. Por ello podemos aprender muchas cosas sobre el universo primigenio y sobre el universo actual gracias al análisis del mapa del cielo en microondas que nos ha ofrecido el telescopio espacial Planck de la ESA.

Los nuevos datos indican que el universo es más viejo de lo que se pensaba. ¿Cómo se puede saber la edad del universo midiendo el fondo cósmico de microondas? Me gustaría aclarar que no es verdad que ahora sabemos que el universo es más viejo, como han dicho algunos medios. Los últimos datos del telescopio espacial Wilkinson MAP de la NASA indicaban que el universo tenía una edad de 13.772 millones de años con un error de 59 millones de años. La nueva medida del telescopio espacial Planck de la ESA indica que el universo tiene 13.798 millones de años con un error de sólo 37 millones de años. El nuevo valor de la edad del universo está dentro del margen de error de la medida anterior. Por tanto, no es correcto decir que el universo es ahora más viejo. Sólo podemos decir que ahora conocemos mejor la edad que tiene. Esta edad se obtiene aplicando la teoría de la relatividad de Einstein para explicar el “sonido” de las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas. Igual que al escuchar música podemos saber qué instrumento musical la interpreta. Se puede analizar el espectro multipolar de la radiación cósmica y saber qué parámetros del universo la explican.

¿Qué sabemos ahora sobre el contenido de materia, materia oscura y energía oscura del universo? Quizás el resultado más sorprendente de Planck ha sido un cambio en las proporciones del contenido del universo actual. En concreto, contiene menos energía oscura de lo que se pensaba. Sólo el 68,3% del universo es energía oscura, cuando hace una semana se creía que era el 71,4%. Por tanto, la cantidad de materia ha crecido. Hoy sabemos que el contenido de materia oscura del universo es del 26,8%, cuando hace una semana se creía que era del 24%, y el materia ordinaria (lo que los físicos llamamos materia bariónica) también ha crecido hasta un 4,9% del universo. No son cambios muy grandes, pero el error experimental en los nuevos valores es mucho más pequeño, luego son valores mucho más fiables. Además, ahora sabemos que hay sólo 3 tipos de neutrinos. Medidas anteriores del fondo cósmico de microondas habían sugerido que podría haber un cuarto tipo, un neutrino estéril, pero la nueva medida de Planck lo descarta de forma definitiva. Más aún, Planck indica que la suma de las masas de los neutrinos es menor de 0,23 eV (aunque no impone un límite inferior). 

¿Se ha observado algo anómalo o inesperado sobre el universo? El telescopio espacial WMAP observó una anomalía en el fondo cósmico de microondas llamada con el curioso nombre de “eje del mal” y una mancha fría en la dirección de la constelación de Eridanus, llamado “punto frío de Eridanus”. Muchos expertos pensaban que era un error instrumental de WMAP y que el telescopio espacial Planck no observaría la misma anomalía. Sin embargo, para sorpresa de todos, estas dos anomalías también se observan en los nuevos datos. Estas anomalías podrían indicar que hay algo sobre el universo a gran escala que aún no entendemos bien.  Sin embargo, muchos físicos creen que no es algo preocupante porque estas anomalías están cerca del plano de la eclíptica (el plano del sistema solar donde están los planetas). Quizás lo que no entendemos bien son las fuentes de microondas en el entorno del sistema solar. Como siempre, el universo guarda secretos que han de ser desvelados por los cosmólogos y astrofísicos.

Como siempre, si no has oído aún el audio, sigue este enlace. 

Hace 50 años se descubrió el primer cuásar y aún ignoramos las leyes físicas que los explican

El primer cuásar (3C273) se publicó en Nature en marzo de 1963.  En el centro de una galaxia, una región tan pequeña como el sistema solar emite tanta energía en todo el espectro electromagnético como miles de galaxias. Los astrofísicos creen que los cuásares y otros núcleos galácticos activos (AGN) están alimentados por la acreción de gas y estrellas en los gigantescos agujeros negros centrales de las galaxias, pero los detalles aún siguen siendo un misterio. El poder predictivo de los modelos teóricos no ha mejorado mucho en los últimos 30 años. Las preguntas básicas siguen siendo las mismas: ¿Los chorros y los lóbulos se componen de electrones y protones o de pares electrón-positrón? ¿Los protones adquieren una gran energía, como en los rayos cósmicos? ¿Está la energía distribuida a partes iguales entre los campos eléctricos y magnéticos? Según nos cuenta Robert Antonucci, a propósito del 50 aniversario del primer cuásar, falta pensamiento crítico entre los investigadores. Se siguen publicando artículos sobre teorías ya descartadas por las observaciones y los investigadores teóricos realizan una gran cantidad de trabajo en vano, aferrándose a modelos con un poder predictivo nulo. Seguir mejorando los modelos de disco de acreción en los que la materia cae en espiral hacia el agujero negro no tiene ningún sentido. Los datos experimentales no cumplen con muchas leyes básicas, como ley de Stefan-Boltzmann (la energía radiada es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura), que se siguen utilizando en estos modelos. Muchos astrofísicos teóricos, en opinión de Antonucci, están esperando que los datos experimentales les den la razón, cuando ya se sabe que sus teorías han sido falsificadas con los datos de hace décadas. El campo de la astrofísica teórica de los cuásar requiere una revolución urgente. No hay artículos que ofrezcan nuevas ideas, prometedoras y revolucionarias. Parece que los esfuerzos se están centrando en encontrar cuásar compatibles con las teorías existentes en lugar de encontrar nuevas teorías que expliquen los datos ya disponibles. Se han encontrado miles de cuásar en los últimos 50 años, pero aún no tenemos un modelo físico que explique cómo irradian energía. Según Antonucci, los jóvenes deben saber que la oportunidad está ahí afuera. Tienen que ponerse a pensar nuevas ideas, en lugar de seguir dándole vueltas a las ideas que ya sabemos que no funcionan. “Don’t just do something, sit there.” La verdad, me han sorprendido las palabras de Antonucci, pero pensándolo bien, tiene toda la razón del mundo. Si eres físico o astrofísico joven, tienes que leer el artículo de Robert Antonucci, “Astrophysics: Quasars still defy explanation,” Nature 495: 165-167, 14 Mar 2013: “Fifty years after finding that these cosmic beacons lie far away, astronomers need to think harder about how they radiate so much energy.”

Hay dos poblaciones diferentes de supernovas tipo Ia según la región galáctica dónde se originaron

La energía oscura (la aceleración de la expansión cósmica) se descubrió gracias al uso de las supernovas Ia (SN Ia) como candelas estándar para medir grandes distancias. Su origen es una enana blanca que acreta masa en un sistema binario hasta superar el límite de Chandrasekhar (unas 1,4 masas solares) momento en el que explota como supernova. Se han propuesto dos posibles orígenes para las SN Ia en función de la estrella compañera, pero se cree que la explosión es muy similar en ambos casos. Sin embargo, se publica hoy un artículo en Science que muestra pruebas de que hay dos familias diferentes de SN Ia que se diferencian en la composición de la región de la galaxia anfitriona donde nacieron. Los autores han estudiado 188 SN Ia usando LOSS (Lick Observatory Supernova Search), de las que 123 son “normales” (como las usadas en los estudios de la expansión cósmica). Un estudio de la ubicación de estas SN Ia “normales” en su galaxia huésped muestra que las que aparecen en las regiones más internas tienen una velocidad de eyección de materia “normal” menor de 12000 km/s (grupo NV), pero las que se encuentran en las regiones más externas presentan una velocidad de eyección “anormalmente” alta, mayor de 12000 km/s (grupo HV); la diferencia es estadísticamente significativa a 5 sigmas. El papel del tipo de estrella progenitora en esta diferencia no está aún claro. Lo sorprendente es que parece que el brillo de las HV es un 40% mayor que el de las NV. Este hecho aún no está confirmado de forma definitiva y sus implicaciones en los estudios de la energía oscura no están claros. Aún así, no hay que olvidar que hay muchas pruebas de la existencia de la energía oscura más allá de las SN Ia que permitieron su descubrimiento. Habrá que esperar a que estudios futuros aclaren el origen de la diferencia entre SN Ia tipo NV y HV, así como sus consecuencias. El artículo técnico es Xiaofeng Wang et al., “Evidence for Two Distinct Populations of Type Ia Supernovae,” Science, Published Online March 7 2013 [DOI: 10.1126/science.1231502].

El tercer cinturón de van Allen

Los dos cinturones de Van Allen, que se descubrieron en 1958, están formados por partículas cargadas (electrones y protones) capturadas por la magnetosfera terrestre. El 30 de agosto de 2012, la NASA lanzó los dos satélites gemelos RBSP (Radiation Belt Storm Probes), llamados popularmente satélites van Allen, ya que su objetivo es estudiar estos cinturones. Gracias a estos satélites se descubrió algo inesperado durante el mes de septiembre de 2012, la aparición y desaparición de un tercer cinturón justo entre los otros dos. Para sorpresa de los investigadores, los primeros días sólo se observaron dos cinturones, pero el 2 de septiembre apareció un tercer cinturón que desapareció el 1 de octubre. El tercer cinturón se observó de forma muy clara en el espectro de electrones con energías entre 4,0 y 5,0 MeV (los satélite gemelos estudian los electrones con energías desde ~1 MeV hasta ~20 MeV). Se cree que el tercer cinturón aparece y desaparece de forma periódica (al contrario que los otros dos que no cambian de forma apreciable con el tiempo), aunque no se conoce aún la causa exacta. Se cree que podría actuar como un tampón (o anillo de almacenaje) de los electrones de alta energía del cinturón exterior de van Allen (cuyos electrones tienen energías por encima de los 4,5 MeV). Futuras observaciones permitirán descubrir la dinámica de este tercer cinturón de van Allen. El artículo técnico es D. N. Baker et al., “A Long-Lived Relativistic Electron Storage Ring Embedded in Earth’s Outer Van Allen Belt,” Science, Published Online Feb 28, 2013.

La galaxia NGC 1365 aloja un agujero negro supermasivo que rota al 84% de la velocidad máxima posible

Hoy en día se cree que todas las galaxias tienen una agujero negro supermasivo en su centro (su masa está entre millones y miles de millones de veces la masa del Sol). El nuevo telescopio espacial de rayos X de la NASA llamado NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array), lanzado el 13 de junio de 2012, ha determinado la velocidad de rotación del agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de la galaxia NGC 1365 (una galaxia cercana cuyo núcleo es activo) y resulta que es un 84% de la velocidad máxima permitida por los modelos teóricos. NuSTAR ha logrado obtener un espectro con una calidad sin precedentes de los fotones emitidos con energías entre 10 y 80 keV a partir del cual se ha podido estimar (utilizando modelos teóricos) la velocidad de rotación (hay que recordar que observaciones anteriores de los fotones con energías menores de 10 keV habían hecho sospechar que la velocidad del agujero negro era próxima a la máxima). Futuras observaciones deberán confirmar  si estas velocidades tan grandes son las habituales o solamente una excepción. Nos lo cuenta Christopher S. Reynolds, “Astrophysics: Black holes in a spin,” Nature 494: 432-433, 28 Feb 2013, que se hace eco del artículo técnico de G. Risaliti et al., “A rapidly spinning supermassive black hole at the centre of NGC 1365,” Nature 494: 449-451, 28 Feb 2013 [arXiv:1302.7002].

La actividad solar y las mareas gravitatorias inducidas por el movimiento planetario

El número de manchas solares muestra una variación cíclica con una periodo de unos 11 años. El astrónomo suizo Rudolf Wolf (1816-1893) estableció una posible relación entre este ciclo y los movimientos de los planetas. George Ellery Hale descubrió que el magnetismo solar daba origen a las manchas y se descartó la idea de Wolf (mucha gente aún la asocia a la astrología). Un nuevo estudio publicado en Astronomy & Astrophysics rescata la idea y la hace renacer con nuevos bríos. José A. Abreu (ETH Zürich Institut für Geophysik, Zürich, Suiza) y sus colegas sugieren que el magnetismo solar está perturbado por el momento angular debido a la fuerza gravitatoria de los planetas en el sistema solar. Han estudiado la variación periódica en los últimos 9400 años de un par de isótopos radiactivos, el berilio-10 y el carbono-14, en testigos de hielo de la Antártida y de Groenlandia. Para su sorpresa, la serie temporal muestra una fuerte correlación con el momento angular total del movimiento de los planetas; más aún, en los últimos 400 años también lo está con la actividad solar (como muestra la figura). Usando métodos de Montecarlo estiman que la probabilidad de que esta correlación sea casual es menor de una parte en un millón. Según Abreu y sus colegas, el momento angular planetario induce una pequeña asfericidad en el sol que afecta a la convección en sus capas interiores y gracias a ella al magnetismo solar. ¿Homeopatía astrológica? Quizás, pero habrá que esperar a futuros estudios mediante simulaciones magnetohidrodinámicas en supercomputadores para comprobar si un efecto tan pequeño puede ser amplificado por la dinámica no lineal asociada a la actividad solar. Por cierto, la teoría convencional explica la variación periódica de la actividad aludiendo al forzamiento estocástico en la dinámica turbulenta del interior del Sol. Si ya tenemos una explicación, ¿para qué queremos una nueva? Lo cierto es que la ciencia avanza gracias a las hipótesis. Nos lo ha contado Paul Charbonneau, “Solar physics: The planetary hypothesis revived,” Nature 493: 613-614, 31 Jan 2013, que se hace eco del artículo técnico de J. A. Abreu, “Is there a planetary influence on solar activity?,” Astronomy & Astrophysics 548: A88, Dec 2012.

Por cierto, entre los autores del artículo se encuentra el investigador Antonio Ferriz-Mas del Grupo de Física Solar del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) y profesor en la Universidad de Vigo, como nos destacó “Los planetas podrían influir en la actividad magnética del Sol,” IAA (CSIC), SINC, 28 Nov 2012. “El Sol no rota rígidamente, posee una rotación diferencial y las regiones en el ecuador rotan más rápido que las de los polos. Esta rotación diferencial se da tan solo en el 30% más externo del Sol, en la llamada zona de convección, más abajo, en la zona radiativa, la rotación es rígida. Entre ambas zonas existe una capa, la tacoclina, crucial para el almacenamiento y amplificación del campo magnético solar (en ella se localizarían los tubos de flujo magnético que originan las manchas solares que se observan en la superficie). Una tacoclina un poco achatada, sin simetría axial, podría ser influida por los pares de fuerzas debidos al efecto de marea gravitatoria influido por el movimiento de los planetas (un fenómeno parecido a cómo la Luna y el Sol producen las mareas en los océanos terrestres). ¿Este pequeño efecto de marea podría ser suficiente para afectar la capacidad de la tacoclina para almacenar los tubos de flujo magnético?” Habrá que esperar a futuros estudios que apoyen o refuten esta sugerente idea.

Francis en ¡Eureka!: No existe la estrella Sirio C

Podéis escuchar el audio de mi sección ¡Eureka! en La Rosa de los Vientos de Onda Cero siguiendo este enlace (y el programa completo aquí, mi sección a partir de las 02:05:00). Como siempre, una transcripción.

La semana pasada en la Tertulia Zona Cero se habló de Sirio C, una hipotética estrella en el sistema estelar binario de Sirio que en 1995, dos astrónomos franceses Daniel Benest y Jean-Louis Duvent predijeron para explicar una anomalía. ¿En qué consistía esta anomalía? Quizás debemos empezar recordando qué es Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno visible desde la Tierra y la quinta más cercana al Sol, a unos 8,6 años luz. Este sistema estelar binario está formada por Sirio A, una estrella blanca de la secuencia principal con una masa de 2,12 ± 0,06 masas solares y un diámetro es 1,711 ± 0,013 veces mayor que el del Sol. Y por Sirio B, una enana blanca con una masa similar al Sol (1,000 ± 0,016 masas solares) y un diámetro similar al de la Tierra. Sirio B rota alrededor de Sirio A con un periodo de 50 años y nació de la explosión de una supernova cuyo precursor era forma progresiva y suave por pérdida de materia [corrección gracias a Fer137] de una estrella de entre 5 y 7 masas solares que ocurrió hace unos 250 ± 20 millones de años. Se estima que el sistema binario de Sirio se formó hace unos 225 ± 25 millones de años. En la década de 1920, se descubrió una anomalía en el movimiento orbital de Sirio B alrededor de Sirio A. Esta fluctuación tiene un periodo de unos 6 años y es lo que trataron de explicar Benest y Duvent en 1995.

Estos astrónomos franceses ofrecieron pruebas de la existencia de Sirio C, ¿en qué consistían estas pruebas? Benest y Duvent en 1995 realizaron un estudio numérico por ordenador con objeto de determinar las propiedades que debería tener Sirio C, caso de existir, para explicar la anomalía observada en la órbita de Sirio B alrededor de Sirio A. Como esta anomalía tiene un periodo de unos 6 años, Sirio C debería tener una masa de 72 veces la masa de Júpiter; sin embargo, con una masa tan grande el sistema estelar triple no sería estable más allá de unos 40 millones de años, pero se estima que tiene más de 200 millones de años. Por ello, Benest y Duvent predijeron una masa menor de unas 50 veces la masa de Júpiter. Aún así, para explicar la anomalía la masa tiene que ser superior a unas 36 masas de Júpiter. Por tanto, Sirio C sería una enana roja o una enana marrón con entre 36 y 50 veces la masa de Júpiter, que rota con un periodo de unos 6,3 años alrededor de Sirio A a una distancia de unas 4,2 unidades astronómicas (algo menos que la órbita de Júpiter alrededor del Sol).

¿Qué han encontrado los astrónomos que han buscado la estrella Sirio C? Se han realizado varias búsquedas de planetas alrededor de Sirio A y Sirio B desde 1999, que han buscado a Sirio C y no la han encontrado. A día de hoy podemos asegurar que Sirio C no existe. El estudio más reciente, publicado en 2011, fue realizado con imágenes de alto contraste obtenidas con el Telescopio Subaru del Observatorio Astronómico Nacional de Japón, que está localizado en el Observatorio Mauna Kea, en Hawaii, y posee un espejo de 8,2 metros de diámetro. Este estudio se realizó utilizando un coronógrafo para tapar la luz de Sirio A y ver la región que le rodea, y permite asegurar con total certeza que no existe Sirio C (de hecho, ninguna estrella con una masa mayor de 12 veces la de Júpiter) sea cual sea la inclinación de su órbita. Si la órbita fuera coplanar a la de Sirio B y Sirio A se puede asegurar con una certeza estadística de 5 sigmas que no hay ningún cuerpo con una masa mayor de 6 masas de Júpiter. Aún así, este estudio no descarta la existencia de planetas con una masa menor de 1,6 veces la masa de Júpiter (planetas de tamaño similar a Júpiter o Neptuno).   

El artículo técnico es C. Thalmann et al., “Piercing the glare: A direct imaging search for planetss in the Sirius system,” The Astrophysical Journal Letters 732: L34, 2011 [arXiv:1104.1427]; hay estudios previos como Daniel J. Schroeder et al., “A search for faint companions to nearby stars using the wide field planetary camera,” The Astronomical Journal 119: 906-922, 2000 [copia pdf gratis].

¿Cómo se puede explicar la anomalía orbital de Sirio B? Todavía no hay una explicación convincente, pero hay varias hipótesis. La más razonable es que ha habido una transferencia de masa significativa entre Sirio A y Sirio B durante su evolución, que quizás aún continúe. Parece como si Sirio A le robara materia a Sirio B (un proceso de acreción). Los estudios de la composición de la atmósfera de Sirio A indican que su composición difiere de la de otras estrellas similares. Por ejemplo, Sirio A es deficiente en carbono y oxígeno, pero tiene nitrógeno en exceso. Además se han observado líneas espectrales de elementos radiactivos con tiempos de desintegración cortos (torio, uranio). La anomalía orbital de Sirio B se podría explicar si este proceso de acreción de materia aún continúa. Pero hay otras hipótesis y se necesitan estudios más detallados para obtener la respuesta definitiva. 

Recomiendo los artículos técnicos de J. D. Landstreet, “Abundances of the elements He to Ni in the atmosphere of Sirius A,” Astronomy & Astrophysics 528: A132, 2011; Marc J. Kuchner, Michael E. Brown, “A Search for Exozodiacal Dust and Faint Companions Near Sirius, Procyon, and Altair with the NICMOS Coronagraph,” Publ. Astron. Soc. Pac. 112: 827-832, 2000 [arXiv:astro-ph/0002043].

Sirio B fue predicha por Wilhelm Bessel en 1844 para explicar una anomalía orbital en Sirio A y fue observada por Clark en 1862. ¿Por qué han fallado los cálculos de Benest y Duvent para predecir Sirio C? La anomalía orbital que permitió el descubrimiento de Sirio B es diferente a la que se usó para predecir la existencia de Sirio C. Muchas estrellas tienen movimiento propio, es decir, se mueven en el cielo. Sirio A se mueve muy rápidamente por el cielo a 1,6 UA/año (unidades astronómicas por año), lo que equivale a un movimiento propio de 1 grado en unos 2700 años. Estará a una distancia mínima al Sol dentro de unos 65.000 años. Friedrich Bessel en Könisberg (ahora Kaliningrado, Rusia) notó en 1834 unas irregularidades en este movimiento de Sirio. En 1844, publicó la hipótesis de que la causa era la fuerza de una compañera invisible, Sirio B. Sin embargo, la anomalía de la órbita de Sirio B, que se observó en los 1920 es más sutil, es como si se acercara y alejara de Sirio A con un periodo de unos 6 años. 

Como siempre, si quieres escuchar el audio de mi sección ¡Eureka! en La Rosa de los Vientos de Onda Cero sigue este enlace (o el programa completo a partir de las 02:05:00).

Coda final: Friedrich Bessel en Könisberg (ahora Kaliningrado, Rusia) notó en 1834 unas irregularidades en el movimiento de Sirio. En 1844, publicó la hipótesis de que la causa era la fuerza de una compañera invisible. Christian Peters, también en Könisberg, publicó en 1851 un cálculo detallado. En 1862, Arthur Auwers, también en Könisberg, y Truman Henry Safford (antes de dejar Harvard para ir a un nuevo observatorio de Chicago). La primera observación fue la noche del 31 de enero de 1862, por Alvan Graham Clark, uno de los hijos del propietario de la fábrica Alvan Clark and Sons, Cambridgeport, Massachusetts, usando su nuevo telescopio de 18,5 pulgadas (el primero de los grandes telescopios de Clark que culminaron con el 40 pulgadas de 1897). La confirmación oficial de la existencia de Sirio B fue obtenida por George Bond en el Harvard College Observatory. Sirio B es 10.000 veces menos brillante y se encuentra a unos 10 segundos de arco. En 1915 se confirmó`que era una estrella blanca (como Sirio A), luego tenía que ser una nueva clase de estrella (una enana blanca). Más detalles de esta historia en N. S. Hetherington, “Sirius B and the gravitational redshift,” Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 21: 246-252, 1980.

El radiotelescopio ALMA arroja luz sobre la formación de planetas gigantes gaseosos

Esta imagen compara las observaciones de ALMA con una impresión artística del disco y los chorros de gas en torno a HD 142527. Me encantan las recreaciones artísticas de fenómenos astronómicos, pero en este caso la imagen de ALMA me gusta más que la versión artística. Os recomiendo leer la estupenda noticia “ALMA arroja luz sobre las corrientes de gas que permiten la formación de planetas,” ESO, 2 ene. 2013. “El radiotelescopio ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) han captado por primera vez una etapa clave en el proceso de formación de planetas gigantes. Grandes corrientes de gas fluyen a través de un espacio presente en el disco de material que se encuentra alrededor de una estrella joven. Estas son las primeras observaciones directas de estas corrientes, que se cree son originadas por planetas gigantes que toman el gas a medida que crecen. (…) La joven estrella HD 142527 está localizada a más de 450 años luz de la Tierra y se encuentra rodeada por un disco de gas y polvo cósmico (los restos de la nube que dio origen a la estrella). Un espacio vacío divide el disco de polvo en dos partes, una interna y otra externa. Se cree que esta división ha sido moldeada por planetas gaseosos gigantes, de reciente formación, que van despejando sus órbitas a medida que rodean a la estrella. El disco interior se extiende desde la estrella hasta el equivalente a la órbita de Saturno en el Sistema Solar, mientras que el disco externo comienza unas 14 veces más afuera. El disco exterior no rodea a la estrella de manera uniforme, más bien parece una herradura, lo que probablemente ha sido ocasionado por el efecto gravitacional de los planetas gigantes en órbita. Las observaciones de ALMA, en longitudes de onda submilimétricas, no se ven afectadas por la luz de la estrella. “Creemos que hay un planeta gigante oculto dentro, causando cada una de estas corrientes. Los planetas crecen a medida que capturan una parte del gas proveniente del disco exterior, pero ellos dejan escapar otra gran cantidad: el resto del gas lo rebasa y desemboca en el disco interior alrededor de la estrella”, dice Sebastián Pérez, un miembro del equipo, también de la Universidad de Chile. (…) Aún no se han detectado planetas en formación en el disco porque se encuentran inmersos en lo profundo de las corrientes de gas, que son prácticamente opacas. El artículo técnico es Simon Casassus et al., “Flows of gas through a protoplanetary gap,” Nature, AOP 02 Jan 2013.

PS: Una lectura obligada es Daniel Marín, “El nacimiento de un planeta gigante en directo,” Eureka, Ene. 02, 2013. “¿Cómo se forma un planeta gigante? Los modelos nos indican que los gigantes gaseosos como Júpiter o Saturno deben formarse relativamente rápido, en pocos millones de años, a diferencia de los planetas terrestres como la Tierra, cuyo proceso de formación es mucho más lento. O por lo menos, eso es lo que dice la teoría, porque lo cierto es que nadie ha visto directamente un planeta gigante en pleno proceso de formación. O mejor dicho, hasta ahora. El conjunto de radiotelescopios ALMA (Atacama Large Millimetre Array) ha observado la joven estrella HD 142527, situada a 450 años luz de la Tierra, y ha encontrado pruebas directas de la formación de un mundo gigante en su disco protoplanetario.”

Dos chorros de radiación gamma polarizada atraviesan las burbujas de Fermi en el centro galáctico

En el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, hay un agujero negro supermasivo y varias regiones actividad intensa formación estelar. El telescopio rayos gamma Fermi-LAT observó la emisión de dos grandes burbujas de largo alcance por encima y por debajo del centro galáctico. Se publica en Nature que hay dos grandes chorros linealmente polarizados que emanan del centro galáctico y cruzan las “burbujas de Fermi” con un ángulo de unos 60 grados respecto al plano galáctico. El origen de estos chorros no es el agujero negro supermasivo Sgr A*, sino una región de intensa formación estelar situada a unos 200 parsecs de distancia. Estos chorros transportan una cantidad enorme de energía magnética, unos 10driven) salida desde el centro de la Galaxia 200 parsecs que transporta una gran cantidad de energía magnética, unos 10⁵⁵ ergs, hacia el halo galáctico. La relación entre estos chorros y las burbujas de Fermi todavía no está clara, y no se sabe si estas últimas se originan debido a los primeros. La nueva observación se ha obtenido gracias al estudio S-PASS (S-band Polarization All Sky Survey) que ha construido un mapa de la emisión de radio de todo el hemisferio sur gracias al radiotelescopio Parkes en la frecuencia de 2.307 MHz, con un ancho de banda de 184 MHz y una resolución angular de 9′. El artículo técnico es Ettore Carretti et al., “Giant magnetized outflows from the centre of the Milky Way,” Nature 493: 66–69, 03 January 2013 [arXiv:1301.0512]. En este blog ya hablamos de las burbujas de Fermi en “El procesamiento de los datos del telescopio espacial Fermi y la doble burbuja galáctica de rayos gamma,” 10 noviembre 2010; “Fermi LAT descubre un chorro de rayos gamma que atraviesa el plano de la Vía Láctea,” 15 junio 2012; y “Por qué el satélite Planck no ha hallado la “primera prueba” de la materia oscura, como titula ABC,” 5 septiembre 2012.

El origen de los anillos concéntricos de materia en la galaxia elíptica NGC 474

La galaxia elíptica NGC 474 se encuentra a 100 millones de años luz de distancia en la constelación de Piscis. Presenta capas concéntricas de materia de hasta 250.000 años luz de diámetro. No es un caso excepcional, alrededor del 10% de las galaxias elípticas presenta este tipo de estructuras. Se cree que son el resultado del canibalismo galáctico, ya que parece que NGC 474 le está robando materia a su compañera NGC 470; los desechos de las estrellas que son “robadas” forman colas de materia que darían lugar a los anillos observados en la imagen. Sin embargo, esta explicación no describe todos los detalles. Quizás, parte de los anillos han sido producidos por otras galaxias enanas que han sido “devoradas” durante los últimos miles de millones de años (APOD 2011 July 26 (trad. esp.) nos remiten a A. J. Turnbull et al., “Shell Formation in NGC474,” Galaxy Interactions at Low and High Redshift, Proceedings of IAU Symposium #186, held at Kyoto, Japan, 26-30 August, 1997, edited by J. E. Barnes and D. B. Sanders, 1999., p.191 [pdf gratis]).

¿Ocurrió una supertormenta solar en nuestro Sol entre los años 774 y 775?

El evento de Carrington en 1859 está considerado producto de la mayor tormenta solar de la que se tiene registro. Entre los años 774 y 775 de nuestra era, el carbono-14 (¹⁴C) atmosférico se incrementó de forma brusca, según el registro de árboles muy antiguos en Japón (F. Miyake, K. Nagaya, K. Masuda & T. Nakamura Nature 486: 240-242, 2012). Se creía que una tormenta solar no podía ser responsable de este incremento, pues tenía que ser demasiado intensa (con una energía de unos 2×10²⁸ J). Un nuevo artículo en Nature contradice esta opinión, estimando la energía necesaria a solo ~2×10²⁶ J. Esta tormenta solar sería 20 veces más intensa que el evento Carrington, explicando de forma razonable el suceso ocurrido en los años 774 y 775; si se confirma con nuevos estudios, sería la tormenta solar más importante de los últimos dos milenios. ¿Qué probabilidad hay de que una tormenta solar tan intensa se vuelva a producir en la próxima década? Según los autores del nuevo estudio esta probabilidad es de solo un 0,8% (a mí me parece un probabilidad muy alta). El artículo es Adrian L. Melott, Brian C. Thomas, “Causes of an AD 774-775 ¹⁴C increase,” Nature 491: E1-E2, 29 Nov 2012 [arXiv:1212.0490].

¿Pueden ocurrir supertormentas solares aún más intensas? El satélite Kepler ha observado supertormentas con energías entre 10²⁷ a 10²⁹ J en estrellas de tipo solar (con temperatura superficial entre 5600 K y 6000 K, y periodos de rotación mayores de 10 días). Un análisis estadístico de estas supertormentas indica que ocurre una de 10²⁷ J cada 800 años y una de 10²⁸ J cada 5000 años. En opinión de los autores de un nuevo estudio, estas supertormentas solares pueden ocurrir en nuestro Sol; se trata de una opinión y los propios autores afirman que se necesitan estudios más detallados para corroborar esta posibilidad. El artículo técnico es Kazunari Shibata et al., “Can Superflares Occur on Our Sun?,” Publ. Astron. Soc. Japan 65, 2013 [arXiv:1212.1361].

Estos artículos no deben engañar a nadie (en mi opinión aprovechan el bulo del fin del calendario maya). Para que se produzca una supertormenta de esta magnitud se tiene que acumular una cantidad tan grande de campo magnético que se requieren muchos años (los autores estiman unos 40 años para la producción de una supertormenta de 10²⁹ J). El Sol está permanentemente observado por varios satélites y una acumulación tan grande de campo magnético dejaría señales que serían observadas con varios años de antelación. Por tanto, podemos estar tranquilos, en los próximos años no habrá ninguna supertormenta solar.

PS: Los datos recopilados por los japoneses se basan en el estudio de dos árboles milenarios de Japón. Fotografías de los troncos, detalles del análisis y más información en la charla Kimiaki Masuda (Solar-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University), “A signature of cosmic-ray increase in AD774-775 from tree rings in Japan,” ICRR seminar, 27 July 2012.

Las pruebas de supertormentas solares en los dos últimos milenios se recopilan en el artículo de I.G. Usoskin, G.A. Kovaltsov, “Occurrence of extreme solar particle events: Assessment from historical proxy data,” accepted to Astrophys. J, arXiv:1207.5932, Subm. 25 Jul 2012.

La sonda espacial Voyager 1 y la frontera del sistema solar

Nadie sabe qué señal concreta marcará la salida de la sonda espacial Voyager 1 de los confines del Sistema Solar. Este año se han observado varias señales que indican que la Voyager 1 está atravesando una región interesante, que quizás sea la  frontera del Sistema Solar. Esta figura muestra la evolución en el tiempo de los rayos cósmicos recibidos por la Voyager 1; en concreto, núcleos con más de 200 MeV, electrones entre 6 y 14 MeV, y protones de ~1 MeV. Los cambios sufridos por estas señales este año son muy complejos. El más extraordinario ocurrió el 25 de agosto y las semanas siguientes (Voyager I recorre durante una semana una distancia de unos 0,07 UA). La señal de protones con una energía entre 2 y 10 MeV disminuyó bruscamente hasta la décima parte del valor que tenía con anterioridad, mientras que la intensidad de la señal de los núcleos y los electrones casi se duplicó. Estos valores se han mantenido casi constantes en los últimos meses. Nadie sabe exactamente lo que significa este cambio y habrá que esperar unos cuantos meses más para ver si vuelve a ocurrir algo parecido. Voyager 1 fue lanzada en 1977 para explorar los planetas gigantes del sistema solar y en 1989 emprendió un viaje en dirección al centro de la Vía Láctea. Su vida útil concluirá en 2025. Hasta entonces nos permitirá explorar las fronteras del sistema solar, aunque ahora mismo no comprendemos en detalle lo que Voyager I está observando, con toda seguridad acabaremos comprendiéndolo en detalle. El artículo técnico es W. R. Webber et al., “At Voyager 1 Starting on about August 25, 2012 at a Distance of 121.7 AU From the Sun, a Sudden Disappearance of Anomalous Cosmic Rays and an Unusually Large Sudden Increase of Galactic Cosmic Ray H and He Nuclei and Electron Occurred,” arXiv:1212.0883, 4 Dec 2012.

Simulan la nube de gas G2 que el verano próximo se acercará a Sgr A*

“Una gran nube de gas cae en espiral hacia Sgr A* (el agujero negro central de la Vía Láctea) y lo alcanzará en 2013″ [imágenes reales]. Para predecir qué pasará y qué podremos ver desde la Tierra, Takayuki R. Saitoh (Instituto Técnico de Tokio, Japón) y sus colegas han realizado una simulación tridimensional por ordenador (abajo tienes el vídeo de youtube). La nube compacta de gas llamada G2 (Gillessen+2012) tiene una órbita elíptica alrededor de Sgr A*, el agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de la Vía Láctea, alcanzando su pericentro durante el verano de 2013. Este suceso tan excepcional permitirá estudiar en detalle la interacción de un nube de gas con un agujero negro supermasivo. Según las simulaciones numéricas la nube de gas se calentará y se alargará al aproximarse al agujero negro, alcanzando su pico de luminosidad, unas 100 veces la luminosidad del Sol, en el infrarrojo cercano en julio de 2013. Conocer estos datos es muy importante para planificar de manera adecuada las múltiples observaciones de este fenómeno realmente único. El artículo técnico es Takayuki R. Saitoh et al., ”Flaring up of the Compact Cloud G2 during the Close Encounter with Sgr A* in Summer 2013,” arXiv:1212.0349, 3 Dec 2012.

El mapa gravimétrico de la Luna obtenido por GRAIL

La misión GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) de la NASA son dos satélites gemelos que orbitan la Luna estudiando las variaciones de su campo gravitatorio con una precisión sin precedentes. La técnica usada por GRAIL es una copia de la usada por la misión GRACE (Gravity Recovery and Climate Experiment), aún en órbita a la Tierra, pero gracias a la ausencia de atmósfera en la Luna se utiliza una órbita a una altitud muy baja, solo 55 km, logrando una resolución de solo 13 km (por cierto, este verano se redujo la altura a solo 22 km para mejorar la resolución, ahora están a unos 11 km y esta navidades acabarán sus días impactando en la superficie). Gracias al mapa del campo gravitatorio se logra explorar el interior de la Luna desde la corteza hasta el manto, revelando interesantes detalles de su historia pasada. La geofísica que dirige la misión, Maria T. Zuber (Massachusetts Institute of Technology, MIT, Cambridge) y su equipo han encontrado una serie de fracturas de unos cientos de kilómetros de largo (ocultas por la superficie y que no son el resultado de impactos); estas fracturas apoyan la hipótesis de que la Luna se formó tras un gran impacto de un planeta contra la Tierra. Nos lo cuenta Richard A. Kerr, “Peering Inside the Moon to Read Its Earliest History,” Science 338: 1272, 7 Dec 2012, haciéndose eco de los artículos técnicos de Maria T. Zuber et al., “Gravity Field of the Moon from the Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) Mission,” Science Express, AOP 5 Dec 2012; Mark A. Wieczorek et al., “The Crust of the Moon as Seen by GRAIL,” Science Express, AOP 5 Dec 2012; y Jeffrey C. Andrews-Hanna et al., “Ancient Igneous Intrusions and Early Expansion of the Moon Revealed by GRAIL Gravity Gradiometry,” Science Express, AOP 5 Dec 2012.

El 35% de los exoplanetas gigantes observados por el satélite Kepler podrían ser falsos positivos

El satélite Kepler de la NASA, lanzado en 2009, prometía resolver el gran problema de la búsqueda de exoplanetas, separar planetas gigantes (tipo Júpiter) de estrellas de baja masa (como las enanas marrones). Se pensaba que lo hacía muy bien (menos del 5% de falsos positivos). Sin embargo, un nuevo análisis publicado en Astronomy & Astrophysics indica que el 35% de los planetas gigantes encontrados por Kepler podrían ser en realidad estrellas (falsos positivos). A. Santerne (Université d’Aix-Marseille & CNRS, Francia) y sus colegas han estudiado con el espectrógrafo SOPHIE del Observatorio de Haute-Provence (OHP), un telescopio de 1,93 metros situado en el norte de Marsella, 46 candidatos a exoplanetas gigantes obervados por Kepler. Para su sorpresa, 16 de los 46 (un 34,8% ± 6,5%) no eran planetas gigantes. Como es de esperar, su método no funciona para los exoplanetas pequeños observados por Kepler, lo que no quita que también pueda haber muchos falsos positivos entre ellos. El problema siempre es el mismo, el método de Santerne et al. es muy costoso en tiempo de uso del telescopio. Nos lo cuenta Andrew Collier Cameron, “Extrasolar planets: Astrophysical false positives,” Nature 492: 48-50, 06 Dec 2012; el artículo técnico es A. Santerne et al., “SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates VII. A false-positive rate of 35% for Kepler close-in giant candidates,” A&A 545: A76, 10 Sep 2012. La estimación de que solo el 5% de los exoplanetas observados por Kepler son falsos positivos (Timothy D. Morton, John Asher Johnson, “On the low false positive probabilities of Kepler planet candidates,” The Astrophysical Journal 738: 170, 2011), ha sido revisado por sus autores a la vista de los resultados de Santerne, confirmándolos (Timothy D. Morton, “An Efficient Automated Validation Procedure for Exoplanet Transit Candidates,” Accepted to ApJ, arXiv:1206.1568, 3 Oct 2012).

El 14% de la masa de la galaxia NGC 1277 está en su agujero negro supermasivo

Estimar la masa del agujero negro supermasivo central de una galaxia es muy difícil pues requiere un modelo de la distribución de la materia oscura de su halo y ajustar el movimiento (cinemática) de muchas de sus estrellas utilizando la solución de Schwarzschild. Se publica en Nature que la pequeña galaxia lenticular NGC 1277 tiene el 14% de su masa (ordinaria, no oscura) concentrada en su agujero negro central; se estima gracias al telescopio espacial Hubble que su masa es de 120 ± 40 mil millones de masas solares (M⊙) y que la de su agujero negro supermasivo es de 17 ± 3 mil millones M⊙ (este valor corresponde a un 59% de la masa visible del bulbo galáctico estimada utilizando su luminosidad). ¿Con qué comparar estos valores? Hasta ahora, la galaxia récord, con un porcentaje del 11%, era la pequeña galaxia NGC 4486B. La mayoría de las galaxias tienen porcentajes mucho más pequeños. Sagitario A*, el agujero negro supermasivo en el centro de nuestra galaxia, tiene una masa de unos 4,1-4,3 millones M⊙, enorme, pero ridícula comparada con lo 400-600 mil millones M⊙ de la masa visible de la Vía Láctea (la masa total, incluyendo materia oscura, ronda unos 1,0-1,5 billones de M⊙). ¿Para qué sirve el nuevo descubrimiento? Lo interesante es que este tipo de galaxias pequeñas y compactas, aunque muy raras en la época actual del universo, eran galaxias típicas para corrimientos al rojo de z ≈ 2; se cree que estas galaxias nos ayudarán a entender las galaxias compactas que se observan a altos corrimientos al rojo, para las que no podemos estimar con precisión la masa de su agujero negro supermasivo central. Estos agujeros negros son claves para entender la formación y evolución galáctica en el universo temprano. El artículo técnico es Remco C. E. van den Bosch, Karl Gebhardt, Kayhan Gültekin, Glenn van de Ven, Arjen van der Wel, Jonelle L. Walsh, “An over-massive black hole in the compact lenticular galaxy NGC 1277,” Nature 491: 729–731, 29 November 2012 [copia gratis, gracias a César @EDocet].

El limbo de la Tierra visto en rayos gamma por el telescopio Fermi LAT de la NASA

La fuente más brillante de rayos gamma que puede observar el telescopio espacial Fermi LAT de la NASA es el limbo de la Tierra. Los protones de alta energía que inciden en la atmósfera terrestre producen los rayos cósmicos, cascadas de partículas, que observamos en la superficie, pero además producen partículas rayos gamma (fotones de alta energía) que abandonan la atmósfera en una dirección tangencial en el limbo de la Tierra. Nos presenta esta curiosa imagen (que yo no había visto hasta ahora) Igor V. Moskalenko (Stanford Univ.), “Cosmic Rays in the Milky Way and Beyond,” SpacePart2012, Nov. 6, 2012 [slides, vídeo 28 min].

Fermi LAT confirma que el púlsar PSR J1311-3430 es de tipo “viuda negra” gracias a su emisión de rayos gamma

Los púlsares de milisegundos tipo “viuda negra” son estrellas de neutrones viejas que giran debido a su acreción de la materia de una estrella compañera. Su velocidad de rotación puede alcanzar cientos de revoluciones por segundo. Hasta ahora, todos las “viudas negras” habían sido descubiertas gracias a sus emisiones de radio. Gracias al telescopio de rayos gamma Fermi LAT (Large Area Telescope) se ha detectado por primera vez un púlsar tipo “viuda negra” de 2,56 milisegundos, llamado PSR J1311-3430, en la constelación de Centaurus. El púlsar está en una órbita circular (alrededor del centro de masas común con su estrella compañera) con un período orbital de solo 93 minutos, el más corto de todos los encontrados hasta ahora; durante esos 93 minutos, rota sobre sí mismo unas 2,18 millones de veces (uno de los más veloces entre los conocidos). La estrella que acompaña a PSR J1311‐3430 tiene un diámetro de solo 88 mil kilómetros, casi el 60% del tamaño de Júpiter, pero una masa unas ocho veces más grande, lo que implica una densidad altísima (equivalente a 30 veces la del Sol). Se cree que el núcleo de esta estrella es de helio y pierde materia por evaporación hacia el púlsar que se encuentra muy cerca de ella, a tan solo 520 mil kilómetros, lo que equivale a 1,4 veces la distancia entre la Tierra y la Luna. En este hallazgo han participado investigadores del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC), por ello nos lo cuentan en “Descubierta la viuda negra estelar con el periodo orbital más corto del cosmos,” SINC, 25 oct. 2012. El artículo técnico es H. J. Pletsch et al, “Binary Millisecond Pulsar Discovery via Gamma-Ray Pulsations,” Science Express, Published Online October 25 2012 [artículo].

ALMA localiza una sorprendente estructura espiral alrededor de la gigante roja R Sculptoris

La red de telescopios ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ha observado una estructura espiral en el material que rodea a la vieja estrella gigante roja R Sculptoris, que se encuentra en la Constelación del Escultor a unos 1.500 años luz de distancia de la Tierra. Se trata de la primera vez que se observa este tipo de estructura. Las gigantes rojas expulsan masa de forma periódica en forma de pulsos térmicos, pero para explicar la formación de una espiral hay que suponer la existencia de una pequeña estrella compañera que la orbita, aunque no ha sido observada aún. Esta hipótesis está ratificada por simulaciones numéricas mediante la técnica SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics), muy utilizada en astrofísica (y para simular fluidos en gráficos por ordenador), mediante una versión modificada del programa GADGET-2. El vídeo de arriba muestra cortes transversales de la estructura espiral observada por ALMA y el vídeo de abajo una animación de los resultados numéricos para la formación de la espiral de materia formada por el viento estelar de una estrella de 1,6 M (masas solares), rodeada de una pequeña compañera de solo 0,25 M, separadas ambas por 60 UA. La estructura espiral se formó en un pulso térmico hace unos 1800 años que duró unos 200 años, expulsando unos 0,003 M a una velocidad de unos 14,3 km/s. El artículo técnico es M. Maercker et al., “Unexpectedly large mass loss during the thermal pulse cycle of the red giant star R Sculptoris,” Nature 490: 232–234, 11 October 2012. La noticia en español nos la cuentan en “ALMA localiza una sorprendente estructura espiral. Nuevas observaciones revelan los secretos de una estrella moribunda,” ESO, 10 de octubre de 2012.

Las estrellas con masas superiores a ocho veces la del Sol se convierten en gigantes rojas y pierden una gran cantidad de su masa a través de su denso viento estelar. Durante la fase de gigante roja las estrellas también viven episodios periódicos de pulsos térmicos que llevan a la expulsión de material de la superficie de la estrella, lo cual genera la una gran envoltura de gas y polvo alrededor de la estrella. Las nuevas observaciones de R Sculptoris muestran que sufrió un pulso térmico hace unos 1.800 años y que duró entorno a 200 años, Una estrella compañera dio forma de estructura espiral a los vientos R Sculptoris. Esta compañera no se ha observado y sus características se han deducido a partir de las simulaciones numéricas.