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

Publicado en Evolución Estelar, Observación y telescopios | Comments Off on Ecos de Supernova en la Vía Láctea
September 18th, 2008

{mosimage} Se trata de una galaxia enana que orbita la Vía Láctea y que fue descubierta en 2006 por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Aparentemente, esta galaxia está dominada por una forma desconocida de materia que no es observable.

 

Galaxia enana “Segue 1”

La galaxia Segue 1 es una de las últimas galaxias enanas esferoidales descubiertas en torno a la Vía Láctea, a una distancia menor de 300 kiloparsecs. Concretamente fue descubierta durante los trabajos de 2006 del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), que pretende trazar un mapa tridimensional de la Vía Láctea y de una enorme zona del Universo que abarcaría un millón de galaxias y quásares. El nombre de esta galaxia proviene de SEGUE, Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (Extensión de Sloan para la Exploración y Entendimiento de la Galaxia).

El brillo superficial de esta galaxia es de una mil millonesíma el de la Vía Láctea. Estos objetos son tan débiles que durante un tiempo fueron tenidos por cúmulos globulares, aglomerados de estrellas viejas que se encuentran en el halo de la Vía Láctea. Hasta que no se analizó la luz de esta galaxia con el telescopio Subaru, en Hawaii, y se pudieron estudiar sus poblaciones estelares, no se llegó a tener la certeza de que se trataba de una galaxia enana.

Hasta la llegada del SDSS, sólo conocíamos a ciencia cierta la existencia de 9 galaxias enanas esferoidales de la Vía Láctea. El proyecto SDSS descubrió otras 5 enanas esferoidales más entre 2005 y 2006. En enero de 2007 se publicó el descubrimiento de 4 nuevas galaxias satélite (más un nuevo cúmulo globular) de la Vía Láctea. Segue 1 es una de estas últimas galaxias. En esa misma publicación se anunció el descubrimiento realizado con el telescopio Isaac Newton de La Palma (Islas Canarias) de una galaxia enana en la constelación de Hércules.

¿Dominada por la materia oscura?

Un artículo de Astrophysical Journal del que Marla Geha (profesora de la Universidad de Yale) es la autora principal ha hecho saltar a la insignificante galaxia Segue 1 a la primera plana de la prensa de divulgación científica. Esta galaxia se compone de unos centenares de estrellas nada más, y sin embargo, de las observaciones se deduce que aparenta tener una masa mucho mayor que la que podrían proporcionar esas estrellas. Por ello se piensa que esta galaxia podría estar dominada por una cantidad ingente de una materia invisible, no detectable por medios ópticos. Esta extraña materia recibe el nombre de materia oscura.

Posición en el espacio de las satélites enanas de la Vía Láctea (Vasily Belokurov)
Posición en el espacio de las satélites enanas de la Vía Láctea
(Crédito: Vasily Belokurov)

Los modelos cosmológicos que introduccen el factor de la materia oscura en sus cálculos predicen que las galaxias se forman por la unión de pequeñas galaxias enanas, ricas en materia oscura. Esta galaxias enanas serían los ladrillos principales de la formación galáctica. Por ello es importante esta observación, porque puede ayudar a demostrar las tesis que defienden los partidarios de la materia oscura.

Las observaciones de SDSS parecieron demostrar, no hace mucho tiempo, que la Vía Láctea podría haber llegado a su forma actual después del choque y fusión de dos galaxias.

Fuentes:

Nota: Aunque diversas fuentes consultadas por El Segundo Luz señalan que Marla Gehay Josh Simons mostraron a Segue 1 y a otras galaxias enanas de la Vía Láctea como tales, no se trata de su descubrimiento, puesto que ya apareció publicado, en ese sentido, un trabajo anterior de tres investigadores de la Universidad de Cambridge: V. Belokurov, D. B. Zuckery N. W. Evans. referimos un resumen del artículo a continuación:
Cats and Dogs, Hair and a Hero: A Quintet of New Milky Way Companions

Especialmente sensacionalista nos parece el titular de Physorg.org:
Astronomers discover most dark matter-dominated galaxy in universe

Mucho más cercano a la realidad es el titular de Space.com:
Nearby Galaxy Nearly Invisible

 

Comentarios en:
Foro Hubble

 

Publicado en Extragaláctica | Comments Off on Descubierta la galaxia con mayor índice de materia oscura
August 15th, 2008

{mosimage}

Aglomeraciones de decenas a cientos de miles de estrellas, fósiles de los momentos de la creación de nuestra galaxia. ¿Cuáles son los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea? ¿Dónde podemos observarlos? Jugando con los datos se van a obtener resultados sorprendentes, que pueden cambiar los esquemas a muchos astrónomos aficionados.

Los datos

Tomamos los datos de la edición de 2008 del Anuario del Observatorio Astronómico Nacional (página 308), que nos muestra una tabla con distintos cúmulos globulares, con una tamaño aparente de 9′ a 36′ de arco. Nos ofrecen también, además de su designación, la magnitud visual total que proporciona el conjunto de estrellas que los componen y su distancia en kiloparsecs.

 

Tabla que representa los principales cúmulos globulares de nuestra galaxia, la Vía Láctea
Tabla que representa los principales cúmulos globulares de nuestra galaxia,
la Vía Láctea. Fuente: Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, 2008.

Análisis de los datos

Sabemos que el tamaño aparente de los cúmulos globulares depende no sólo de su diámetro real, sino también de su distancia. La magnitud aparente, además de variar dependiendo de la distancia, sufre también los efectos de la denominada extinción galáctica, esto es, el debilitamiento que sufre la luz que recibimos de la fuente a causa de la materia interestelar, compuesta por gas y polvo, que es especialmente más densa en las proximidades del plano galáctico.

En definitiva, queremos discernir, en relación con todos estos objetos:

  • La magnitud absoluta.- Es una medida estándar del brillo de un astro, considerando su distancia a 10 parsecs, esto es, 32,6 años luz. Mediante esta magnitud “objetiva” podemos comparar realmente el brillo de unos y otros astros.
  • El diámetro real.- Medido en años luz, y calculado desde el diámetro aparente.
  • Su brillo medido en soles.- Dada una magnitud absoluta del Sol de 4,86 (si el Sol se encontrara un poco más lejos que la estrella Vega, en la constelación de Lyra, no brillaría más que una de las estrellas de las Pléyades).

La luz de todos estos objetos se verá, además, afectada por:

  • La extinción galáctica.- La materia interestelar de la propia Vía Láctea, compuesta por gas y polvo, provoca una absorción y una dispersión de la radicación luminosa que oscurece los objetos especialmente cuando se observan en la dirección del plano galáctico, donde esta materia es lógicamente más densa.
  • La extinción atmosférica.- El último filtro que atraviesa la luz de los astros y que es más efectivo cuanto menor es la altura del astro que vamos a observar, puesto que esa luz debe atravesar más capas de atmósfera.

El módulo de la distancia y la magnitud absoluta

Para conocer la magnitud absoluta de un astro debemos recurrir, por fuerza, a las matemáticas. Los astrónomos suelen emplear lo que se conoce como “módulo de la distancia“. Se trata de la fórmula primordial de la astrofísica. Para obtenerla debemos proceder, desempolvando las matemáticas del Bachillerato, del siquiente modo:

  • La luminosidad (L).- Es la energía [luminosa] por unidad de tiempo que emite un astro. Es intrínseco de éste, no influyendo la distancia a la que nos encontremos de él.
  • La irradiancia (e).- Es la cantidad de energía de un astro medida desde la Tierra. Tiene en cuenta la distancia a la que nos econtramos de la fuente. La expresión que relaciona la luminosidad de un astro con la irradiancia es la siguiente:

 

La relación luminosidad / irradiancia 

Si despejamos en la fórmula la irradiancia para la magnitud visual tenemos que:
Irradiancia 2
Y si despejamos la irradiancia para la magnitud absoluta, esto es, el brillo de la estrella a una distancia de 10 parsec:
Irradiancia 2
  • La relación de Pogson.- Relaciona las magnitudes aparentes medidas de dos astros. También puede aplicarse a las magnitudes absolutas de dos astros si conocemos la luminosidad.
La relación de Pogson
Ahora sustituimos las magnitudes visual y absoluta en la relación de Pogson:
Irradiancia 2
De modo que tenemos lo siguiente, que por las propiedades de los logaritmos vamos a ir despejando.
Irradiancia 2
Para finalmente obtener el llamado módulo de la distancia, que es la fórmula primordial de la astrofísica.
  • El módulo de la distancia.- Se define como la diferencia entre la magnitud absoluta de un objeto menos su magnitud aparente. Lo hemos obtenido desde la fórmula que relaciona la irradiancia con la luminosidad y desde la relación de Pogson.

El módulo de la distancia

Ya estamos preparados para estudiar los cúmulos globulares de la tabla. Y de hecho, cientos de miles de astros y estrellas.

El brillo de los cúmulos en soles

Tomamos como magnitud absoluta del Sol 4,86, proporcionada por el Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, edición de 2008.

Magnitudes absolutas de los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea y su brillo comparado con el del Sol

Para completar el estudio, recurrimos al “CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS “, compilación realizada por William E. Harris de la McMaster University, revisada por última vez en febrero de 2003. Hemos reflejado en la tabla los datos obtenidos desde la magnitud visual y la distancia en parsecs, junto a los datos de la magnitud absoluta que proporciona la compilación de William Harris. No nos sorprende  que los cúmulos más cercanos al plano galáctico sean los que más acusan los efectos de la extinción galáctica.

Orden Designación Constelación Distancia (kpc) Magnitud visual Magnitud absoluta Mag. Abs. (Harris)
Soles
Ω Centarui Centaurus 5,1 3,7 -9,8 -10,29 1.122.000
47 Tucanae
Tucan 4,3 4 -9,2 -9,42 501.000
NGC 6388 Scorpius 11,5 6,7 -8,0 -9,42 501.000
Messier 62 Ophiuchus 6,7 6,5 -7,6 -9,19 407.000
Messier 19 Ophiuchus 8,5 6,8 -7,8 -9,18 398.000
Messier 15
Pegaso 10,2 6,2 -8,8 -9,17 398.000
Messier 2 Aquarius 11,4 6,5 -8,8 -9,02 347.000
Messier 3
Canes Venatici 10,0 6,2 -8,8 -8,93 316.000
Messier 5
Serpens 7.3 5,7 -8,6 -8,81 288.000
10º Messier 13
Hercules 7,0 5,8 -8,4 -8,70 257.000
11º Messier 22 Sagittarius 3,2 5,1 -7,5 -8,20 214.000
12º NGC 6541
Corona Australis 7,4 6,3 -8,2 -8,37 191.000
13º Messier 92
Hercules 8,1 6,4 -8,1 -8,20 162.000
14º NGC 6752 Pavo 3,9 5,4 -7,6 -7,73 105.000
15º Messier 55
Sagittarius 5,3 6,3 -7,7 -7,55 89.000
16º Messier 10 Ophiuchus 4,3 6,6 -6,6 -7,48 83.000
17º Messier 12 Ophiuchus 4,7 6,7 -6,7 -7,32 72.000
18º Messier 4
Scorpius 2,2 5,6 -6,1 -7,20 65.000
19º NGC 6397
Ara 2,2 5,7 -6,0 -6,63 38.000
Obsérvese cómo la gran mayoría de grandes cúmulos globulares de la Vía Láctea se concentra en el hemisferio sur celeste (en azul) frente a los que se hayan en el norte (en naranja). Hemos coloreado de color más claro los cúmulos que, de cada hemisferio, se encuentran muy cercanos al ecuador celeste.

De este modo se observa (sin sorpresa) que el cúmulo globular más brillante de nuestra Vía Láctea es Ω Centarui (omega Centauri), con una magnitud absoluta de -9,8 y un brillo estimado de más de 1.000.000 soles. Este cúmulo es comparable al cúmulo de Andrómeda Mayll G1, que en su centro se sospecha que alberga un agujero negro, lo que indicaría que se trata de una galaxia que ha sido prácticamente fagocitada por la Gran Galaxia de Andrómeda. 47 Tucanae ocupa un segundo puesto, con una magnitud absoluta también inferior a -9, pero con unos 600.000 soles menos que Ω Centarui.

Los astrónomos del hemisferio sur se pueden considerar más que afortunados, no sólo porque pueden observar los dos mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea, en las constelaciones del Centauro y del Tucán, sino porque, salvo las excepciones de los cúmulos situados en Hercules, Pegaso y Canes Venatici,  tienen la posibilidad de observar con total comodidad los mayores y más impresionantes ejemplares de este tipo de objetos. Aunque es cierto que los astrónomos del norte no lo tenemos tan mal, puesto que M 2 (Messier 2) a pesar de tener declinación negativa, está muy cerca del ecuador celeste, y M 13 (Messier 13), el décimo cúmulo más importante del listado está muy alejado del plano galáctico, con lo que no acusa demasiado los efectos de la extinción galáctica. Es un cúmulo que se observa con gran comodidad en la primavera y verano del hemisferio norte dada su cercanía al cenit durante su culminación, pero que apenas llega a los 250.000 soles, quedando por detrás de otros cúmulos observables también cómodamente desde el norte, como M15 (Messier 15) M 2 (Messier 2) y M 3 (Messier 3).

 

Messier 13
El cúmulo M 13, en Hércules (Foto Pedro L. Cuadrado)

 

El tamaño real de los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea

Terminamos calculando el tamaño real de estos cúmulos, partiendo de los datos que nos proporciona el Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, donde aparecen los datos de tamaño aparente y distancia. Con la tangente es muy fácil.

El mayor cúmulo vuelve a ser omega Centauri. Y esta vez descubrimos que M 13 vuelve a quedar en un discreto 7º puesto. Descubrimos que el segundo mayor cúmulo es M 3, que desmerece por su mayor distancia a nosotros. El cuarto cúmulo es 47 Tucanae.

Posición Designación Constelación Tamaño aparente Distancia (kpc) Tamaño real
(parsecs)
Ω Centarui Centaurus 36′ 5,1 26,7
Messier 3 Canes Venatici 16′ 10,0 23,3
Messier 2 Aquarius 13′ 11,4 21,6
47 Tucanae
Tucan 30′ 4,3 18,7
Messier 5 Serpens 17′ 7.3 18,1
Messier 15
Pegaso 12′ 10,2 17,8
Messier 13
Hercules 17′ 7,0 17,3
Messier 19 Ophiuchus 13′ 8,5 16,1
NGC 6388 Scorpius 9′ 11,5 15,1
10º Messier 55 Sagittarius 19′ 5,3 14,7
11º NGC 6541
Corona Australis 13′ 7,4 14,0
12º Messier 62 Ophiuchus 14′ 6,7 13,7
13º Messier 92
Hercules 11′ 8,1 13,0
14º NGC 6752
Pavo 20′ 3,9 11,3
15º Messier 22
Sagittarius 24′ 3,2 11,2
16 Messier 12 Ophiuchus 15′ 4,7 10.3
17º Messier 10 Ophiuchus 15′ 4,3 9.4
18º NGC 6397 Ara 26′ 2,2 8,4
19º Messier 4
Scorpius 26′ 2,2 8.3
Nuevas sorpresas: el segundo cúmulo globular más grande la Vía Láctea parece ser M 3 (Messier 3)

 

Messier 3
El cúmulo globular M 3. Foto: Wiyn Observatory

 

Conclusión

Este artículo intenta simplemente relativizar cuanto admiramos determinados objetos cuando los observamos a través del telescopio. Las distintas distancias a los objetos dentro de la galaxia y sus posiciones con respecto al plano de la Vía Láctea condicionan las observaciones.

Además, la extinción atmosférica (distinta de la galáctica) provoca que los objetos cercanos al horizonte pierdan una gran cantidad de brillo, y por lo tanto de vistosidad. Por ello sólo podemos hacernos una idea real de cómo es un objeto cualquiera cuando lo observamos a una altura respetable. Por mucho que podamos observar desde el norte a M22 y a omega Centauri, su escasa altura nos impide observarlos con la nitidez que merecen y no podremos apreciarlos a no ser que cambiemos de hemisferio.

¿Por qué los astrónomos aficionados gastan pequeñas fortunas en viajar para observar eclipses totales de Sol y no se plantean nunca tomar un avión para observar el cielo del otro hemisferio? La sensación de estar bajo otras constelaciones y bajo un cielo que aparenta moverse al contrario de como lo ha hecho toda la vida es lo más parecido a un viaje a otra galaxia que un ser humano puede experimentar.

 

Publicado en Extragaláctica, Matemáticas | Comments Off on Los mayores cúmulos de la Vía Láctea
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)

 

Publicado en Evolución Estelar | Comments Off on Spitzer captura la puesta de largo de las estrellas de la Vía Láctea
May 15th, 2008

Una nube de gas de alta velocidad se dirige hacia nuestra galaxia. Fue descubierta por la discípula de Jan Oort, Gail Bieger-Smith, en 1963, cuando estos y otros astrónomos holandeses trataban de cartografiar la Vía Láctea en radio. Se preveé que esta nube, que se encuentra a unos 40.000 años luz en la dirección de la constelación de El Águila, choque con nuestra galaxia en la zona del brazo de Perseo. Esto ocurrirá en unos 20.000 o 40.000 millones de años.

Fuente: Sky and Telescope.

La Vía Láctea, nuestra galaxia, es un gigantesco disco de unos 100.000 millones de estrellas, que giran todas en torno a un centro de gravedad común en el que parece haber un agujero negro supermasivo, de entre 1.000.000 y 3.000.000 de masas solares. En la Vía Láctea se están formando y muriendo estrellas de manera continua. Esto provoca que ciertas masas de gas sean expulsadas fuera de ese disco, especialmente cuando se producen explosiones de supernovas, las violentas muertes de las estrellas más masivas. Esas nubes de gas acaban volviendo a caer al disco de la galaxia. Sin embargo, parece que esta nube no sigue esa pauta, al menos en apariencia. Se trata de una nube de gas de alta velocidad.

La nube fue descubierta por la astrónoma holandesa Gail Biegger-Smith con el radiotelescopio de 25 metros de diámetro de Dwingeloo, inaugurado en 1956 y en su momento el mayor del mundo. Poco después de su descubrimiento, la astrónoma se casó y se quedó embarazada, lo que la llevó a abandonar su carrera ya que su jefe, el célebre Jan Oort, consideraba que la maternidad era incompatible con la carrera astronómica. Según manifestó Biegger-Smith a Sky and Telescope, fue decisión de ella y nunca se ha arrepentido. Así, este es otro ejemplo más de una mujer trabajadora que ha abandonado su carrera para dedicarse a la vida familiar.

La de Biegger-Smith es la nube de gas de alta velocidad más cercana de las que han sido detectadas en las proximidades de la Vía Láctea. Recientes observaciones de la nube con el Green Bank Telescope (GBT), en Virgina, EEUU, han demostrado que la nube está a unos 40.000 años luz del Sol, siendo una de las pocas nubes galácticas cuya distancia y posición en el espacio se conoce con exactitud. Conocemos también sus dimensiones: 11.000 x 2.500 años luz. Está unos 9.000 años luz por debajo del plano del disco galáctico y a unos 25.000 años luz de su centro. Biegger-Smith ya calculó que la nube retrocedía a 100 km/s, pero ello es debido a nuestro movimiento propio, y se está acercando a la Vía Láctea a 70 km/s, aunque su velocidad en el espacio es de de 300 km/s. Por su movimiento parece compartir gran parte de la velocidad de rotación de nuestra galaxia.

Una de las conjeturas acerca de la formación de las galaxias supone que estas se forman por la concentración de la aún no descubierta materia oscura, en forma de grandes halos, que habrían acabado atrayendo las nubes de hidrógeno circundantes para, a la manera de grandes ladrillos, terminar formando las galaxias tal y como ahora las conocemos. En este sentido, si se demostrara que la composición de la nube de Bieger-Smith es la misma que la del universo primigenio, podríamos estar, quizá, ante uno de los últimos supervivientes de la formación de las primeras galaxias del Universo. Por el contrario, si se detectara una gran abundancia de metales, es decir, de átomos más complejos que el hidrógeno, en ese caso la nube habría sido probablemente expelida de la Vía Láctea por alguna gran explosión de supernova que habría ocurrido en el pasado, y ahora estaría simplemente volviendo al lugar del que originariamente procedería. En contra de esta hipótesis está el hecho de que su masa parece demasiado elevada (un millón de masas solares), aunque parece cierto que, como dijimos más arriba, comparte el movimiento de giro de la Vía Láctea.

Publicado en Extragaláctica | Comments Off on En ruta de colisión con la Vía Láctea
April 15th, 2008

Después de dedicar seis años a medir el brillo y los colores de 200 millones de objetos, los datos de SDSS (o Sloan, como también se le suele llamar) parecen apuntar a que el halo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, consta de dos partes bien diferenciadas. Esta podría ser una prueba más de que las grandes galaxias (incluida la nuestra) se forman mediante la colisión de galaxias más pequeñas.

 

Fuentes: Sky & Telescope y SDSS.

El Sloan Digital Sky Survey (SDSS-I) (Reconocimiento Digital del Cielo de Sloan) recopila los datos de más de 200 millones de objetos abarcando casi la mitad del hemisferio norte, siendo la mayor recopilación de datos de objetos celestes del mundo,  acumulando 15 terabytes de información. El proyecto ha obtenido también los espectros a media resolución de más de 1.200.000 de objetos. Los trabajos finalizaron en julio de 2005, aunque los científicos prosiguen con su estudio del Cosmos con la continuación, el SDSS-II, que tiene previsto completarse en julio de 2008, e incorpora el proyecto SEGUE, Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (Extensión de Sloan para la Exploración y Entendimiento de la Galaxia).

 

Telescopio de 98 pulgadas de Sloan
El telescopio de 98 pulgadas (2,5 metros) de Sloan, en Nuevo México, EE.UU. (Crédito: SDSS).

SEGUE (que como hemos dicho se engloba en SDSS-II) ha determinado hasta ahora la metalicidad de más de 200.000 estrellas del disco y del halo de la Vía Láctea. De este modo que el equipo de SDSS-II, compuesto de científicos japoneses, australianos, italianos y de los EEUU parece haber descubierto que en el halo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, existen dos poblaciones estelares bien diferenciadas, tanto por su composición como por su dinámica.

Dentro del halo interior, que es de forma achatada y que alcanza hasta los 50.000 años luz del centro galáctico, las estrellas rotan en el mismo sentido que las estrellas del disco galáctico. Sin embargo, en el halo exterior, más esferoidal y que alcanza hasta los 65.000 años luz del centro galáctico, las estrellas tienden a moverse en la dirección contraria, pero al doble de velocidad que las estrellas del halo interior. La metalicidad de estas extrellas del halo exterior tienen, además, una metalicidad inferior a las estrellas del halo interior. La metalicidad de las estrellas se mide por la abundancia de los elementos más complejos que el hidrógeno (H) y el helio (He). Estos elementos más complejos se forman principalmente en las estrellas, por lo que la carencia de ellos se asocia con una mayor longevidad, ya que esas estrellas se habrían formado de un gas menos metálico, esto es, más parecido al que existía cuando se formó el universo después del Big Bang. En la gran explosión supuestamente, y según cada vez un mayor número de datos observacionales, se originó el Cosmos.

Debido a la existencia de estas dos poblaciones de estrellas tan diferentes en zonas distintas de halo de nuestra galaxia, los investigadores especulan con que la Vía Láctea, durante su proceso de formación, fue colisionando con sistemas estelares más pequeños, que habrían quedado absorbidos por ella, dispersándose las estrellas que los componían. Pero reconocen que la cadena de los acontecimientos es muy difícil siquiera de intuir.

La naturaleza dual del halo de la Vía Láctea se determinó basándose en las mediciones de 20.000 estrellas. SEGUE espera multiplicar por 10 el número de datos, con lo que se cree que llegarán a obtenerse muchas más sorpresas.

  • Los datos del SDSS se pueden consultar en castellano en este enlace: SkyServer.
  • Para aprender más sobre SEGUE (en inglés).

 

 

Publicado en Extragaláctica | Comments Off on Sloan comienza a descifrar el complejo halo de la Vía Láctea
  •  

     

  •  

     

  •  

     

     

     

  • Etiquetas

  •  

     

  • Archivo de publicaciones

  •  

     

  •  

     

  • Mapa del sitio

  • ?>