December 24th, 2008

Los astrónomos profesionales piden ayuda a los aficionados una vez más. Esta vez, para localizar ecos de supernovas que se apagaron hace cientos o miles de años y así poderlas estudiar ahora. Mediante los equipos de que disponen hoy en día muchos astrofotógrafos, esto es posible.

Reproducimos un pequeño resumen del artículo explicativo de Doug Wells complementado por otras informaciones relacionadas.

Fuente: How to Hunt for Supernova Fossils in the Milky Way, por Doug Wells, Sky and Telescope, junio de 2008 y otras fuentes diversas.

La teoría

A pesar de que nuestra galaxia está repleta de restos de explosiones de supernova, sólo han sido registradas directamente 5 supernovas galácticas (véase la tabla inferior) y todas hace más de 400 años. Todo lo que sabemos de las supernovas de nuestra galaxia que han sido visibles a simple vista procede de las descripciones de los registros históricos. Podríamos aprender mucho más sobre ellas si pudiéramos medir sus curvas de luz (siguiendo las subidas y bajadas de su brillo) y examinar sus espectros, que son reflejados por las nebulosas al igual que la Luna refleja el espectro del Sol. En la tabla adjunta se reproducen los datos de las supernovas históricas de nuestra galaxia. El estallido que originó la fuente Cas A ocurrió probablemente a finales del siglo XVII.

Se estima que se producen, aproximadamente, dos supernovas en nuestra galaxia cada siglo, de modo que en los últimos 400 años se han debido de producir unos 8 estallidos que habrán quedado, probablemente, ocultos por el velo de gas y polvo que constituye nuestra propia Vía Láctea. De modo que, si se quieren encontrar ecos de supernovas, no se debe buscar sólamente en las inmediaciones de los remanentes de supernova conocidos, sino también en las cercanías del plano de la Vía Láctea (véase más abajo).

Ecos de luz de una supernova
Esquema simplificado de cómo una nebulosa puede reflejar la luz de una explosión de
supernova y producir dos ecos de luz en dos momentos distintos. La fuente de luz y
la Tierra siempre se representan en los focos de una elipse, en estos casos.

 

Ecos de luz

A un eco de luz le lleva más tiempo llegar hasta nosotros que a la luz que viene directamente de la supernova, puesto que el eco lleva un camino más largo. Aunque la luz directa llegara a nosotros hace cientos de años, podemos aún ser capaces de registrar el eco retrasado. Lo único que necesitamos es una nube de polvo interestelar que refleje la luz de la supernova hacia La Tierra de modo que nos llegue mientras tengamos nuestros telescopios apuntando hacia ella.

Dos célebres astrónomos y astrofísicos del siglo XX, Jan Oort y Fritz Zwicky más tarde, fueron los primeros en darse cuenta de las posibilidades de esta nueva área de estudio, aunque fueron Eugène M. Antoniadi y Cammile Flammarion los primeros en observar un fenómeno de este tipo, eso sí, en los ecos de luz de una nova, no de una supernova. Fue en la célebre Nova Persei de 1901.

Nova Persei 1901
Observaciones de los ecos de luz (especialmente donde indica la flecha roja)
de la Nova Persei 1901por Antoniadi, con una separación temporal de 2 meses.
La cuadrícula representa separaciones de 2 minutos de arco.

La técnica

Se necesita tomar imágenes profundas de grandes áreas del cielo con los aumentos suficientes y con una separación en el tiempo de unos meses, para sustraer después las imágenes más recientes de las más antiguas, y buscar retazos de luz que se hayan movido entre ambas exposiciones.

El equipo

El telescopio

Dado el tipo de imágenes que han de tomarse, son necesarios telescopios con la mayor distancia focal (F) posible y además de la menor relación focal que se pueda (f).

La CCD

Es imprescindible una CCD refrigerada, o que al menos pueda operar a una temperatura constante.

Cuantos más niveles de gris pueda distinguir, mejor, ya que han de buscarse diferencias de brillo en el cielo muy sutiles. Por eso no es suficiente con una cámara de 8 bits, sino que es preferible emplear, al menos, una de 12 bit, aunque son mejores, lógicamente, las de 14 y 16 bits. Esta mayor profundidad de bits también asegura una sustracción de imágenes de una mayor calidad.

Es importante, además, que el perfil de brillo de las imágenes (PSF) sea lo más estable posible. En ausencia de turbulencias atmosféricas y con un guiado excelente, el perfil de brillo de las imágenes será determinado exclusivamente por la óptica y será muy similar en noches distintas.

Los filtros

Los ecos de supernova son generalmente más azulados que la luz directa del estallido de la estrella, debido a que los pequeños granos de polvo interestelar relfejan la luz azul con mayor eficiencia que la roja. Por eso los filtros de 700 nanometros  o más se consideran mejores para este cometido, también porque estos filtros mejoran el contraste de las imágenes, al eliminar el resplandor rojizo de nuestra atmósfera.

Pueden ser útiles los filtros nebulares de banda ancha que bloquean la luz roja e infrarroja tanto como la contaminación lumínica y todo tipo de emisiones producidas por el aire.

Debido a que la dispersión de la luz de la Luna es azulada, deberán buscarse noches sin luna.

El programa informático (software)

Las funciones clave del programa que se emplée para analizar las imágenes son:

  • La habilidad para alinear dos imágenes tomadas en noches distintas.
  • La igualación de los PSF (perfiles de brillo) de las imágenes.
  • El ajuste de las diferencias de brillo del cielo.
  • La sustracción de una imagen a la otra.

ISIS. Es gratuito y más fácil de usar gracias a su tutorial. Puede descargarse en http://www2.iap.fr/users/alard/package.html

MaxIM DL. En http://www.cyanogen.com/maxim_main.php

Mira. En http://www.mirametrics.com

En los dos últimos hay que crear los scripts necesarios para cumplir con los requisitos de eficiencia, aunque hay grupos de usuarios en la web que pueden proporcionar una valiosa ayuda.

Qué buscar

Se estima que los ecos más fuertes asociados con las supernovas de Tycho (1572), Kepler (1604) y probablemente con Cas A debería tener una luminosidad de 21,5 magnitudes por segundo cuadrado, comparable con brillo del cielo en una noche sin luna en una zona rural. Wells manifiesta que esto debería ser detectable con los medios de aficionado descritos anteriormente.

En la Gran Nube de Magallanes han sido detectados varias veces los ecos de la supernova 1987 A, visible a simple vista en el verano austral de aquel año. Esos ecos se han venido desplazando entre 10 y 30 segundos de arco por año. Esto quiere decir que se podrían detectar ecos de luz en la Vía Láctea con exposiciones tomadas en un intervalo de dos meses.

Candidatos a ecos de luz

El astrofotógrafo debe plantearse una serie de preguntas, siempre con el fin de asegurarse de que, efectivamente, ha detectado un eco de supernova.

  • ¿Ha mirado montones de imágenes diferentes de modo que está familiarizado con los distintos artefactos que introduce el sistema? ¿Está el objeto móvil cerca del borde de la CCD? ¿Podría deberse a que un poco de luz se ha dispersado en su telescopio o cámara?
  • Si tiene imágenes de más de dos épocas, ¿son los espacios de los supuestos ecos consistentes con un movimiento uniforme? (Deberían serlo). Si la zona objetivo se encuentra en el cielo nocturno, ¿podría tomar otra imagen de confirmación?
  • Si está buscando cerca de la posición de una supernova histórica o de un remanente de joven supernova, ¿está el candidato a eco más lejos del lugar de la explosión en la última imagen que en la primera? (Debería estar).

Dónde buscar

A unos 20º del ecuador galáctico

Como dijimos antes, se estima que en una galaxia como la nuestra, y siempre según los modelos, se deberían estar produciendo unas 2 explosiones de supernova por siglo. Sin embargo no todas son observables desde la Tierra debido a que nos encontramos inmersos en el propio disco de la galaxia, que nos rodea y a la vez nos oculta la mayor parte de la materia de la propia galaxia. Por eso no se ha observado una sola supernova en los últimos 400 años, de todas las que podrían haberse producido dentro de nuestra Vía Láctea.

Así, se recomienda realizar la búsqueda en el área de cielo que se encuentra dentro de unos 20º del ecuador galáctico, porque si bien las nubes de gas y polvo nos estarían ocultando todas esas supernovas que podrían haberse producido en los últimos 400 años (8 supernovas), sí que ha habido tiempo para que la luz haya recorrido la distancia necesaria para que se refleje en las nubes de gas y polvo que se sitúan más separadas del plano fundamental de nuestra galaxia.

Cerca de las supernovas históricas

En la tabla insertada figuran las coordenadas de las 6 supernovas históricas registradas hasta la fecha.

Supernova Constelación Distancia A. R.
Declinación
Tipo
1006 Lupus 7.200 años luz 15h 02,8′ -41º 57′ Ia
1054 Taurus 6.500 años luz 05h 34,6′ +22º 01′ II
1181 Cassiopeia 10.400 años luz 02h 05,6′ +64º 50′ II
1572 Cassiopeia 7.800 años luz 00h 25,1′ +64º 10′ Ia
1604 Ophiuchus 9.500 años luz 17h 30,6′ -21º 29′ ?
Cas A Cassiopeia 11.000 años luz 23h 23,4′ +58º 49′ II

Este mapa nos da una idea de dónde se encuentran las zonas más interesantes para obtener una búsqueda positiva en las inmediaciones de la constelación de Cassiopeia.

Supernovas en Cassiopeia
Regiones óptimas para la búsqueda de ecos de luz en torno a los sitios donde explotaron
tres de nuestras supernovas históricas.

 

En torno a  determinadas radiofuentes

A lo largo del ecuador galáctico existen numerosas radiofuentes compactas, perfectas candidatas a ser remanentes de supernova. Doug Wells se refiere especialmente a G13.9-0.0 (coordenadas: 18h 15′ 36,6″; -16º 52′ 47″) y G14.4-0.0 (coordenadas: 18h 16′ 50,7″; -16º 52′ 47″).

Otros muchos remanentes de supernovas jóvenes se pueden encontrar aquí: “Búsqueda en Google”

Acerca de Doug Welch

Es profesor de Física y Astronomía en la Universidad McMaster de Ontario, Canadá, y un entusiasta de la colaboración entre los astrónomos aficionados y los profesionales.

Espera, emocionado, los correos de las personas interesadas en aportarle imágenes de ecos de supenova, en su dirección de correo electrónico: welch at physics.mcmaster.ca

Su página web en la universidad: http://www.physics.mcmaster.ca/people/faculty/Welch_DL_h.html

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September 1st, 2008

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La estrella Épsilon (ε) Aurigae se encuentra próxima a entrar en el mínimo de brillo, algo que ocurre una vez cada 27 años. Es la estrella variable binaria eclipsante de periodo más largo conocido. La AAVSO ya está pidiendo observaciones de la estrella para obtener la mayor cantidad de datos posible, puesto que aún no se sabe con seguridad qué tipo de objeto produce el eclipse. Para colmo, algunos astrónomos esperan que en unas décadas la estrella sufra un cataclismo sin precedentes.

Fuente: AAVSOSky and Telescope.

Actualización (10 de abril de 2010)

Universidad de Míchigan, 9 de abril de 2010.- El Michigan Infra-Red Combiner (MIRC) creado por la propia Universidad de Míchigan, toma una secuencia de fotografías de este fenómeno. Este instrumento, mediante un proceso de interferometría, combina la luz de cuatro telescopios en la red CHARA de la Universidad Estatal de Georgia.

Más información, incluído un espectacular video: Futurity.org

 

La binaria eclipsante con el periodo más largo conocido es la estrella Épsilon (ε) Aurigae, cercana en el cielo a Capella. Esta estrella es ocultada cada 9.890 días (~27,12 años) por un gran objeto de naturaleza aún desconocida. El fenómeno se resiste a encontrar una explicación satisfactoria.

Curva de luz de Épsilon Aurigae
Curva de luz de Épsilon Aurigae durante el último eclipse observado.

Épsilon Aurigae es un extraño sistema y no se tiene aún claro qué eclipsa a qué. Fue Johan Fritsch el primero que notó la variabilidad de la estrella en mitad del eclipse de 1821. Argelander y Heis comenzaron las observaciones sistemáticas de la variable a mediados del XIX y Ludendorff publicó en 1904 un artículo al respecto de los primeros estudios, siendo el primero en sugerir que se podía tratar de una estrella de tipo Algol. El espestro de la estrella principal no desaparece nunca por completo y en mitad del eclipse siempre se produce un extraño aumento de brillo.

¿Certezas?

Sabemos que se trata de una variable eclipsante, similar a Algol (Perseo) porque las caidas de brillo se suceden en intervalos regulares en el tiempo. Además de esto:

  • También ha sido posible medir, mediante interferometría, el diámetro aparente de la estrella principal, siendo de unas 2,2 milésimas de segundo de arco. No podemos saber su diámetro real o absoluto, puesto que no hay mediciones fiables de su distancia a nosotros; a pesar de ello presumimos que es una gigante o supergigante.
  • Esta estrella principal es probablemente una supergigante F0I pulsante, que sufriría leves variaciones periódicas de brillo, de modo similar a como lo hacen las variables cefeidas.
  • El objeto secundario es un disco tenue y de opacidad variable que está inclinado con respecto a su órbita en torno a la estrella F.
  • En el centro del disco tiene que haber un objeto muy masivo, puesto que de otro modo ese disco no podría tener una forma tan plana. Se supone que hay un objeto caliente, probablemente un sistema binario muy cercano (con una estrella de tipo B) más que un agujero negro (no se han detectado emisiones de altas energías).
  • El extraño aumeno de brillo que se produce en mitad de los eclipses podría deberse a que la parte central del disco de gas y polvo tendría un hueco, por el que se escaparía un poco de luz de la estrella principal. Ese hueco se porduciría por la presencia en el centro del disco de la supuesta binaria.
  • La masa combinada del disco y el objeto central casi equivale a la de la masa de la estrella F (unas 15 masas solares).

Algunos especulan con que la estrella principal sea una F2, y que el objeto eclipsante sea, según una hipótesis anterior planteada por Struve, Kuiper y Strömgren, una inmensa estrella, tan grande que podría ser casi transparente y que la eclipsaría por completo, pero no pudiendo oscurecerla completamente al dispersarse su luz en la tenue atmósfera de ese supuesto astro eclipsante.

El próximo eclipse está previsto que ocurra entre agosto de 2009 y mayo de 2011, y astrónomos de todo el mundo ya se están preparando para cuando ocurra.

Los profesionales vuelven a recabar la ayuda de los aficionados

La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) ha lanzado un comunicado para animar a todos los aficionados a medir el brillo de esta estrella. La AAVSO fundada en 1911, lleva recopilando datos de todos los eclipses de esta variable desde 1928. Se espera la recepción masiva de observaciones desde 2009, gracias a que es una estrella que se puede observar a simple vista. La AAVSO añade: “¡Son posibles incluso observaciones a plena luz del día!” . Se recomienda empezar ya a tomar estimaciones de brillo para entrenarse, ya trabajemos visualmente o con CCD.

De hecho ha sido aprobada una propuesta dentro de los trabajos del Año Internacional de la Astronomía , que se celebra en 2009 en todo el mundo.

carta de la AAVSO de Épsilon Aurigae

 

 

¿Cataclismo?

Para añadir más emoción, la ligera pulsación que muestra la estrella se ha estado acelerando desde los 95 días hasta los 67 días en los últimos años. Además la estrella se está encogiendo un 0,5% por año y la duración del eclipse “máximo” de 1983 fue un 25% mayor que la del eclipse de 1956. El especialista en Épsilon Aurigae, Robert Stencel, sugiere que algún tipo de cataclismo se está aproximando, posiblemente en unas décadas dentro de este siglo.

Una gran noticia para toda una generación de astrónomos aficionados

La de Auriga es una constelación muy bien conocida por todos los astrónomos aficionados del hemisferio norte, siendo Épsilon Aurigae una estrella especialmente llamativa dentro del asterismo. Son ahora muchos los que llevan contemplando el cielo poco menos de 30 años y esta va a ser la primera vez que van a observar el mínimo de la binaria eclipsante de más largo periodo conocida.

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June 4th, 2008

Más de 800.000 fotografías del Telescopio Espacial de la NASA Spitzer han sido ensambladas para crear un retrato de la llegada a la mayoría de edad de las estrellas del interior de la Vía Láctea. La imagen muestra una zona de 120º de largo por 2º de ancho y fue mostrada hoy en el 212º Encuentro de la American Astronomical Society (Sociedad Astronómica Americana), en San Luís, Missouri.

En resumidas cuentas: hemos sido capaces de atravesar el plano galáctico y observar y fotografiar el extremo opuesto de la Vía Láctea.

3 de junio de 2008. Nota de prensa de la NASA por Withney Clavin.

Podemos navegar por este mapa de la Vía Láctea elaborado por Spitzer.

“Esta es la imagen infrarroja de mayor sensibilidad, tamaño y resolución jamas tomada de nuestra Vía Láctea”, dijo Sean Carey de Centro de Ciencia Spitzer en el insituto Tecnológico de California (Caltec), Pasadena. Carey es el investigador jefe de uno de los equipos responsable de la nueva imagen. “Estamos viendo cúmulos de estrellas en los sitios en los que los anteriores reconocimientos no habían visto más que una sola fuente de luz. Con estos datos podemos aprender cómo se forman las estrellas masivas, cartografiar los brazos espirales de la galaxia y hacer una mejor estimación de la tasa de formación estelar galáctica”, explicó Carey.

“Sospecho que la vista de la galaxia de Spitzer va a ser la mejor por mucho tiempo. Actualmente no hay planeada ninguna misión que tenga un campo de visión tan ancho y con la sensibilidad que se necesita para sondear la Vía Láctea en las longitudes de onda infrarrojas”, dijo Barbara Withney, del Instituto de Ciencia Espacial en Madison, Wisconsin. Witney es miembro del segundo equipo de astrónomos.

Debido a que la Tierra se encuentra en el interior de ese disco plano y polvoriento que es la Vía Láctea, tenemos una vista de canto de nuestro hogar galáctico. Vemos la Vía Láctea como una banda estrecha y borrosa que cruza casi todo el cielo. Con los ojos infrarrojos del Spitzer, capaces de atravesar el polvo, los astrónomos se adentraron 60.000 años luz en esa banda confusa llamada plano galáctico, para asomarse al otro lado de la Vía Láctea.

 

Un pantallazo de la página de Spitzer mostrando la Vía Láctea
Este es el centro galáctico, tal como lo muestra Spitzer. (Crédito: NASA)

El tapiz cósmico resultante muestra una épica puesta de largo de estrellas. Las zonas que albergan los embriones estelares se identifican por estar envueltas de verde, lo que se corresponde con moléculas orgánicas, llamadas hidrocarburos policíclicos aromáticos, que se iluminan por la luz de las estrellas recién nacidas. Estas moléculas las encontramos en la Tierra en los humos que expelen los automóbiles y las barbacoas achicharradas, esencialmente en cualquier sitio en el que las moléculas de carbono sean quemadas de un modo incompleto.

Las regiones donde residen las estrellas jóvenes se muestan como “burbujas”, o como bordes curvados en las nubes verdes. Estas burbujas son excavadas por los vientos que las “estrellas principiantes” expulsan soplando su polvo natal. Estas estrellas recién nacidas son los puntos amarillos y rojos, y los mechones de rojo que llenan la mayoría de burbujas son compuestos de partículas de polvo de grafito, similares a muy pequeñas minas de lápiz.

Las motas azules que se esparcen por todas la fotografía son estrellas de la Vía Láctea individuales y más viejas. La niebla blancoazulada que flota y envuelve el centro de los dos paneles es luz estelar de la población de estrellas más viejas de la galaxia. Un examen profundo y cuidadoso de la imagen también muestra los polvorientos remanentes de estrellas moribundas o muertas que se traslucen en esferas anaranjadas.

“Hemos sido capaces de catalogar más de 100 millones de estrellas con estos datos de Spitzer”, dijo Edward Churchwell de la Universidad de Wisconsin en Madison. Churchwell es el investigador principal de uno de los equipos.

“Esta imagen nos muestra que nuestra galaxia Vía Láctea es un lugar transitado y dinámico. Tenemos mucho que aprender. Definitivamente, he encontrado un montón de cosas en este mapa que no esperaba ver”, dijo Carey.

Esta composición en infrarrojo incorpora observaciones de los dos instrumentos de Spitzer. Los datos del conjunto de cámaras fueron recogidos y procesados por el equipo del Legado Galáctico de Reconocimiento Extraordinario del Plano Medio Infrarrojo, liderado por Churchwell. El Fotómetro de Imagen Multibanda del equipo del Legado Spitzer de Reconocimiento del Plano Galáctico, liderado por Carey, procesó observaciones del fotómetro multibanda de Spitzer. El color azul representa la luz de 3,6 micras, el verde las 8 micras y el rojo las 24 micras.

NASA’s Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif., dirige la misión Spitzer Space Telescope para el NASA’s Science Mission Directorate, Washington. Las operaciones científicas son dirigidas desde el Spitzer Science Center en el California Institute of Technology, también en Pasadena. Caltech dirige JPL para NASA.

Whitney Clavin 818-354-4673/818-648-9734
Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.

Cuando aplicamos el zoom la imagen es impresionante
Obsérvese, justo debajo de la leyenda “Drag to Navigate”, el mapa general de la imagen, que es enormemente ancho. Debe usarlo para navegar hacia los lados y no perderse maravillas como esta que aparece en la imagen. (Crédito: NASA)

Otros mapas ampliables de alta resolución

Complemento de la noticia obtenido en: http://www.spitzer.caltech.edu/Media/mediaimages/zooms/index.shtml

El equipo de Spitzer ha publicado otros muchos mapas de alta resolución en forma de aplicaciones que requieren Flash Player y Java Script. Todos estos mapas están en el infrarrojo.

  • La Vía Láctea. Más de 800.000 tomas del Telescopio Espacial de la NASA Spitzer, que fueron unidas para crear este retrato en infrarrojo del polvo y de las estrellas radiantes de las regiones interiores de la Vía Láctea.
  • Rho Ophiuchi. Estrellas recién nacidas que se asoman desde el interior de su manta natal de polvo. Una imagen dinámica de la nube oscura de Rho Ophiuchi.
  • Gran Nube de Magallanes. Cerca de un millón de estrellas reveladas por primera vez en esta vista de la Gran Nube de Magallanes (LMC) tomada por Spitzer. La LMC es una galaxia satélite de la nuestra. El color azul de la foto, más prominente en la barra central, representa la luz de las estrellas más viejas. Las caóticas regiones brillantes exteriores a la barra están repletas de masivas y calientes estrellas enterradas por gruesas mantas de polvo.El color rojo del entorno de estas regiones brillantes procede del polvo calentado por las estrellas, mientras que los puntos rojos esparcidos por toda la imagen son, o bien polvo, o estrellas viejas, o bien galaxias distantes. Las nubes verdosas contienen gas interestelar más frío y granos de polvo de tamaño molecular iluminados por la luz estelar del ambiente.
  • Nebulosa de Orión. Nuestra fábrica de creación estelar más cercana, a unos 1450 años luz de la Tierra.
  • Galaxia de Andrómeda.Composición de imágenes infrarrojas que muestra la galaxia de Andrómeda, vecina de nuestra galaxia la Vía Láctea. La imagen resalta el contraste entre las agitadas ondas de polvo y el suave mar de estrellas viejas (azul).
  • El Centro de la Vía Láctea. Esta deslumbrante imagen infrarroja muestra cientos de miles de estrellas agrupadas en el arremolinado núcleo de nuestra galaxia espiral la Vía Láctea. En imágenes de luz visible, esta región no puede verse debido a que el polvo que se interpone entre la Tierra y el centro galáctico nos bloquea la vista.
  • Las Montañas de la Creación. Esta majestuosa imagen en falso color muestra las “montañas” en las que nacen las estrellas. Las puntas de los imponentes pilares de gas frío son iluminadas por estrellas embrionarias cálidas.
  • Nebulosa de Carina. Como encontrarse las pepitas en una sandía abierta de un crujido, el Spitzer “abrió” esta sombría nube para revelar los embirones de estrellas (amarillos y blancos) algunos de ellos ocultos (rosa). Los gases calientes aparecen en color verde y las estrellas de fonod en azul. No todos los embriones de estrellas recién encontrados son fáciles de distinguir.
  • Región de formación estelar DR21. Escondida tras un velo de polvo en la constelación de El Cisne se halla una brillante fuente de radio llamada DR21. La imágenes en luz visible no dan ninguna pista de lo que está ocurriendo en esta región debido al fuerte oscurecimiento del polvo. Las imágenes del Telescopio Espacial de la NASA Spitzer nos permiten retirar el velo cósmico y vislumbrar el nacimiento de una de las estrellas más masivas de la Vía Láctea. Esta estrella nunca vista es 100.000 veces más brillante que nuestro Sol. También ha sido revelada por vez primera un flujo de gas caliente que mana de esta estrella explosiva a través de una nube molecular gigante.
Mapa del centro galáctico
Además de los referidos más arriba, podemos visitar otro mapas de Spitzer en distintos modos. Pulse aquí para verlos . (Crédito: NASA)

 

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January 12th, 2008

La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) ha publicado, en su circular de diciembre de 2007, los resultados de la campaña de observación de estrellas variables del período de 2006-2007.

El país que más aportaciones ha dado en el referido período ha sido Sudáfrica, con 393319 observaciones, seguido de los Estados Unidos con 368516, por Nueva Zelanda, con 327700 y Australia con 155196. España aportó la modesta cantidad de 11998, por detrás de países europeos como Francia, Polonia, Hungría.

El éxito observacional de Sudáfrica en esta campaña es debido, principalemente, a las observaciones de C. Middleton (MXT) con 172727 observaciones y a B. Monard (MLF), con 153919 observaciones. Este último pertenece, según consta en el boletín de la AAVSO, a la Sección de Variables de la Astronomical Society of Southern Africa. Según parece C. Middleton trabaja en solitario. A. Jones, de la sección de estrellas variables de la British Astronomical Asociation, es la persona que más observaciones ha aportado, con 150104 en total. Un sudafricano y un neozelandés superaron también las 50000 observaciones cada uno. El español que más observaciones aportó fue J. Osorio (OJR), del Grupo M1, con 1866 observaciones.

Redacción

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