Las mediciones más exactas de la misteriosa expansión del universo

Unos astrónomos han hecho la mejor medición lograda hasta la fecha de cómo el universo se ha estado expandiendo durante los aproximadamente 13.000 millones de años transcurridos desde su formación. Entre otras cosas, se ha averiguado que hace 10.800 millones de años, el universo se estaba expandiendo a un ritmo de un 1 por ciento cada 44 millones de años.

El equipo del proyecto de cartografía cósmica SDSS (Sloan Digital Sky Survey) combinó dos métodos diferentes de usar como balizas a quásares y a gas hidrógeno intergaláctico, para medir la velocidad de expansión del universo. Estos científicos estudiaron 140.000 cuásares distantes, identificados como regiones extremadamente luminosas en el centro de galaxias masivas, cuando el universo tenía solamente un 25 por ciento de su edad actual.

La posición de las nubes de gas se cartografía en tres dimensiones. El modo en que la luz de los quásares atraviesa las nubes puede aportar información reveladora. A diferentes distancias, el gas bloquea más la luz de ciertos colores que la de otros. Disponiendo de estas mediciones y más datos, el equipo de Matthew Pieri, del Instituto de Cosmología y Gravitación de la Universidad de Portsmouth, Reino Unido, midió luego cuánto se ha expandido el universo desde que la luz pasó a través de cada masa de hidrógeno. Esta tecnología pionera se vale de la distribución del hidrógeno por el universo en la mayor escala posible.

En los últimos 5.000 ó 6.000 millones de años, el universo se ha ido expandiendo con una rapidez mayor, debido a una misteriosa fuerza de repulsión llamada energía oscura. La comunidad científica se esfuerza en investigar cómo y por qué se está expandiendo el universo, en un intento de comprender la naturaleza de la energía oscura.


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Se detecta, por primera vez, la firma del nacimiento de un agujero negro en una explosión estelar

Hace unos once mil millones de años, una estrella con más de cien veces la masa del Sol agotó su combustible y se derrumbó sobre sí misma, proceso que produjo una explosión de rayos gamma -o un GRB, su acrónimo en inglés-, uno de los eventos más energéticos del universo. Su estudio, publicado en la revista Nature, ha permitido detectar por primera vez la firma inequívoca de la formación de un agujero negro.

Esa firma consiste en una vibración específica de la luz conocida como polarización circular. "La luz que recibimos del universo es el resultado de la superposición desordenada de muchas ondas electromagnéticas que vibran aleatoriamente, es decir, luz no polarizada -ilustra Javier Gorosabel, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC/UPV-EHU), en España, que participa en el hallazgo-. Bajo algunas circunstancias, la luz de algunos astros vibra preferentemente en un plano, dando lugar a luz polarizada linealmente. Pero en este GRB hemos hallado luz que viaja como si fuera un sacacorchos, es decir, polarizada circularmente".

Y este tipo de polarización remite a los instantes posteriores al nacimiento de un agujero negro. Las estrellas que producen GRBs, además de muy masivas, giran muy rápidamente sobre sí mismas, lo que genera peculiaridades: su implosión no se produce de forma radial, como un globo al deshincharse, sino que sigue una forma espiral similar a la que dibuja el agua en un sumidero. Además, su luz se emite a través de dos chorros alineados con el eje de rotación que presentaba la estrella moribunda.

(a): Imagen de GRB121024A -señalado con líneas discontinuas-. El destello corresponde a la explosión de una estrella aproximadamente hace once mil millones de años, cuando la edad del universo era solamente un tercio del actual. Recuadro general (b): Reproducción artística de GRB121024A, donde se observan los chorros emergiendo de la estrella moribunda, en el centro de la que se formaría un agujero negro. La onda azul que se propaga por el chorro representa la polarización circular detectada.

Pero, más importante aún, estas estrellas presentan un campo magnético muy intenso. Y, durante el derrumbe, el campo magnético también se arremolina en torno al eje de rotación de la estrella, reforzándose. "Podríamos decir que durante el desplome de la estrella se produce un potente géiser magnético que surge del motor central, o el entorno del agujero negro, y cuyos efectos se sienten a distancias de billones de kilómetros", apunta Javier Gorosabel.

Todo este complejo escenario predice una ineludible firma: producto de este géiser magnético, la luz óptica emitida a través de los chorros debe estar polarizada circularmente. Y esto es, precisamente, lo que han hallado los autores en GRB121014A gracias a la precisión del Very Large Telescope (ESO) en Chile. "Posiblemente lo que hemos detectado son los efectos que el nacimiento de un agujero negro provoca en su entorno", resume Gorosabel.

as explosiones de rayos gamma son destellos breves e intensos de radiación gamma que se producen al azar en cualquier lugar del cielo y que se relacionan con procesos ligados a sucesos catastróficos en las estrellas. Se clasifican, según su duración, en GRBs cortos (pocos milisegundos) y largos (hasta media hora), generados por la fusión de dos objetos compactos y el colapso de una estrella muy masiva respectivamente. 

La atmósfera de la Tierra es opaca a los rayos gamma, de modo que los GRB solo se pueden captar gracias a detectores embarcados en aparatos espaciales, como el satélite Swift de la NASA, responsable de la detección de GRB121014A.  

Descubiertos en 1967, los GRBs constituyeron un enigma hasta que 1997 se confirmó que procedían de galaxias muy distantes, lo que implicaba que eran los objetos más energéticos del universo. Apenas dos décadas después, los GRBs largos -los más conocidos- se están revelando como una potente herramienta para conocer las circunstancias en las que se forman los agujeros negros y sus efectos sobre el entorno.


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Espectros estelares generados mediante reacciones nucleares con aceleradores de partículas

Investigadores del Centro Nacional de Aceleradores (Universidad de Sevilla-Junta de Andalucía-CSIC), en España, en colaboración con otras instituciones internacionales, han llevado a cabo medidas en el CNA que simulan los procesos que tienen lugar en las estrellas durante la nucleosíntesis de elementos.

La nucleosíntesis es el proceso de creación de nuevos núcleos atómicos a partir de los nucleones preexistentes, protones y neutrones, para llegar a generar el resto de los elementos de la tabla periódica y sus isótopos. Los nucleones primigenios preexistentes se formaron a partir del plasma de quarks-gluones del Big Bang cuando se enfrió por debajo de los diez millones de grados. A este proceso se le llama nucleogénesis, es decir la formación de nucleones en el Universo.      

La consecuente nucleosíntesis de elementos ocurre principalmente en el interior de las estrellas mediante diferentes ciclos de reacciones nucleares hasta la formación del hierro, Fe, núcleo cuya repulsión eléctrica impide nuevas reacciones con otros núcleos a las temperaturas estelares. 

A partir del Fe (A=56), y hasta los más pesados (A>200), los elementos y sus diferentes isótopos se forman casi exclusivamente por sucesivas capturas de neutrones y desintegraciones beta de los isótopos radioactivos que se van formando. Cada captura neutrónica da lugar a un nuevo isótopo y cada desintegración beta da lugar a un nuevo elemento. 

La nucleosíntesis estelar ocurre en las estrellas durante el proceso de evolución estelar en estados como novas, supernovas, estrellas AGB y aún son muchas las cuestiones a resolver en esta materia.



En el CNA, donde se ha desarrollado la primera fuente de neutrones en España, es posible generar neutrones como aquellos estelares gracias a un método original de los investigadores involucrados en este proyecto. La idea es bombardear un blanco de litio con un haz de protones configurado energéticamente a una cierta distribución. La reacción 7Li(p,n) genera de esta manera los neutrones con la distribución energética estelar. Con este método se ha medido la probabilidad de la reacción 181Ta(n,ɣ) en ambiente neutrónico estelar (MACS) a kT=30 keV, la energía más importante en nucleosíntesis. Todo el desarrollo experimental se ha realizado en el acelerador Tándem de 3 MV del CNA.

El doctor Javier Praena indica que “el método de generación permite obtener neutrones de espectro maxwelliano desde kT=30 a 60 keV”. 

El interés de este estudio radica en que el valor de la probabilidad de la reacción 181Ta(n,ɣ) puede influir en cómo se creó este elemento en las estrellas y los elementos más pesados que éste, así como sus cantidades relativas. 

Este tipo de espectros son de interés en astrofísica nuclear y validación de datos nucleares en campos como la tecnología nuclear y dosimetría. Si se modifica la energía del protón incidente, se pueden obtener neutrones, a través de la reacción nuclear, 7Li(p,n), con la energía que nos interesa.

Mediante códigos de modelación estelar (T, densidad, reacciones nucleares, flujo de neutrones) se intenta reproducir las abundancias en el Universo utilizando la probabilidad de la reacción 181Ta(n,ɣ). Esto ayuda a entender cómo se formó el actual Sistema Solar a partir de estrellas anteriores situadas en esta zona de la Vía Láctea.

La sección eficaz estelar obtenida para el Ta-181 muestra, por ejemplo, que el Hf-181 (T1/2=42.39 días terrestres pero de solo 1 día en ambiente estelar) es capaz de contribuir a la formación de Ta-181 durante los pulsos térmicos de estrellas AGB. 

Estas estrellas son las que se encuentran en el estado de Rama Asintótica Gigante, un periodo de la evolución estelar que experimentan todas las estrellas de masa intermedia al final de sus vidas. Cuando una estrella consume todo el hidrógeno de su núcleo, éste se contrae mientras su temperatura aumenta, lo que provoca que sus capas externas se expandan y se enfríen. La estrella se convierte así en una gigante roja.


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Los "terromotos" estelares permiten conocer el interior de las estrellas más masivas y calientes que el Sol

Conocer qué ocurre dentro de las estrellas resulta imprescindible para datar las poblaciones estelares y constreñir así los modelos cosmológicos, o para determinar la masa y el tamaño de los planetas hallados en torno a otras estrellas, entre otros. Y la astrosismología, o el estudio de las oscilaciones estelares, se presenta como la única vía de acceso al interior estelar. 

"Gracias a la astrosismología conocemos con precisión la estructura interna, masa, radio, rotación o evolución de estrellas de tipo solar, pero no habíamos sido capaces de aplicar esta herramienta con eficacia al estudio de estrellas más masivas y calientes", destaca Juan Carlos Suárez, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía.

La sismología estelar consiste, en cierto sentido, en concebir las estrellas como cavidades resonantes, donde el movimiento del gas genera ondas sonoras que se propagan. Muchas de esas ondas tienden a desvanecerse pero, si existe un mecanismo que las sustente, alcanzan un estado estacionario y deforman la superficie de la estrella, produciendo distintos modos de oscilación (que se observan como cambios locales en brillo y temperatura).

Al atravesar distintas zonas de la estrella los modos de oscilación se ven afectados y, dependiendo de por dónde han pasado, se concretarán en una deformación u otra en la superficie. "Algunos modos son más sensibles a lo que ocurre en el interior, otros a lo que ocurre en superficie y otros al tamaño del núcleo. Y todos dependen de la composición química, estructura interna y edad de la estrella. Nosotros empleamos modelos matemáticos para determinar qué tipo de estructura y características permiten que esos modos se observen", explica Juan Carlos Suárez.



Su estudio se ha centrado en un tipo de estrellas conocidas como delta-Scuti, cuya masa fluctúa entre 1,5 y 2,5 veces la del Sol y que rotan tan rápido que llegan a deformarse (en lugar de ser esféricas tienden a achatarse). Debido a la rápida rotación su espectro de oscilaciones resulta muy difícil de interpretar y, aunque se habían detectado patrones estables, se desconocían sus propiedades físicas.

Sin embargo, el reciente resultado ha desvelado una relación, muy similar a la que existe en estrellas de tipo solar, entre determinados patrones de oscilación de las estrellas delta-Scuti y su densidad media. "Este trabajo da un salto enorme al mostrar que podemos conocer estrellas hasta cuatro veces más masivas que el Sol con el mismo detalle que las de tipo solar".

Conocer la densidad media de una estrella permite no solo determinar su masa y radio con exactitud, sino que también posibilita ceñir con precisión el modelo que aporta el resto de características esenciales de la estrella. Unas medidas que resultan indispensables para la determinación de la masa, radio o edad de los planetas extrasolares -planetas que orbitan estrellas distintas al Sol-.

“Cada vez se descubren más planetas alrededor de estrellas más masivas que el Sol, y este resultado permitirá determinar sus características. Supone un valor añadido para la misión PLATO (ESA), que caracterizará sistemas planetarios y aportará valiosa información para comprender el origen y evolución de los sistemas planetarios, imprescindible en la búsqueda de vida más allá de la Tierra", apunta Juan Carlos Suárez, miembro del board de la misión PLATO.

Este resultado ha sido posible gracias a la herramienta TOUCAN, un gestor de modelos de astrosismología desarrollado por investigadores del Instituto de Astrofísica de Andalucía y el Observatorio Virtual Español (CAB-INTA-CSIC).


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Analizando la porción de espacio galáctico por la que viaja actualmente nuestro sistema solar

Tendemos a asumir que, dado que la Tierra está dentro del sistema solar, siempre estamos dentro de una misma porción del espacio. Pero no es así en absoluto, ya que el sistema solar viaja a una gran velocidad trazando una órbita alrededor del centro de la galaxia. Las estimaciones de velocidad del sistema solar alcanzan valores de varios cientos de miles de kilómetros por hora, y los cálculos sobre cuánto puede tardar en dar una vuelta completa en torno al centro galáctico sugieren que probablemente más de 200 millones de años. Por tanto, aunque no seamos conscientes de ello, cada día estamos surcando una porción del cosmos en la que nunca antes ha estado el Ser Humano.

Conocer las características detalladas de la región del espacio interestelar por la que viaja el sistema solar no es tarea fácil. El espacio interestelar empieza más allá de la heliosfera, la burbuja de partículas cargadas que rodea al Sol y que llega hasta mucho más allá de los planetas exteriores. La sonda espacial Voyager 1 ya cruzó esta frontera y actualmente vuela por el espacio interestelar, pero, a partir de mediciones en una sola dirección, es difícil obtener un conocimiento global y completo del medio interestelar por el que avanzamos.

Los datos obtenidos en los últimos cinco años por naves cerca de la Tierra, y las observaciones de rayos cósmicos, han brindado un conocimiento más claro y completo del sistema magnético que nos rodea, pero al mismo tiempo han planteado nuevos interrogantes. Unos científicos han aportado conclusiones al respecto que podrían poner en tela de juicio algunas nociones muy aceptadas sobre dicho sistema magnético.


La heliosfera está formada por el flujo constante de partículas (viento solar) que surge del Sol hacia todas direcciones y que se extiende hasta el punto en que dicho flujo se ralentiza y alcanza un equilibrio con la presión del viento interestelar. La única información recolectada directamente desde el corazón de esta compleja región fronteriza es la de la misión Voyager de la NASA. La Voyager 1 pasó varios años atravesando la región fronteriza hasta que por fin salió al espacio interestelar.

El IBEX, en órbita a la Tierra, estudia estas regiones. Este satélite astronómico detecta átomos neutros energéticos que son fruto de interacciones en los límites de la heliosfera, una región que contiene pistas importantes sobre lo que hay más allá. Estas interacciones están dominadas por fuerzas electromagnéticas. Las partículas que llegan desde la galaxia son esencialmente electrones (con carga negativa), átomos con carga positiva (iones), partículas neutras y polvo. Las partículas cargadas se ven obligadas a viajar por las líneas del campo magnético, las cuales serpentean a través del espacio. A veces, una partícula cargada choca con un átomo neutro en los bordes de la heliosfera y captura un electrón del átomo neutro. Después de robar el electrón, la partícula cargada se vuelve eléctricamente neutra y se aleja rápidamente en línea recta. Algunas de estas rápidas partículas neutras fluyen hacia la zona más interna del sistema solar, en la que está la Tierra, y llegan hasta los detectores del IBEX. En función de la velocidad y la dirección de esas partículas neutras, los científicos pueden obtener información sobre los átomos y las líneas del campo magnético implicados en la colisión inicial.

En 2009, científicos del IBEX presentaron los resultados de una línea de investigación que mostraban una distribución no uniforme de átomos neutros. Se comprobó que había una banda a lo largo de los límites heliosféricos de donde surgían la mayoría de átomos neutros que llegaban al IBEX.

Para ver si había una relación entre los datos del IBEX y las observaciones de rayos cósmicos, Schwadron usó datos del IBEX para construir un modelo digital que recrea cómo sería el campo magnético interplanetario alrededor de la heliosfera. Sin la heliosfera, las líneas del campo serían rectas y paralelas. Pero la presencia de la heliosfera hace algo parecido a lo que provoca un huevo colocado en un arroyo de agua: Las líneas del campo magnético tienen que torcerse alrededor de él.

Sobre la base de este modelo, se ejecutó una simulación de cómo la heliosfera afectaría a los rayos cósmicos. Se asumió que los rayos llegaban a la heliosfera uniformemente desde todas direcciones del espacio, pero se les permitió torcerse con arreglo a la geometría magnética local. Las simulaciones mostraron una distribución no uniforme de partículas de rayos cósmicos que concordaba bien con la irregularidad vista en las observaciones.

Todo apunta a que la heliopausa que separa el plasma solar del interestelar es muy larga, tal vez de unos 3 billones de kilómetros en la dirección del viento, y por tanto podría afectar al transporte de rayos cósmicos de alta energía hacia el sistema solar.

Desafortunadamente, esto no prueba que la heliosfera y el campo magnético interestelar sean los únicos responsables del misterio de los rayos cósmicos. Sin embargo, esta investigación muestra que la configuración magnética de nuestro vecindario interestelar puede ofrecer una posible respuesta.


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Detectan un "río" de hidrógeno intergaláctico

Usando el radiotelescopio GBT que la Fundación Nacional estadounidense de Ciencia tiene en Virginia Occidental, se ha descubierto lo que podría describirse como un río de hidrógeno que fluye a través del espacio. Este filamento de gas, muy etéreo y de escasa luminosidad en el espectro electromagnético, fluye hacia la cercana galaxia NGC 6946 y puede ayudar a explicar cómo ciertas galaxias espirales mantienen constante su ritmo de formación de estrellas.

El gas que sirve de materia prima para la formación de estrellas tiene que venir de alguna parte. Hasta ahora, sin embargo, los astrónomos han detectado sólo el 10 por ciento de lo que sería necesario para explicar lo que se observa en muchas galaxias. La teoría más aceptada es que hay "ríos" de hidrógeno que transportan esta materia prima estelar a través del espacio intergaláctico, alimentando de una forma difícil de observar, la formación de estrellas. Sin embargo, tales ríos no son fáciles de percibir. En el caso del ahora descubierto, es demasiado difuso como para poder haber sido detectado en las inspecciones previas del firmamento. Solo ahora se ha conseguido vislumbrarlo.

Las galaxias espirales, como la nuestra, la Vía Láctea, por lo general mantienen un tranquilo pero constante ritmo de formación de estrellas. Otras, como NGC 6946, que se encuentra a unos 22 millones de años-luz de la Tierra, son mucho más activas, aunque no lleguen al nivel de las galaxias con los episodios más extremos de proliferación masiva de nuevas estrellas. Esto plantea la cuestión sobre qué es lo que está alimentando la formación sostenida de estrellas en esta galaxia y en galaxias espirales similares.

La región en la que se ha detectado el "río" de hidrógeno. En color rojo, se marcado el extenso halo de hidrógeno extremadamente difuso que conecta a la galaxia NGC 6946 con sus compañeras. (Imagen: D.J. Pisano -WVU-; B. Saxton -NRAO/AUI/NSF-; Observatorio del Monte Palomar ­ Space Telescope Science Institute 2nd Digital Sky Survey -Caltech-; Westerbork Synthesis Radio Telescope)

Estudios anteriores del vecindario galáctico alrededor de NGC 6946 revelaron un extenso halo de hidrógeno (un rasgo comúnmente observado en las galaxias espirales, que puede estar formado por hidrógeno expulsado del disco de la galaxia por los efectos derivados de la intensa formación estelar y por las explosiones de estrellas en forma de supernova). Sin embargo, el río de hidrógeno provendría de una fuente de hidrógeno completamente diferente: El gas del espacio intergaláctico, que nunca ha sido calentado a temperaturas extremas por el proceso de nacimiento de las estrellas de la galaxia o por las supernovas galácticas.

Mediante el GBT, el astrónomo D.J. Pisano, de la Universidad de Virginia Occidental, fue capaz de detectar el "brillo" en la banda de las ondas de radio emitido por el hidrógeno neutro conectando a NGC 6946 con sus vecinos cósmicos. Esta señal estaba por debajo del umbral de detección de otros instrumentos de observación. Las capacidades únicas del GBT, incluyendo su inmenso plato receptor, le permitieron detectar esta tenue señal de radio.

Los astrónomos siempre han teorizado que las galaxias más grandes podrían recibir un flujo constante de hidrógeno frío, absorbiéndolo de sus vecinas menos masivas. El río de hidrógeno ahora detectado podría ser la demostración de esa teoría.


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Inusual fusión entre dos galaxias de masa muy pequeña

La Galaxia de Andrómeda está rodeada por un enjambre de pequeñas galaxias satélite. Se ha detectado una especie de filamento o río de estrellas en una de ellas, una galaxia enana llamada Andrómeda II y cuya masa es de menos de un uno por ciento de la de nuestra galaxia, la Vía Láctea. El movimiento de las estrellas denota que lo que estamos observando es lo que queda de una fusión entre dos galaxias enanas. No se habían observado con anterioridad fusiones entre galaxias de tan baja masa.

Las galaxias en el universo temprano empezaron siendo pequeñas, y la teoría más aceptada entre los astrónomos es que las galaxias bebé crecieron y acumularon más masa gradualmente a base de colisionar con otras vecinas para formar nuevas galaxias más grandes. Las galaxias grandes y masivas atraen constantemente a las más pequeñas debido a la gravedad, y al final acaban fusionándose y de este modo la galaxia grande crece todavía más.

Pero no todas las galaxias pequeñas han sido “tragadas” por las grandes. Algunas de ellas permanecen en una órbita alrededor de la galaxia grande. La mayor en nuestro vecindario cósmico es la Galaxia de Andrómeda, que se halla a unos 2,3 millones de años-luz de distancia. Como la nuestra, la Vía Láctea, Andrómeda es una gran galaxia espiral.

Andrómeda está rodeada por un enjambre de galaxias pequeñas (los astrónomos han contado más de 20). Las estrellas de una galaxia enana típica se mueven de una manera que difiere bastante de como lo hace cierto grupo de estrellas de Andrómeda II. Este patrón inusual de movimiento ha sido descubierto por el equipo de Nicola C. Amorisco, del Centro de Cosmología Oscura en el Instituto Niels Bohr, dependiente de la Universidad de Copenhague en Dinamarca, así como expertos de otras instituciones.

Estos investigadores han observado que el filamento o río de estrellas se está desplazando de forma diferente a la del resto, pero de un modo muy coherente. Estas estrellas, todas ellas viejas, están situadas en un anillo casi completo, y están girando alrededor del centro de la galaxia. A partir de los patrones observados, se ha deducido que el fenómeno es la huella de una colisión y fusión entre dos galaxias enanas, que tuvo un efecto muy grande en la dinámica de la galaxia resultante.

Las fusiones entre galaxias pequeñas debieron ser habituales en épocas pasadas con una gran actividad de formación de galaxias, pero son poco frecuentes en la actualidad, y de hecho no habían sido vistas hasta ahora. Andrómeda II es el ejemplo menos masivo hasta la fecha de una fusión galáctica.


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Casi cien mil nuevas fuentes cósmicas de rayos X

En ocho años de observaciones, el satélite astronómico Swift, de la NASA en colaboración con instituciones del Reino Unido e Italia, ha reunido información suficiente como para permitir que un equipo internacional de investigación, dirigido desde la Universidad de Leicester en el Reino Unido, haya confeccionado un enorme catálogo de las fuentes cósmicas de rayos X conocidas en el universo. El catálogo contiene unas 150.000 fuentes de rayos X de alta energía (esencialmente estrellas y galaxias), de las cuales hay casi 100.000 previamente desconocidas y de las cuales ahora se conoce su existencia y su ubicación.

Mapa con las nuevas fuentes cósmicas de rayos X. La concentración de fuentes a lo largo del plano de nuestra galaxia y hacia su centro se puede ver claramente. Los colores más azules muestran fuentes de rayos X con niveles más altos de energía, mientras que los colores más rojos denotan fuentes con niveles de energía más bajos.

Las estrellas y las galaxias emiten rayos X debido a que los electrones en ellas se mueven a velocidades extremadamente altas, ya sea porque están muy calientes (a más de un millón de grados), o porque los aceleran potentísimos campos magnéticos. La causa última suele ser la gravedad; el gas puede comprimirse y calentarse de manera tremenda a medida que se acerca a un agujero negro, una estrella de neutrones o una enana blanca. También puede ocurrirle esto cuando está atrapado en los turbulentos campos magnéticos de estrellas como nuestro Sol.


Es previsible que la mayoría de las fuentes de rayos X descubiertas en los datos del Swift por el equipo de Phil Evans, de la Universidad de Leicester, señalen la presencia de agujeros negros supermasivos en los centros de las grandes galaxias observadas a varios millones de años-luz de la Tierra, pero el catálogo también contiene objetos con actividad temporal (las ráfagas de corta duración de rayos X) que pueden corresponder a supernovas o a erupciones solares de estrellas.


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Descubren un drástico cambio químico en el nacimiento de un sistema planetario

Hasta ahora, se creía que la materia interestelar se incorporaba sin mayores transformaciones a los discos de gas que dan nacimiento a sistemas planetarios. Gracias al Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), en Chile, un equipo de astrónomos encabezado por la Dra. Nami Sakai observó una drástica transformación en la nube molecular de Taurus relacionada con la formación del disco que rodea la joven protoestrella, una estrella recién nacida, L1527. El gas, atraído por la protoestrella, queda atrapado debido a la fuerza centrífuga generada por el borde exterior del disco, cuyo calentamiento provoca los importantes cambios químicos observados. El hallazgo fue publicado el 12 de febrero de 2014 por la revista Nature con el título "Cambios en la composición química del gas absorbido mientras forma un disco alrededor de una protoestrella".

Las nuevas estrellas y sus correspondientes sistemas planetarios se forman a partir del colapso gravitacional de moléculas de gas interestelar (principalmente H2) y polvo. Aun después de la aparición de una protoestrella, el gas y el polvo que la rodean siguen siendo absorbidos por ella. Al mismo tiempo, el disco de gas que la rodea continúa su crecimiento hasta eventualmente convertirse en un sistema planetario. Antes de esta investigación, los observatorios no acostumbraban estudiar los procesos de formación de discos de gas ni tampoco los cambios químicos asociados a estos.

La Dra. Nami Sakai, quien se desempeña como profesora asistente de física de la Universidad de Tokio, junto a su equipo internacional, observaron la joven protoestrella L1527 de la nube molecular de Taurus, aprovechando el alto grado de resolución espacial y sensibilidad del observatorio ALMA, que recién terminó de construirse en el desierto de Atacama, en Chile, e investigó el proceso de formación del disco, estudiando las líneas espectrales de varias moléculas. En la zona de transición entre el envoltorio de materia atraída y el disco de gas, donde hasta entonces se creía que se producía una absorción de materia sin grandes cambios químicos, el equipo descubrió una transformación química inesperada.

Durante sus observaciones, el equipo de científicos descubrió que las cadenas de carbono y las moléculas relacionadas a estas, tales como las de C3H2 de estructura cíclica (c-C3H2), desaparecen casi por completo al pasar al estado gaseoso en un radio de 100 UA desde la protoestrella. El movimiento del gas se estudió calculando con precisión el efecto Doppler de sus líneas espectrales, lo que permitió determinar que el radio de 100 UA corresponde a la barrera centrífuga. Dentro de este radio, el gas atraído queda atrapado por la fuerza centrífuga y se transfiere paulatinamente al disco interior. A saber, este es el frente de la región donde se forma el disco, que ha sido claramente identificado con la línea espectral de c-C3H2.

Por otro lado, la distribución de las moléculas de monóxido de azufre (SO) se descubrió localizada en una estructura anular situada en el radio de la barrera centrífuga (100 UA). Además, la temperatura de las moléculas de SO resultó ser más elevada que la del gas atraído por la protoestrella, lo que significa que dicho gas probablemente provoque débiles impactos al distribuirse por el borde exterior del disco, alrededor de la barrera centrífuga. La temperatura del gas aumenta en torno a este radio y las moléculas de SO congeladas en los granos de polvo son liberadas al pasar al estado gaseoso. Por consiguiente, las líneas espectrales de SO también corresponden al frente de formación del disco. Puesto que la densidad del disco es de al menos 108 cm-3, la mayoría de las moléculas se congelan una vez que traspasan el frente y se convierten en granos de polvo que alimentan el disco.

De esa forma, se estudió con éxito los cambios químicos relacionados con la formación del disco observando dos tipos de moléculas: c-C3H2 y SO. El descubrimiento de un cambio tan drástico en la zona de transición entre la materia atraída y el disco interior fue totalmente inesperado, y se logró gracias al elevado nivel de sensibilidad y la alta capacidad de resolución de ALMA. El estudio se ampliará a otras regiones de formación estelar para determinar qué tan extendido está el fenómeno descubierto en L1527. El aporte de este estudio estriba en la dilucidación de los cambios químicos. Al aplicar este nuevo método a distintas protoestrellas de tipo solar, en algunos años, ALMA podría revelar el grado de diversidad y generalidad de esta evolución química de material interestelar a material planetario y, en última instancia, establecer el origen del material estudiado en los microanálisis de meteoritos y en las espectroscopías de cometas para determinar si el Sistema Solar experimentó una evolución química similar.


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Vórtices en huellas del Big Bang que pueden albergar datos sobre éste

Mediante el SPT (South Pole Telescope), emplazado en la Antártida, se ha conseguido detectar por vez primera una sutil distorsión en el Fondo Cósmico de Microondas, el eco del Big Bang, por así decirlo. A través de análisis profundos de estas distorsiones es factible conocer mejor el universo antiguo e incluso obtener datos reveladores sobre los primeros momentos de su formación.

El equipo de John Carlstrom, de la Universidad de Chicago en Estados Unidos, observó lo que puede describirse como vórtices en la polarización del Fondo Cósmico de Microondas. Estos patrones observados, conocidos como "Modos B", son causados esencialmente por la acción de lentes gravitacionales, un fenómeno que se produce cuando la trayectoria de la luz se dobla debido a objetos masivos, de modo comparable a lo que ocurre cuando una lente enfoca la luz.

En palabras de Carlstrom, la detección de la polarización de Modo B por el SPT es un hito importante, un logro técnico que deja vislumbrar la emocionante física que se está acercando en el horizonte científico.

El Fondo Cósmico de Microondas es un mar de fotones dejado por el Big Bang que impregna todo el espacio a una temperatura de 270 grados centígrados bajo cero, apenas unos 3 grados por encima del cero absoluto. Las mediciones de esta antigua luz ya han dado a los físicos muchos y muy valiosos conocimientos sobre las propiedades del universo. A las pequeñas variaciones en la temperatura de este mar de fotones se las ha cartografiado cuidadosamente por todo el cielo mediante múltiples experimentos, y los científicos están buscando aún más información en la luz polarizada.

La luz se polariza cuando sus ondas electromagnéticas están orientadas preferentemente en una dirección particular. La luz del Fondo Cósmico de Microondas se polariza principalmente debido a la dispersión de fotones en el universo temprano. Los patrones de polarización que resultan son de un tipo en el que no hay vórtices, y que se conoce como "Modos E", los cuales han resultado ser más fáciles de detectar que los Modos B, más tenues.

La simple dispersión de fotones no puede generar los Modos B, que emergen a través de un proceso más complejo, de ahí el interés de los científicos en su medición. El efecto de lente gravitacional, como se predijo hace tiempo, puede tornar a los Modos E en Modos B a medida que los fotones cruzan por galaxias y otros objetos masivos en su camino hacia la Tierra.

El estudio cuidadoso de los más asequibles de entre los Modos B ayudará a los físicos a conocer mejor la formación del universo. Los patrones se pueden utilizar para cartografiar la distribución de la masa del universo y, por lo tanto, definir con mayor precisión propiedades cosmológicamente importantes como las masas de los neutrinos, esas pequeñas partículas elementales presentes por todo el cosmos.

Por otra parte, Modos B más escurridizos proporcionarían evidencias contundentes de la Inflación Cósmica, el período turbulento que, según se cree, existió en los instantes posteriores al Big Bang, cuando el universo se expandió muy rápidamente. La Inflación Cósmica es una teoría bien considerada entre los cosmólogos porque sus predicciones concuerdan con las observaciones, pero hasta ahora no se ha obtenido una confirmación definitiva de la teoría. Medir los Modos B generados por la Inflación Cósmica es una posible forma de despejar las dudas.

"La detección de una señal primordial de polarización de Modo B en el fondo de microondas sería lo más parecido a encontrar los primeros temblores del Big Bang", declara Duncan Hanson, de la Universidad McGill en Canadá y miembro del equipo de investigación.


http://noticiasdelaciencia.com/not/9205/vortices_en_huellas_del_big_bang_que_pueden_albergar_datos_sobre_este/

El mecanismo de las supernovas más brillantes del universo

La detección reciente de dos de las supernovas más brillantes y más distantes conocidas, ubicadas a unos 10.000 millones de años-luz y un centenar de veces más luminosas que una supernova normal, pone de manifiesto que estas dos explosiones titánicas no pudieron producirse mediante el mecanismo responsable común de las supernovas normales, que es el desmoronamiento de una estrella masiva sobre sí misma, un proceso que da como resultado un agujero negro o una estrella de neutrones común.

Otro fenómeno, muchísimo más potente, tuvo que entrar en escena. ¿Pero cuál?

Los resultados del nuevo estudio realizado por el equipo de D. Andrew Howell, de la Universidad de California en Santa Bárbara, California, Estados Unidos, y miembro del SNLS (Supernova Legacy Survey), parecen indicar que las supernovas de tan extraña y potente clase probablemente son alimentadas por la creación de un magnetar, una estrella de neutrones extraordinariamente magnetizada dando muchas vueltas sobre sí misma cada segundo.

Los magnetares tienen la masa del Sol concentrada en una estrella del tamaño de una gran ciudad y poseen campos magnéticos del orden del centenar de billones de veces mayores que el de la Tierra.

Una pequeña porción de una de las imágenes panorámicas del firmamento captadas en el Proyecto SNLS mostrando a la supernova SNLS-06D4eu y su galaxia anfitriona, tal como se señala mediante la flecha. La supernova y su galaxia están tan lejos de la Tierra que ambas aparecen como un único punto diminuto de luz. Los objetos grandes y brillantes, con halo y rayos en cruz, son estrellas de nuestra propia galaxia. En general, los demás puntitos de luz son galaxias distantes.






Aunque algunas de estas supernovas superluminosas han sido avistadas desde que se descubrió a la primera en 2009, y la creación de un magnetar se había postulado como una posible fuente de energía, el trabajo de Howell y sus colegas es el primero en el que se obtiene una concordancia clara entre las observaciones detalladas que se han hecho hasta ahora y las reconstrucciones ofrecidas por modelos digitales sobre cómo podría ser una explosión de esa clase.


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