Consecuencias astrofísicas de la materia oscura ligera

La mayoría de los físicos piensan que la materia oscura está formada por partículas que aún no han sido detectadas. En los últimos años varios experimentos apuntan a partículas ligeras, con una masa menor de 10 GeV/c² (p.ej. CDMS II apunta a 8,6 GeV/c²). Tal tipo de materia oscura tendría dos consecuencias astrofísicas que podrían ser detectadas por los astrónomos. Primero, estas partículas serían atrapadas por las estrellas y se acumularían en su interior; esto afectaría poco a estrellas como el Sol, pero afectaría mucho a estrellas de baja masa (menor de 0,2 masas solares) pues cambiaría la temperatura de su núcleo; el cambio se notaría en la evolución de su curva de luminosidad con el tiempo. Y segundo, también afectaría a la corriente de estrellas de Sagitario que cruza el plano de nuestra galaxia, cambiando el número de partículas de materia oscura que esperamos detectar en los experimentos de búsqueda directa. Por ahora, ambos efectos no han sido observados, aunque la incertidumbre experimental es alta; quizás en los próximos años se puedan observar estos fenómenos. Nos lo cuenta Andrew R. Zentner, «Stuff that happens in astrophysics if the dark matter is light,» slides, que resume sus resultados de sus tres artículos: Andrew R. Zentner, Andrew P. Hearin, «Asymmetric Dark Matter May Alter the Evolution of Low-mass Stars and Brown Dwarfs,» Phys. Rev. D 84: 101302, 2011 [arXiv:1110.5919]; Chris W. Purcell, Andrew R. Zentner, Mei-Yu Wang, «Dark Matter Direct Search Rates in Simulations of the Milky Way and Sagittarius Stream,» JCAP 08(2012)027 [arXiv:1203.6617]; y Chris W. Purcell, Andrew R. Zentner, «Bailing Out the Milky Way: Variation in the Properties of Massive Dwarfs Among Galaxy-Sized Systems,» accepted by JCAP, 2013 [arXiv:1208.4602].

Las nuevas observaciones en estrellas binarias no ponen en duda la materia oscura

La materia oscura galáctica influye en el movimiento mutuo de las estrellas binarias que están muy alejadas entre sí; si no tenemos en cuenta la materia oscura, resultará que estas estrellas binarias violarán la tercera ley de Kepler (para estrellas binarias separadas entre 0,005 y 10 pársecs la teoría de Newton es una aproximación exquisita a la teoría general de la relatividad de Einstein). El teorema virial nos indica que si la materia oscura está distribuida de forma homogénea e isótropa en nuestra galaxia (al menos en una región alrededor del Sol con un radio menor de 400 pársecs), las velocidades relativas entre las dos estrellas binarias tendrá un límite máximo independiente de su distancia mutua; si no existiera la materia oscura, el límite máximo para la velocidad relativa crecerá conforme las estrellas estén más próximas. Un reciente artículo de tres investigadores de la Universidad Nacional Autónoma de México muestra exactamente esto para las estrellas binarias bien separadas de los catálogos estelares SLoWPoKES (Sloan Low-mass Wide Pairs of Kinematically Equivalent Systems) e Hipparcos(Saya-Olling 2011). Para un astrofísico experto el artículo no presenta ningún tipo de sorpresa, el resultado es el que se espera si existe la materia oscura, sin embargo, los autores del artículo ofrecen una explicación alternativa, los datos también se pueden explicar sin utilizar la materia oscura, gracias al uso de una teoría de gravedad modificada. La noticia ha llegado a portada en Menéame, «Nuevas observaciones en estrellas binarias ponen en duda la materia oscura y confirman teoría de gravedad modificada,» y varios lectores de este blog me han pedido una entrada al respecto. El artículo técnico es X. Hernandez, M. A. Jimenez, C. Allen, «Wide binaries as a critical test of Classical Gravity,» Accepted for publication in EPJC, ArXiv:1105.1873.

La mayor parte de las teorías de gravedad modificada (MOND, TeVeS, teorías f(R), teorías conformes de la gravedad, etc.) tienen como consecuencia común que la gravedad de Newton (y la de Einstein) fallan para aceleraciones muy pequeñas, por debajo de un valor crítico a₀; el valor de consenso para esta aceleración crítica, obtenido a partir de medidas del movimiento de las estrellas más externas de nuestra galaxia, es de unos 1,2 × 10⁻¹⁰ m/s². Las estrellas que se mueven con aceleraciones menores que este valor muestran velocidades de equilibrio independientes de la distancia al centro galáctico; para los que no sean expertos en estas lides hay que recordar que si la materia oscura del halo galáctico permite obtener el mismo resultado (las curvas de rotación galáctica muestran que el valor de la velocidad estelar se aplana conforme nos alejamos del centro galáctico). Sin embargo, hay un hecho que mucha gente olvida cuando habla de las teorías de gravedad modificada. Las curvas de rotación galáctica también muestra que si nos alejamos aún más, la velocidad estelar empieza a decrecer, hecho difícil de explicar usando una teoría de gravedad modificada.

El trabajo de Hernández, Jiménez y Allen considera estrellas binarias en nuestro entorno cercano cuya aceleración mutua es menor que la aceleración crítica, es decir, si tuvieran una masa solar deberían estar separadas más de 7000 unidades astronómicas, unos 0,034 pársecs. Han considerado las estrellas binarias muy alejadas entre sí de los catálogos del satélite Hipparcos (filtrado por un análisis bayesiano realizado por Shaya y Olling) y el catálogo SLoWPoKES del SDSS. Han seleccionado, respectivamente, 280 y 417 sistemas binarios de ambos catálogos exigiendo que superen ciertos criterios «razonables» para que sean representativos de los sistemas binarios cuyo movimiento está influido por la materia oscura (ellos dicen que por la aceleración crítica de una gravedad modificada). Sus resultados son interesantes, aunque me gustaría ver la comparación de sus resultados con los obtenidos asumiendo que hay que materia oscura, lo que permitiría comprobar si la hipótesis de la aceleración crítica se ajusta mejor a los datos que la hipótesis de la materia oscura. Por lo poco que yo sé de estos asuntos (con mis parcos conocimientos de curvas de rotación galácticas), creo que ambas hipótesis tendrán una confianza estadística similar. Por tanto, no podemos afirmar que este artículo refuta la idea de la materia oscura galáctica, ni que ratifica las teorías de gravedad modificada tipo MOND. En mi modesta opinión, por ahora, todo queda en empate.

Una enana marrón con 27 ºC de temperatura superficial

El telescopio espacial Spitzer ha descubierto la enana marrón más débil observada hasta el momento, con una temperatura superficial de 300 K (27 ºC), una «estrella» tan fría que podrías caminar por ella sin quemarte, y una masa de 7 MJup (siete veces la masa de Júpiter). Se llama WD 0806-661 B y es la compañera de una enana blanca llamada WD 0806-661 A (como muestra la imagen que abre esta entrada). Con una masa y una temperatura tan bajas no se puede descartar la posibilidad de que WD 0806-661 B no sea una enana marrón sino un planeta jupiteriano (la línea que separa unas de otros no está aún clara); oficialmente los jupiterianos tienen una temperatura superficial del orden de 150 K y las enanas marrones de tipo T de unos 500 K, pero hace pocas semanas se descubrió una enana marrón con 300 K (Maikelnai, «Enana, me dejas frío,» Amazings.es, 24 mar. 2011 y muchas otras fuentes; enlace al artículo técnico en ArXiv). WD 0806-661 B está muy lejos de su estrella, las separan 130″, es decir, unas 2500 UA (unidades astronómicas) o unos 19’2 pc (pársec); como comparación basta recordar que Júpiter está a 5’2 UA del Sol. Si fuera un planeta jupiteriano tendría que haber sido expulsado del entorno de su estrella, ya que un planeta no se podría haber formado tan lejos. Los interesados en más detalles técnicos disfrutarán con K. L. Luhman, A. J. Burgasser, J. J. Bochanski, «Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf,» ArXiv, March 1, 2011. PS (3 abr. 2011): Artículo aceptado y publicado en The Astrophysical Journal Letters.

Spitzer descubrió la enana blanca WD 0806-661 A gracias su cámara IRAC (Infrared Array Camera) el 15 de diciembre de 2004, observación que se repitió el 24 de agosto de 2009 (los tiempos de exposición fueron 134 y 536 segundos, respectivamente). El análisis detallado de estas imágenes permitió identificar a su compañera WD 0806-661 B, que aparece en las imágenes de IRAC con longitud de onda de 4’5 μm, pero no en las de 3’6 y 5’8 μm, lo que permite identificarla como una enana marrón de clase espectral T. Se ha estimado la masa de WD 0806-661 A en 0’62 ± 0¡03 M⊙ (masas solares) y la de WD 0806-661 B en 7 veces la masa de Júpiter; gracias a estas estimaciones los modelos teóricos indican que su temperatura superficial (efectiva) es de unos 300 K.

Para confirmar que WD 0806-661 B es una enana marrón y no un planeta es necesario realizar un análisis espectral multibanda (se ha intentado utilizar para ello un telescopio terrestre pero ha sido imposible). Se espera que WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) y JWST (James Webb Space Telescope) puedan lograr obtenerlo en un futuro no muy lejano. Mientras tanto, WD 0806-661 B será el candidato más firme a la enana marrón más fría conocida hasta el momento.

Un codiciado objeto de deseo: las enanas blancas ultramasivas

Las enanas blancas ultramasivas, las que tienen una masa superior a 1.1 veces la masa del Sol (M⊙) son uno de los objetos astrofísicos más buscados ya que su cercanía al límite de Chandrasekhar sugiere que son candidatos a una próxima explosión como supernova de tipo Ia. Ver tal explosión en directo es el sueño de muchos astrofísicos ya que permitirá verificar experimentalmente las teorías sobre estabilidad estelar. El satélite Newton y su misión multiespejo de rayos X (XMM) observaron una de masa > 1.2 M⊙ en la binaria de rayos X llamada RX J0648.0–4418, descubrimiento que se publicó en S. Mereghetti et al., «An Ultramassive, Fast-Spinning White Dwarf in a Peculiar Binary System,» Science 325: 1222-1223, 4 September 2009. Esta estrella está acretando materia de su compañera, rica en helio, y es posible que explote como supernova Ia próximamente. Más aún, cuando se acaba de publicar que, gracias a un eclipse de rayos X se ha mejorado la estimación de su masa a 1.28+/-0.05 M⊙ como nos indican los propios autores del descubrimiento S.Mereghetti et al., «The discovery of a massive white dwarf in the peculiar binary system HD 49798/RX J0648.0-4418,» ArXiv, 19 Nov 2009.

No se trata de la enana blanca ultramasiva más masiva, ya que, hasta donde yo sé, el récord lo ostenta LHS 4033 para la que los métodos de paralaje estiman una masa entre 1.310-1.330 M⊙, mientras que los métodos de espectroscopía la dotan de una masa algo mayor entre 1.318-1.335 M⊙, como nos presentaron Conard C. Dahn et al., «Analysis of a Very Massive DA White Dwarf via the Trigonometric Parallax and Spectroscopic Methods,» The Astrophysical Journal 605: 400-404, 2004. Los interesados en este tipo de enanas blancas disfrutarán del artículo de S. Vennes, A. Kawka, «On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs,» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389: 1367-1374, 12 Aug 2008.

La búsqueda de este tipo de enanas blancas ultramasivas llevará, en mi opinión, a que podamos observar prácticamente en directo una explosión de supernova Ia en la próxima década. Será espectacular comprobar si los modelos teóricos no sólo predicen con exactitud las curvas de luminosidad tras la explosión sino también si predicen correctamente los momentos previos a que se alcance el límite de Chandrasekhar (cuyo valor exacto depende de ciertos detalles de la composición de la estrella que se trate).

Un disco protoplanetario compartido por dos estrellas en un sistema binario

Parece sorprendente, un disco protoplanetario compartido por dos estrellas en un sistema binario visualizado directamente en el infrarrojo cercano gracias al telescopio Subaru en Hawaii. Las observaciones han sido interpretadas gracias a simulaciones numéricas como mostrando brazos espirales en dicho disco. El equipo liderado por el japonés Satoshi Mayama observó este sistema binario el 3 de julio de 2006 con la óptica adaptativa del sistema coronagráfico (Coronagraphic Imager with Adaptive Optics, CIAO) del telescopio Subaru (de 8,2 metros). Este sistema utiliza un máscara para ocultar la luz de las estrellas y permite visualizar discos y planetas alrededor de estrellas. Quizás algún día se observará un sistema planetario compartido por dos dos estrellas. El artículo técnico es Satoshi Mayama et al., «Direct Imaging of Bridged Twin Protoplanetary Disks in a Young Multiple Star,» Science Express, Published Online November 19, 2009. Se han hecho eco de este artículo muchos foros, como James Dacey «Binary systems share stardust,» Physics World, Nov 19, 2009.

La mayoría de las estrellas nacen en compañía, formando parte de sistemas binarios (con 2, 3 o más estrellas en interacción gravitatoria). Así lo observamos en nuestra galaxia y lo corroboran las simulaciones numéricas del nacimiento de estrellas. Las simulaciones numéricas también muestran la formación de discos protoplanetarios. Sin embargo, hasta ahora, no se había observado directamente ninguno de estos discos en un sistema binario. La nueva observación de un disco protoplanetario en un sistema binario en la constelación de Ofiuco (Ophiuchus) revela que los estudios numéricos sobre la formación de sistemas binarios en los que aparecían discos protoplanetarios no estaban equivocados.

PS (14 ene 2010): Ya ha aparecido el artículo en la revista. La siguiente figura será de interés para todos. Compara las imágenes observadas con las obtenidas mediante simulaciones 2D. La imagen real muestra la posición de los puntos de Lagrange de este sistema múltiple. En las simulaciones SR24 se ha simulado como un sistema doble formado por SR24S y SR24N, en lugar de triple, como es en realidad (formado por SR24S, SR24Nb, y SR24Nc).

Por qué en algunas astrofotografías las estrellas tienen puntas y parecen estrelladas

La imagen astronómica del día del 4 de julio de 2009 nos muestra un bonito campo estelar con la Osa Mayor,  la estrella polar y Arturo (ampliada arriba a la izquierda). Si os fijáis con atención todas las estrellas tienen 6 puntas. ¿Por qué? Porque se ha utilizado un telescopio reflector o newtoniano con una montura interior para el espejo secundario de 3 radios. Estos radios sujetan el pequeño espejo diagonal que se encuentra en el interior del telescopio (arriba derecha). Dependiendo del número de radios, el patrón de difracción que muestran las estrellas es diferente. Estos patrones son más visibles cuanto más brillante es la estrella o planeta observado.

Las configuraciones típicas para los anclajes de soporte del espejo secundario las tenéis en la imagen de la izquierda. La que utiliza 4 radios (4 Vane Spider) es bastante común y presenta imágenes de las estrellas con 4 brazos radiales (el efecto de la difracción de los radios). La que presenta 3 radios (3 Vane Spider) genera un patrón de difracción con 6 brazos (no 3), menos intensos que en el caso anterior porque cada radio genera dos brazos en direcciones opuestas. Esta configuración es menos habitual y por eso me ha llamado la atención en la foto astronómica del día (de ahí que os presente esta entrada que a los aficionados a la astronomía les resultará innecesaria). Los telescopios reflectores más modernos suelen utilizar anclajes curvos para el espejo, con lo que se consigue un patrón de difracción más complejo, con 4 brazos difuminados, que se notan mucho menos que en las configuraciones anteriores. Integrando la intensidad óptica en el patrón de difracción se observa que es prácticamente igual que en el caso de 3 radios, pero distrae menos no observar los brazos en las estrellas.

Los telescopios refractores y otros como los Cassegrain, no presentan patrones «estrellados» para las estrellas, ya que el patrón de diffracción tiene simetría (aproximadamente) circular.

Los patrones de difracción con puntas tienen también su utilidad: sirven para enfocar bien el telescopio. Se venden unos patrones en forma de cruz doble que se colocan delante de la apertura del telescopio para reforzar el efecto de la difracción, por ejemplo, produciendo 4 puntas dobles en las estrellas. Cuando el objetivo del telescopio está mal enfocado se observan 8 puntas, pero cuando está bien enfocado, éstas se superponen entre sí, y solo se observan 4. En el apartado 4, aquí, tenéis un magnífico ejemplo.

CORRECCIÓN (5 julio 2009): El autor de la foto astronómica del día que comentamos en esta entrada no utiliza telescopio, solo su cámara con un objetivo de 50 mm. Las puntas de las estrellas son debidas a la difracción provocada por la forma hexagonal del diafragma en la apertura de dicho objetivo. Gracias a Fcasarra por el comentario.

El radio de la gigante roja Betelgeuse en Orión está decreciendo y nadie sabe el porqué

Betelgeuse (α Orionis) es la estrella más brillante de la costelación de Orión, una gigante roja. Fue la primera estrella de la que se midió su diámetro mediante técnicas de interferometría (en 1921). Charles H. Townes, Premio Nobel por inventar el láser, y su grupo han mostrado que el diámetro de Betelgeuse ha decrecido un 15% en los últimos 15 años. La sorpresa: sin cambiar de brillo aparente. Las cefeidas cambian de diámetro pero también de brillo periódicamente (p.ej. ℓ Carinae tiene un periodo de 35.5 días). ¿Por qué Betelgeuse no ha cambiado de brillo? Nadie lo sabe. Nos lo ha contado Stefan de Backreaction en «Shrinking Betelgeuse,» Sunday, June 14, 2009, comentando el artículo técnico Townes, C. H., Wishnow, E. H., Hale, D. D. S., Walp, B., «A Systematic Change with Time in the Size of Betelgeuse,» The Astrophysical Journal Letters 697: L127-L128, 2009.

¿Por qué el cielo es negro por la noche? (o sobre la resolución de la paradoja de Olbers)

La entrada «¿Por qué el cielo es negro por la noche?,» de Martín Cagliani, 10 Septiembre 2007 , afirma que «la respuesta está en la edad del Universo. El Universo tiene 15 mil millones de años de edad, tiempo insuficiente para que la luz viaje hasta nosotros desde estrellas u objetos a distancias mayores a 12 o 13 mil millones de años.»

Esta entrada me ha hecho recordar la así llamada Paradoja de Olbers, que leí hace muchos años en el libro «Cosmología,» de Hermann Bondi, Labor, 1977. En la pequeña biblioteca pública de mi ciudad, siendo yo un adolescente, era el único libro sobre cosmología. Bondi, junto con Gold (siguiendo ideas previas de Sir Fred Hoyle), habían propuesto la teoría del Estado Estacionario, buena opositora de la teoría del Big Bang (llamado así jocosamente por Hoyle), según la cual el universo era eterno, no tenía origen en el tiempo, y se encontraba en expansión «aparente» (la observada por Hubble) porque se creaba materia continuamente (en agujeros blancos). Bondi comparaba en su libro dicha teoría con el Big Bang y no encontraba diferencias importantes (el libro original que se tradujo al español, la segunda edición en inglés, es de 1960). El descubrimiento de la radiación de fondo cósmico de microondas en 1965, de difícil sino imposible explicación en la teoría del Estado Estacionario, fue la «navaja de Occam» que le cortó el cuello a la teoría del Estado Estacionario.

Bondi, que fue quien le puso el nombre de «Paradoja de Olbers» a la pregunta «¿por qué el cielo es negro por la noche?», la contesta «correctamente» en su libro, utilizando la teoría del Estado Estacionario (o la del Big Bang, si prefieres, su respuesta es compatible con ambas). No es necesario suponer que el universo tiene una edad finita. La respuesta correcta es mucho más sencilla y mucho más antigua. Recapitulemos un poco.

Antes de nada, el mayor especialista mundial en este tema (sobre todo en su historia, complicada donde las haya) es Edward R. Harrison (fallecido el 29 de enero de 2007 ), quien ha llegado a publicar hasta en la revista Science sobre el tema («The Dark Night-Sky Riddle: A «Paradox» That Resisted Solution,» Science, 226, 941-945, 1984 ), cuyas ideas están magistralmente resumidas en su artículo en American Journal of Physics, considerado uno de los 6 memorables de 1977 («The dark night sky paradox,» Am. J. Phys. 45, 119-124, 1977 ), siendo autor del famoso libro «Darkness at Night: A Riddle of the Universe,» Harvard University Press, october 30, 1987 . Un resumen bastante agradable de leer de la historia de la pregunta lo podéis encontrar también en Stanley L. Jaki, «Olbers’, Halley’s, or Whose Paradox?,» Am. J. Phys. 35, 200-210, 1967 , quien también escribió un libro al respecto «The Paradox of Olbers’ Paradox,» Stanley L. Jaki, Herder and Herder, New York, 1969 , cuyo énfasis es «la falta de memoria» de los científicos; según él, Bondi no se leyó el artículo de Olbers, que citaba a Halley, ni Olbers a Halley, que citaba a Kepler; según Jaki, muchos científicos «olvidan fácilmente» el pasado. La verdad es que hoy en día es my habitual, pero eso es otra historia. Por cierto, Jaki, teólogo y físico, ha dedicado su vida a tratar de buscar a Dios en la cosmología, explicaciones físicas para los milagros, o los fundamentos físicos del alma. Pero volvamos a Harrison y no perdamos el norte.

La primera aparición escrita de la paradoja, de la que se tenga constancia, es de Thomas Digges (1576), siendo más tarde descrita por Johannes Kepler (1610), Edmund Halley (1721), quien la expuso en público delante de Sir Isaac Newton (quien no preguntó ni dijo nada, las malas lenguas dicen que estaba durmiendo durante la conferencia). Estos autores la usaron como argumento para «demostrar» que el universo no podía ser infinito (el cielo nocturno no sería oscuro). Wilhelm Olbers (1823) ofreció un argumento alternativo, el universo está repleto de un gas que «absorbe» la luz de las estrellas lejanas, recuperando la idea «agradable» de un universo infinito y eterno. Desde entonces muchos otros se han cuestionado el problema y ofrecido diferentes respuestas. Según Harrison, Lord Kelvin (1901) fue el primero en dar con la respuesta correcta, que ya el mísmisimo Edgar Allan Poe (1845) anticipó en sus especulaciones cosmológicas.

La respuesta correcta: el universo no tiene energía suficiente para «encender» el cielo nocturno.

El espacio (las distancias) entre las estrellas (o las galaxias) es tan grande que no pueden rellenar estos espacios con una radiación brillante que ilumine el cielo nocturno. Que el universo sea finito en extensión (o no) o que tenga una vida finita (o no) no son relevantes para la respuesta correcta. Eso sí, es importante que la velocidad de la luz sea finita, en caso contrario no se podría explicar la paradoja en un universo infinito y eterno, y habría que recurrir a un universo donde las estrellas tienen edad finita o el propio universo tiene edad finita (como el nuestro).

Para los interesados en una «agradable» disgresión con poca matemática les recomiendo el artículo de E.R. Harrison, «The dark night sky paradox,» Am. J. Phys. 45, 119-124, 1977 , cuya matemática es suficientemente clara, de todas formas, si queréis usar estas ideas en clase para vuestros alumnos (si sois profesores de bachillerato o universidad) os recomiendo el artículo H. Knutsen, «Darkness at night,» European Journal of Physics, 18, 295-302, 1997 , que rellena los «detalles» del artículo anterior de Harrison.

«Los árboles no dejan ver el bosque,» los troncos de los árboles bloquean la visión de otros árboles que se encuentran detrás. Si A es el área (media) de bosque que contiene un sólo árbol y w es el diámetro (anchura) media del tronco de un arból, entonces el árbol más lejano que podemos ver se encuentra a una distancia media de A/w, siendo el número de árboles visibles (que cubren todo el campo visual) igual a pi*A/w². Por ejemplo, si la distancia media entre árboles es de 10 m. entonces A=100 m² y si w=0.5 m, el árbol más lejano estará a unos 200 m. y el número de árboles visibles será de 1256.

Las estrellas, como los troncos de los árboles, tienen un tamaño medio y bloquen la vista de las estrellas más lejanas. Sea V el volúmen (medio) que contiene una sola estrella y sea a el área (promedio) de la sección transversal de una estrella, entonces la estrella visible más lejana se encuentra a una distancia V/a, y el número de estrellas visibles (que cubren todo el cielo visible) es de 4*pi*V²/(3*a³). Incluso en un universo infinito que contenga un número infinito de estrellas, sólo podremos ver un número finito de ellas desde un punto dado.

Suponiendo que todas las estrellas son similares al Sol (temperatura superficial media de 5000 ºK) y que la densidad cósmica de materia es un átomo de hidrógeno por métro cúbico (según las ideas cosmológicas actuales), la estrella más lejana visible se encontraría a 10²³ años luz y el número de estrellas visibles que cubriría todo el cielo sería de 10⁶⁰. Sin embargo, la vida de una estrella es mucho menor a 10²³ años, de hecho, del orden de 10¹⁰ años, con lo que la energía de radiación (luminosa) de todas las estrellas visibles es del orden de 10^-13 veces la necesaria para iluminar el cielo, por eso es ocuro (prácticamente negro). Un cálculo más detallado nos da 2.34*10^-13 («Darkness at night«).

El cielo nocturno no es oscuro porque el universo sea aún «joven», incluso en un universo mucho «más viejo» aún lo sería. De hecho, en un universo con una densidad de materia mayor que el nuestro (incluso con una vida finita, Big Bang), si ésta es suficientemente grande, podríamos tener un cielo nocturno iluminado.

Simulación de la formación de estrellas por colapso y fragmentación de nubes moleculares

Simulación que muestra la formación de un sistema (cluster) de estrellas, algunas de ellas binarias (con hasta 3 estrellas), a partir del colapso y fragmentación de una nube molecular. Simulación presentada en el artículo de Matthew R. Bate, Ian A. Bonnell, and Volker Bromm, «The Formation of Stars and Brown Dwarfs and the Truncation of Protoplanetary Discs in a Star Cluster.» Siguiendo este enlace podrás encontrar dichas simulaciones con mayor calidad en formato AVI (ficheros de decenas de megas, claro).

Los cálculos parten de una nube molecular de forma esférica con una masa 50 veces la del Sol y con un diámetro de 1.2 años luz (9.5 billones de kilómetros), con una temperatura de 10 grados Kelvin (-263 grados Celsius). La nube molecular colapsa bajo su propio peso debido a la gravedad generando rápidamente la formación de estrellas. Alrededor de estas estrellas se observan discos de gas protoplanetarios.

Los cálculos requirieron unas 100.000 horas de CPU en un supercomputador con 64 procesadores, con un coste aproximado de 10 mil billones de operaciones aritméticas  (FLOPS). La página web de Matthew Bates, University of Exeter, presenta más detalles de las simulaciones (en inglés).

La película o animación de arriba dura 163 segundos y muestra la secuencia de formación de estrellas dos veces, desde ángulos distintos, 

La animación de abajo muestra las subsiguientes etapas de la evolución del cluster de estrellas, mostrando detalles sobre los sistemas estelares binarios formados y sus discos protoplanetarios.

Simulación de la formación de estrellas alrededor de agujeros negros supermasivos

El reciente artículo de I. A. Bonnell and W. K. M. Rice, «Star Formation Around Supermassive Black Holes,» Science, Vol. 321. no. 5892, pp. 1060-1062, 22 August 2008 , estudia la formación de estrellas alrededor de agujeros negros supermasivos, como los que se cree que habitan en el «centro» de todas las galaxias, mediante su simulación utilizando la técnica numérica SPH (smoothed particle hydrodynamics). Esta técnica es la misma que utilizan los españoles de Next Limit, ganadora de un Óscar técnico en 2007, en su software Real Flow. 

La presencia de estrellas jóvenes a unas decenas de parsec de los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias ha sido considerado un problema para las teorías de formación estelar actuales. Dichas estrellas se mueven en órbitas muy excéntricas y sufren altísimas fuerzas de marea gravitatorias que podrían destruirlas. Las simulaciones numéricas indican que una nube de gas alrededor del agujero negro es destruida por estas fuerzas de marea pero que éstas son incapaces de destruir las estructuras a pequeña escala, como las estrellas en formación, que pueden sobrevivir. Además, las fuerzas de compresión térmica del gas en su caída al agujero negro conduce a la formación de una población de estrellas cuya masa crece conforme pasa el tiempo. Si la nube de gas molecular es suficientemente masiva, las estrellas formadas pueden ser extremadamente masivas. Las simulaciones, por tanto, permiten explicar la formación de estrellas masivas a distancias tan cortas como 0.1 parsecs del centro galáctico. ¿Cuál es el origen de la nube de gas que cae en el agujero negro con un parámetro de impacto pequeño? Futuros estudios lo aclararán. 

La técnica SPH fue desarrollada a finales de los 1970s para la simulación de la formación de estrellas (como la que vemos a la derecha obtenida del UK Astrophysical Fluids Facility). El método divide el fluido en un conjunto discreto de partículas o «elementos de fluido» que simula un medio continuo gracias a que cada partícula tiene una «nube» de potencial asociada (una función kernel) que «suaviza» lo discreto del sistema de partículas. Utiliza funciones potenciales adecuadas se pueden simular todos los procesos físicos básicos involucrados en la física de fluidos (ecuaciones de Navier-Stokes) así como las de la magnetohidrodinámica (acoplamiento con las ecuaciones de Maxwell). Las simulaciones con SPH son siempre espectaculares. La figura es del trabajo de Matthew R. Bate, Ian A. Bonnell, and Volker Bromm, «The Formation of Stars and Brown Dwarfs and the Truncation of Protoplanetary Discs in a Star Cluster,» en el que simulan utilizando unas 100.000 horas de CPU de 64 procesadores el colapso y la fragmentación de una nube molecuar con una masa 50 veces la del Sol. La nube molecular colapsa espontáneamente formando muy pronto un rosario de estrellas alrededor de las cuales orbitan discos de gas que más tarde conducirán a la formación de sistemas planetarios (como nuestro Sistema Solar).

El siguiente video muestra la formación de un conjunto de estrellas a partir de una nube esférica de gas molecular. La belleza se conjuga con la física.