Author Archives: Miguel Martín San Vicente

Aficionado a la Astronomía desde que tiene memoria, ha seguido con interés los avances de esta ciencia durante las últimas cuatro décadas.
Especialmente interesado en la Historia de la Astronomía, la exploración del Sistema Solar y la astrofísica estelar y galáctica.
Miembro de la Asociación Valenciana de Astronomía y de l'Associació Astronòmica de Torroja, colabora activamente también con el Grup d'Astronomia del Centre de Lectura de Reus.

La superficie de Titán contiene abundantes compuestos orgánicos

Los datos recogidos por el radar de la sonda Cassini apuntan a que el contenido en hidrocarburos líquidos de la superficie de Titán, el mayor satélite de Saturno, supera en varios centenares de veces a todas las reservas de petróleo y gas natural existentes en la Tierra. De hecho, estas sustancias «llueven» desde la atmósfera y se acumulan en la superficie formando lagos de hidrocarburos (fundamentalmente metano y etano) y dunas de «tolinas», sustancias orgánicas de estructura molecular compleja que se cree que jugaron un papel fundamental como sustancias prebióticas en la Tierra primitiva.

Los investigadores han llegado a esta conclusión cuando Cassini sólo ha cartografiado apenas un 20% de la superficie de Titán, basándose en los datos recogidos de la región próxima al polo norte de esta luna anaranjada, en la que abundan los lagos de hidrocarburos. En algunos casos, se sabe que la profundidad de estos lagos supera los 10 m porque aparecen completamente negros en las imágenes de radar.

El metano es un importante gas de efecto invernadero, pero a la gélida temperatura de Titán (-179 ºC), se produce un ciclo de evaporación y precipitación similar al ciclo del agua en la Tierra. De todas maneras, cuando pasa a la atmósfera, su molécula se rompe y escapa al espacio, por lo que, si no hubiera una constante renovación desde el interior del satélite por fenómenos de criovulcanismo, ya habría desaparecido todo hace mucho tiempo y Titán sería aún más frío.

El próximo 22 de febrero Cassini volverá a sobrevolar Titán, y sus cámaras apuntarán con especial dedicación a la región donde se posó la sonda Huygens en el año 2005.

Lagos de hidrocarburos en la región polar norte de Titán / NASA-JPL

Descubierto un asteroide triple próximo a la Tierra

Gracias al gigantesco radiotelescopio de Arecibo (Puerto Rico), mediante el cual se pueden obtener imágenes de radar de gran resolución de objetos cercanos a la Tierra, investigadores de la Universidad de Cornell (EE.UU.) han descubierto que el asteroide 2001 SN263 es, en realidad, un sistema gravitacionalmente unido formado por 3 objetos que orbitan alrededor de un centro de masas común, siendo el mayor de ellos de un tamaño de unos 2 km, mientras que otro mide más o menos la mitad, y el más pequeño apenas 300 m, más o menos el mismo tamaño que el radiotelescopio empleado en el descubrimiento.

El pasado día 11 de febrero, cuando se obtuvieron las imágenes, el asteroide triple se encontraba a algo más de 11 millones de km de la Tierra. Al tratarse de un objeto cercano a la Tierra o NEO (de «Near-Earth Object»), tiene un interés especial, aunque no sigue una trayectoria de colisión con nuestro planeta. Su seguimiento y estudio permitirá conocer mejor las características principales de este tipo de objetos, como su forma, densidad, composición y características de su superficie (regolito)  y puede arrojar luz acerca de su origen y, en especial, sobre si son estables a largo plazo o se han formado en un pasado más o menos reciente.

El triple asteroide fue descubierto visualmente en el año 2001 durante el proyecto Lincoln de búsqueda de asteroides cercanos a la Tierra (LINEAR), pero hasta ahora se desconocía su naturaleza triple.

El asteroide triple 2001 SN263, en una imager de radar obtenida con el radiotelescopio de Arecibo el día 13 de febrero de 2008 / Michael C. Nolan - Arecibo Observatory

NGC 1132: Un fósil cósmico

NGC 1132 es una galaxia gigante elíptica de 120 mil años-luz de diámetro que, a diferencia de otras galaxias similares, aparece aislada, con apenas unas cuantas galaxias elípticas enanas a su alrededor, a 320 millones de años-luz de nosotros, en la constelación de Erídano.

Ahora se piensa que es un ejemplo de «fósil cósmico», formado por la fusión de numerosas galaxias en un pasado no muy lejano. NGC 1132 se encuentra inmersa en un enorme halo de materia oscura, comparable a los que rodean grupos constituidos por decenas o centenares de galaxias. Además, desde un área 10 veces superior a su diámetro visible a su alrededor se detecta un resplandor de rayos X comparable a los que se detectan procedentes de grupos enteros de galaxias.

Puede ser que éste sea el resultado de una frenética actividad de canibalismo galáctico por parte de una galaxia que ha devorado a todas sus vecinas, o menos probablemente que, de alguna manera, cuando esta galaxia se formó, las condiciones no eran las apropiadas para formar galaxias de tamaño mediano.

En la imagen del telescopio Hubble, se pueden ver numerosos cúmulos globulares (algunos de los cuales aparecen destacados en los cuadrados azules) que pueden dar información acerca de este probable espisodio de canibalismo galáctico, así como galaxias enanas satélites (círculos rojos) y numerosas galaxias de fondo, mucho más lejanas.

La galaxia gigante elíptica NGC 1132 fotografiada por el telescopio espacial Hubble. Se muestran algunas galaxias satélites y cúmulos globulares / Copyright: NASA, ESA and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Acknowledgment: M. West (ESO, Chile)

Observada la inversión del campo magnético en una estrella de tipo solar

Es bien sabido que el Sol, como los imanes, tiene un campo magnético bipolar, pero con la particularidad de que los polos norte y sur de este campo alternan regularmente su posición siguiendo un ciclo de 11 años. Este ciclo está relacionado con el ciclo de manchas solares, de forma que, de un ciclo a otro, la polaridad magnética de las manchas a cada lado del ecuador cambia. De hecho, a principios de este año ha comenzado el ciclo solar 24 con la aparición de una mancha solar con la polaridad invertida con respecto a las del ciclo anterior.

Por primera vez, un equipo internacional de astrónomos, dirigidos por los franceses Jean-François Donati y Claire Moutou, y tras sólo 2 años de observaciones, han observado la inversión del campo magnético de una estrella distinta del Sol. La estrella en cuestión, Tau Bootis A, es un 20% más masiva que el Sol y ligeramente más caliente, y se encuentra a 51 años-luz de distancia. Tiene la particularidad de tener en órbita, a una distancia de apenas 1/20 ua un planeta gigante de masa 6’5 veces superior a la de Jupiter. Los investigadores creen que las inversiones magnéticas en Tau Bootis son más frecuentes que en el Sol, y consideran la posibilidad de que la presencia de este gigante gaseoso próximo a la estrella tenga algo que ver con ello, debido a los efectos de marea que debe producir sobre la estrella.

Para las observaciones, el equipo de astrónomos han utilizado los telescopios Canada-France-Hawaii, en Mauna Kea (Hawaii), y Lyot, en el Observatorio de Pic du Midi (Francia).

Tau Bootis y su planeta / Ilustración de Karen Teramura, University of Hawaii, Institute for Astronomy

Una galaxia en plena «edad oscura»

Gracias al fenómeno conocido como «lente gravitacional», mediante el cual una gran acumulación de materia (como un cúmulo de galaxias), desvía la luz que proviene de objetos más distantes, concentrándola (como haría una lente), astrónomos de la Universidad Johns Hopkins y de la Universidad de California, Santa Cruz, han descubierto una galaxia que se halla nada menos que a 12800 millones de años-luz de distancia, es decir, apenas 700 millones de años después del Big Bang. Esto la sitúa en plena «edad oscura», una época que empezó unos 400000 años tras el Big Bang y en la que el Universo estaba lleno de nubes de materia primordial fría (básicamente hidrógeno y helio), que formaban una especie de densa niebla a partir de las cuales empezaron a formarse las galaxias. Durante la «edad oscura» se produjeron los primeros episodios masivos de formación estelar que fueron calentando y disipando las frías nubes de hidrógeno, finalizando así esta etapa poco conocida de la evolución del Universo cuando éste alcanzó la edad de unos 1000 millones de años.

Para hallar esta galaxia, denominada A1689-zD1, los autores del trabajo han empleado imágenes y datos obtenidos con los telescopios espaciales Hubble y Spitzer. Debido al gran desplazamiento al rojo de su luz (z entre 7 y 8), el objeto no aparece en imágenes en luz visible del cúmulo de galaxias Abell 1689 (que se encuentra a «sólo» 2200 millones de años-luz) obtenidas con la cámara ACS del telescopio Hubble, pero sí en imágenes infrarrojas obtenidos con la cámara NICMOS, y especialmente en las obtenidas con el telescopio Spitzer. El efecto de lente gravitacional hace que el brillo de esta galaxia aumente unas 10 veces, pudiendo así ser detectada por los telescopios.

El detalle que permiten ver las imágenes sugiere que A1689-zD1 está sufriendo un intenso episodio de formación estelar en una región de unos 2000 años-luz en la que se agrupan centenares de millones de estrellas masivas. Se estima que la galaxia en conjunto tiene una masa de apenas unos miles de millones de masas solares, mucho menor que la de nuestra Galaxia, lo cual es típico de un objeto tan distante.

El cúmulo de galaxias Abell 1689 actúa de lente gravitacional para la galaxia A1689-zD1, mucho más distante /NASA, ESA and L Bradley (JHU), R Bouwens (UCSC), H Ford (JHU) y G Illingworth (UCSC)

Refinando la escala cósmica de distancias

Aprovechando el fenómeno conocido como eco-luz, y utilizando el Telescopio de Nueva Tecnología (NTT) que el Observatorio Austral Europeo (ESO) tiene en La Silla (Chile), un equipo de astrónomos dirigidos por Pierre Kervella, del Observatorio de Paris-Meudon, han logrado establecer la distancia a una estrella Cefeida con una precisión del 1%.

Las estrellas Cefeidas son un tipo de variables pulsantes muy luminosas (y, por tanto, observables a grandes distancias), cuyo período de variabilidad está en relación con su luminosidad intrínseca. Por ello, constituyen un escalón fundamental en lo que se conoce como «escala cósmica de distancias», en la que cada peldaño representa un método de medición de distancias cuya precisión depende, a su vez, de la precisión de los peldaños inferiores.

La luminosidad de esta estrella en cuestión, que se llama RS Puppis, varía casi en un factor de 5 cada 41’4 días. Esta estrella es 10 veces más masiva y 200 veces más grande que el Sol y, de promedio, brilla con una luminosidad 15000 veces mayor. Es la única cefeida que se sabe que está envuelta en una nebulosidad cuyo polvo refleja la luz de la estrella siguiendo su mismo ritmo de variación.

La estrella cefeida RS Puppis y la nebulosidad que la rodea / ESO

El método empleado por los autores del trabajo se basa en que la luz que llega reflejada desde puntos cada vez más alejados de la nebulosa que envuelve a la estrella, llega con un cierto retraso con respecto a la luz que proviene directamente desde la estrella. La medición de este retraso permite obtener la distancia a la estrella por métodos puramente geométricos y,  por tanto, independientes de los fenómenos físicos que producen las variaciones de la estrella. Así, siguiendo la variación de luz de distintos detalles de la nebulosa, los astrónomos han podido determinar que RS Puppis se encuentra en una zona muy poblada de la Galaxia, en el plano galáctico, a 6500 años-luz de nosotros, con un error de +/- 90 años-luz, lo cual supone aproximadamente una cuarta parte de la distancia que hay entre el Sol y el centro de la Galaxia.

Explicación gráfica de un eco-luz / ESO

Guardería de estrellas recién nacidas

La NASA acaba de publicar imágenes de la zona próxima a la estrella Rho Ophiuchi, una de las regiones de formación estelar más cercanas a nuestro sistema solar, a sólo 407 años-luz de distancia.

Las imágenes, obtenidas por el telescopio espacial Spitzer en la banda infrarroja, se centran en la nube principal de Rho Ophiuchi, conocida como Lynds 1688, y muestran numerosos objetos estelares jóvenes, rodeados de discos de polvo rojizos que podrían dar lugar a sistema  planetarios. Los objetos estelares más evolucionados, que se han desprendido ya de sus envolturas de gas y polvo, aparecen de color azulado. La amplia región blanquecina de la parte derecha luce debido al calentamiento que producen las estrellas jóvenes del extremo derecho de la nube. Una emisión más débil llena el resto de la imagen. La mayor parte de las estrella que se están formando se concentran en un filamento de gas denso y frío que se destaca como una nube oscura que ocupa la parte inferior central y la parte izquierda de la imagen, frente a un fondo más brillante de polvo caliente.

NASA/JPL-Caltech/L. Allen (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)

Estrellas de neutrones pesaditas

Vivimos tiempos agitados en el campo de la astronomía y la astrofísica. Bueno, en realidad siempre lo han sido (afortunadamente). Basta con que algunos datos parezcan estar firmemente establecidos para que, inmediatamente, aparezca un astrónomo y comunique que sus investigaciones ponen en duda la solidez de todo el sistema hasta entonces aceptado.

Las estrellas de neutrones son el objeto compacto que queda como resultado de la explosión en forma de supernova de una estrella de masa intermedia (con una masa inicial de entre 8 y 20-30 masas solares). Debido a la enorme compresión existente en el núcleo de hierro de estas estrellas, que ni siquiera la presión de degeneración electrónica (la que ejercen los electrones cuando los constituyentes de los átomos están compactados al máximo permitido por la mecánica cuántica) es capaz de soportar, cuando la masa del núcleo supera el límite de 1’44 masas solares (conocido como límite de Chandrasekhar, por el astrofísico y premio Nobel de origen indio que lo descubrió), protones y electrones se funden para formar neutrones. Como consecuencia, el núcleo colapsa súbitamente, y la brusca liberación de energía hace añicos el resto de la estrella en una titánica explosión de supernova. Lo único que queda es el núcleo compacto en forma de estrella de neutrones, que se mantiene por la presión de degeneración de neutrones, y una envoltura gaseosa en rápida expansión. Pero si la masa de la estrella de neutrones supera el llamado límite de Oppenheimer-Volkoff (que se estima que está entre 1’6 y 2 masas solares), ni siquiera la degeneración neutrónica impedirá el colapso del objeto en un agujero negro.

En teoría, pues, una estrella de neutrones no debería tener una masa superior al límite de Oppenheimer-Volkov). Sin embargo, Paulo Freire, del Observatorio de Arecibo, y sus colaboradores, acaban de hacer públicos dos estudios en los que afirman haber descubierto, en sendos cúmulos globulares, dos estrellas de neutrones con masas que podrían rebasar dicho límite. A una, llamada M5B por estar situada en el cúmulo globular M5, le atribuyen una masa de 1’9 masas solares. A la otra, situada en NGC 6440, le atribuyen 2’7 masas solares. El hallazgo ha sido posible gracias a que los dos objetos descubiertos son, al mismo tiempo, púlsares de milisegundo, estrellas de neutrones altamente magnetizadas que giran centenares de veces cada segundo sobre su propio eje, emitiendo intensos chorros de radiación que, si apuntan en la dirección adecuada, alcanzan la Tierra una vez por cada ciclo. Ambos objetos forman parte de sistemas binarios. En el caso de M5B, el objeto acompañante parece ser o bien una estrella de la secuencia principal de poca masa, o bien una enana blanca. Los datos disponibles sobre el púlsar de NGC 6440 aún no son tan concluyentes.

La confirmación de estas masas excluiría las ecuaciones de estado “blandas” para la densa materia neutrónica, ya que la materia del centro de estos objetos sería, por el contrario, altamente incompresible, mucho más “dura” de lo que se pensaba. También habría que explicar de dónde proviene el exceso de materia. Podría ser que parte de la materia expulsada en la explosión de supernova volviese a caer sobre la estrella de neutrones, o bien que existiese algún mecanismo aún desconocido que permitiese la formación de estrellas de neutrones con masa superior al límite de Oppenheimer-Volkov. De ser así, estos objetos serían más comunes de lo que se piensa y, al mismo tiempo, sería necesaria más masa para superar la degeneración neutrónica y dar origen a los agujeros negros.

Agujeros negros de masa estelar: nuevo récord

Hace menos de tres semanas informábamos del descubrimiento del mayor agujero negro de masa estelar descubierto hasta la fecha, de 15’7 masas solares, en la galaxia del Triángulo (M33). Ahora, gracias a los datos obtenidos por los satélites Chandra y Swift, ástrónomos del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics anuncian el descubrimiento de otro agujero negro de entre 24 y 33 masas solares en la galaxia enana IC 10, situada a sólo 1’8 millones de años-luz en la constelación de Casiopea.

El descubrimiento ha sido posible gracias al hecho de que el agujero negro, que se manifiesta como una fuente de rayos X conocida como IC 10 X-1, presenta notables cambios de brillo provocados por una estrella muy evolucionada próxima que lo eclipsa periódicamente y que, además, despide un importante viento estelar que, después de ser atraído y orbitar en espiral alrededor del agujero negro, a la vez que se calienta hasta el punto de emitir rayos X, acaba siendo engullido por éste.

La particular disposición de la órbita de la estrella compañera ha permitido estimar la masa del agujero negro y, aunque aún hay cierta imprecisión en los resultados obtenidos, es de esperar que la masa real, que ha de ser revelada en futuras observaciones ópticas, sea aún mayor.

Estos resultados han sorprendido a los astrónomos, ya que debido a las importantes pérdidas de masa que sufren las estrellas masivas a lo largo de su evolución, no era de esperar la existencia de agujeros negros estelares de más de unas 15 masas solares. La explicación podría estar en el hecho de que el agujero va creciendo a costa de la masa que roba a su compañera, pero el ritmo de transferencia observado no permitiría tanta diferencia.

Las estrellas ricas en elementos pesados pierden mucha masa porque su materia es más afectada por la presión de la radiación que emiten, y acaban siendo barridas por el viento estelar. Parece ser que la estrella progenitora del agujero negro era muy masiva, de más de 60 masas solares, pero probablemente muy pobre en elementos pesados, por lo cual perdió muy poca masa antes de explotar como supernova y convertirse en agujero negro.

Betelgeuse, una estrella con envoltura

Betelgeuse, la estrella del hombro izquierdo de Orión, y que los aficionados a la Astronomía tantas veces hemos observado, es una supergigante roja que, si estuviera en el lugar que ocupa el Sol, llenaría el espacio que hay hasta más allá de la órbita de Marte. Se encuentra situada a más de 400 años luz y, sin embargo, brilla es una de las estrellas que aparece más brillante vista des de la Tierra. Esto es porque su luminosidad es unas 60000 veces mayor que la del Sol.

Pero, como se trata de una estrella que se encuentra en un estadío avanzado de su evolución, su brillo varía de forma irregular entre las magnitudes 0’2 y 1’5 con períodos que oscilan entre los 6 meses y los 6 años. Hasta ahora, no se conocen con exactitud los procesos que causan esta variabilidad, pero sí se sabe que la estrella expulsa un poderoso viento estelar y que está rodeada de una importante envoltura rica en polvo expulsado por ella misma.

Mediciones realizadas con el VLTI (interferómetro del Very Large Telescope, en Cerro Paranal, Chile) por parte de un equipo internacional de astrónomos, entre los que se encuentra Guy Perrin, del Observatorio de París, revelan que, entre la zona próxima a la estrella, en la que el intenso calor destruiría el polvo, y la zona mucho más lejana en la que éste puede detectarse, hay un hueco en el que se detecta la presencia de un tipo especial de corindón (un mineral compuesto de óxido de aluminio) que causa que el polvo expulsado por el viento estelar empiece a condensarse, de manera similar a como las partículas de polvo inician la condensación de las gotas de agua en las nubes de lluvia.

Perrin y sus colaboradores emplearon el VLTI para estudiar, por una parte, la enorme fotosfera (superficie visible) de Betelgeuse y, por otra, una envoltura de gas molecular o MOLesfera, más fría, y que se extiende entre 0’3 i 0’4 radios estelares por encima de la superficie de la estrella, y determinaron su tamaño y su temperatura a longitudes de onda infrarrojas, confirmando su existencia. Este descubrimiento supone un importante avance en la comprensión de los fenómenos que se producen al final de la vida de las estrellas.