Campos de Estrellas

Cygnus OB2, una guardería estelar cercana

Cygnus OB2

Cygnus OB2: X-ray: NASA/CXC/SAO/J.Drake et al, Optical: Univ. of Hertfordshire/INT/IPHAS, Infrared: NASA/JPL-Caltech

La Vía Láctea y otras galaxias del Universo albergan muchos cúmulos y asociaciones de estrellas jóvenes con varios cientos e incluso miles de estrellas jóvenes, masivas, y calientes, conocidas como estrellas O y B. El cúmulo estelar Cygnus OB2 contiene más de 60 estrellas de tipo O y cerca de un millar de estrellas de tipo B. Cygnus OB2 es el cúmulo masivo más cercano a la Tierra, su distancia es relativamente cercana, unos 5.000 años luz. Observaciones profundas de Cygnus OB2, con el telescopio espacial de rayos X Chandra de la NASA, han servido para detectar la emisión de rayos X de las coronas de las estrellas jóvenes de la agrupación e investigar cómo estas grandes fábricas de estrellas se forman y evolucionan. Se detectaton cerca de 1.700 fuentes de rayos X, incluyendo 1450 que se cree que corresponden a estrellas del cúmulo. En esta imagen, los rayos X de Chandra (en azul) se han combinado con los datos infrarrojos del telescopio espacial Spitzer de la NASA (rojo) y los datos ópticos del Telescopio Isaac Newton (naranja).

En estas observaciones se detectaron estrellas jóvenes de edades comprendidas entre un millón y siete millones de años. Los datos del infrarrojo indican que una fracción muy baja de las estrellas tienen discos circumestelares de polvo y gas. Aún menos discos fueron encontrados cerca de las estrellas masivas OB desafiando la fuerza de la intensa radiación, que lleva a la destrucción temprana de estos discos. También se han encontrado evidencias de que la población de viejas estrellas ha perdido a sus miembros más masivos a causa de las explosiones de supernovas. Para el cúmulo Cygnus OB2 se estima una masa total de alrededor de 30.000 veces la masa del Sol, una masa similar a la de las regiones de formación estelar más masivas de nuestra Galaxia.

Fuente: Probing a Nearby Stellar Cradle.

Written by Felipe

8 noviembre, 2012 at 18:38

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La Nebulosa del Aspersor de Jardín

La Nebulosa del Aspersor de Jardín

ESA/Hubble & NASA

El Universo está repleto de objetos misteriosos, muchos de ellos tan extraños como bellos. Entre estos objetos las nebulosas planetarias son probablemente uno de los más fascinantes. Ningún otro tipo de objeto presenta una variedad tan grande de formas y estructuras. El telescopio espacial Hubble nos ofrece esta semana una imagen llamativa de Hen 3-1475, una nebulosa planetaria en proceso de formación.

Las nebulosas planetarias deben su nombre a que cuando se observaron con los primeros telescopios se asemejaban a planetas, aunque en realidad no tienen nada que ver con un planeta, son brillantes estructuras de gas que se están expandiendo, y tienen su origen en estrellas similares al Sol que han llegado al final de sus vidas. Deben su intenso brillo a la radiación proveniente del núcleo caliente y compacto que queda cuando la estrella expulsa su envoltura exterior de gas. La radiación que emite el núcleo de la estrella es lo suficientemente potente como para ionizar el gas de estas estructuras y hacerlo brillar.

Cada nebulosa planetaria es compleja y única. Hen 3-1475 es un gran ejemplo de una nebulosa planetaria en proceso de formación, una fase a la que los astrónomos denominan nebulosa protoplanetaria.

Dado que la estrella central aún no ha expulsado por completo su envoltura de gas, la radiación que emana de ella no es suficiente para ionizar el gas y hacer brillar el gas que ya ha expulsado. El gas que vemos resulta visible porque refleja la luz de la propia estrella. Cuando la envoltura de gas de la estrella sea expulsada por completo, esta envoltura comenzará a brillar y se convertirá en una nebulosa planetaria.

Hen 3-1475 se encuentra en la constelación de Sagitario, a unos 18.000 años luz de nosotros. La estrella central es más de 12.000 veces más luminosa que nuestro Sol. Su rasgo más característico es un espeso toro de polvo que se encuentra alrededor de la estrella, y dos chorros en forma de S que salen de las regiones polares de la estrella. Estos chorros son grandes emisiones de gas que se mueven a cientos de kilómetros por segundo.

La formación de estos chorros bipolares ha desconcertado a los astrónomos durante mucho tiempo. ¿Cómo puede una estrella esférica formar estas estructuras complejas? Estudios recientes sugieren que la forma característica del objeto y el flujo de gas a gran velocidad son creados por una fuente central que expulsa chorros de gas en direcciones opuestas siguiendo un movimiento de precesión que dura mil años. Se comporta como un enorme aspersor de jardín que gire lentamente en mitad del cielo. No es de extrañar que los astrónomos hayan apodado a este objeto como la “Nebulosa del Aspersor de Jardín” (“Garden-sprinkler Nebula”).

Esta imagen fue tomada con la Wide Field Camera 3 del Hubble, que nos permite estudiar este objeto con una resolución significativamente mayor que en observaciones anteriores con la Wide Field Planetary Camera 2 (heic0308).

Fuente: A cosmic garden sprinkler.

Written by Felipe

8 octubre, 2012 at 15:19

Una nova de rayos X permite descubrir un nuevo agujero negro en nuestra galaxia

El pasado 16 de septiembre, el satélite Swift de la NASA detectó una nueva y brillante fuente de rayos X cerca del centro galático que se ha identificado como una nova de rayos X, algo que se produce cuando una fuente comienza a emitir repentinamente en rayos X, incrementa su emisión con el paso de los días hasta alcanzar el máximo, para luego decaer durante un periodo de varios meses. Las novas de rayos X son eventos poco habituales, éste es el primero captado por Swift. Y ha revelado la presencia de un agujero negro que no se había detectado hasta ahora.

Agujero negro y estrella compañera

ESO/L. Calçada

Aunque la posición del agujero negro no se ha podido determinar con precisión, debe estar entre 20 y 30 mil años luz de nosotros, en la región central de la Vía Láctea. También se han detectado emisiones en infrarrojo y de radio procedente de este objeto, pero al estar cerca del centro de la galaxia, la gran cantidad de polvo que lo rodea impide observarlo en el visible. Este agujero negro debe formar parte de una binaria de rayos X de baja masa, y seguramente tenga por compañera a una estrella de masa similar al Sol.

La estrella compañera debe estar perdiendo parte de su material, que al verse atraído por el agujero negro, cae hacia él formando un disco de acreción alrededor del agujero negro. El material gira en este disco a grandes velocidades, se calienta y emite en rayos X que podemos detectar.

Normalmente el material del disco cae hacia el agujero negro a un ritmo estable, y la emisión de rayos X también lo es. Pero bajo determinadas circunstancias el material que se incorpora no llega a producir un flujo constante en el disco y se forman dos zonas, una exterior de material a menor temperatura y menos ionizado que el del interior del disco. El material de la zona exterior permanece retenido en esa zona, como si fuese el agua de un embalse que se ve contenida por la presa. Esta situación se mantiene hasta que la cantidad de material acumulado en esta zona del disco es tan grande que acaba cayendo hacia el agujero negro, y entonces se produce una intensa emisión de rayos X, esto es lo que detectamos como nova de rayos X.

Este suceso deja sin material la zona interior del disco, por lo que al cabo de un tiempo la emisión de rayos X deja de producirse. Con el tiempo, se irá incorporando más material al disco de acreción del agujero negro procedente de la estrella compañera, y cuando la cantidad de material vuelva a ser suficiente se volverá a producir la nova de rayos X.

Se estima que en nuestra galaxia la masa de todos los agujeros negros puede rondar los cien millones de masas solares. Sin embargo desconocemos dónde se encuentran la mayoría de estos agujeros negros, hasta el momento sólo hemos encontrado alrededor de una docena.

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Fuentes:

Written by Felipe

7 octubre, 2012 at 11:53

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El Hubble nos ofrece su visión más profunda del Universo

Una vez más, el telescopio espacial Hubble hace más profunda su mirada para mostrarnos las galaxias más lejanas de nuestro Universo. En una imagen que abarca una pequeña zona del cielo de 2×2,3 minutos, que viene a ser una quinceava parte de la Luna, el Hubble ha podido captar unas 5.500 galaxias. Una imagen a la que se ha denominado Extreme Deep Field, o XDF, y que se puede traducir como el campo extramadamente profundo del Hubble.

Hubble XDF

Hubble XDF: NASA, ESA, G. Illingworth, D. Magee, and P. Oesch (University of California, Santa Cruz), R. Bouwens (Leiden University), and the HUDF09 Team

Las galaxias de la imagen se encuentran a diferentes distancias, y como ya sabemos, mirar objetos lejanos supone mirar al pasado. El Hubble nos muestra galaxias tal como eran hace 13,2 miles de millones de años de antigüedad, la galaxia más alejada corresponde a un Universo muy joven, de tan solo 450 millones de años de edad.

Distancias de las galaxias

Distancias de las galaxias: NASA, ESA, G. Illingworth, D. Magee, and P. Oesch (University of California, Santa Cruz), R. Bouwens (Leiden University), Z. Levay (STScI) and the HUDF09 Team

No es la primera vez que el Hubble obtiene una imagen similar a ésta, en realidad sería es el terce hito dentro de este tipo de imágenes. A principios de 1996 nos ofreció la primera imagen de este tipo, que se dió a conocer como la imagen del Campo Profundo del Hubble.

Campo Profundo del Hubble

Campo Profundo del Hubble: Robert Williams and the Hubble Deep Field Team (STScI) and NASA

Una imagen para la Historia ya que nos mostró que en una pequeña zona del cielo, en la constelación de la Osa Mayor, donde no parecía haber nada, en realidad existía una gran número de galaxias pertenecientes a diferentes épocas del Universo. Desde la actual hasta unos escasos mil millones de años tras el Big Bang. En esta imagen se pueden llegar a encontrar unas 1500 galaxias, y las vemos de todos los tipos, espirales, elípticas irregulares, de frente, de lado, aisladas, interactuando, y más o menos brillantes, una imagen que refleja perfectamente la fauna de galaxias que pueblan nuestro Universo casi desde sus inicios hasta hoy.

Tres años después de esta primera imagen, se realizaron observaciones similares en otra zona del cielo con el propósito de obtener una imagen similar, aunque esta vez en el hemisferio sur celeste. A nueva imagen se la conoce como el Campo Profundo Sur del Hubble, y el resultado que ofreció fue similar, un paisaje repleto de galaxias. Todo esto nos estaba indicando, que tal como se pensaba, el Universo es uniforme a grandes escalas, es decir, en todas direcciones encontraremos lo mismo, y nuestra visión del Universo no sería diferente si estuviésemos observándolo desde cualquier otra parte del mismo.

El segundo hito de esta serie se produjo en 2004. Tras la misión STS-109 del Columbia, que instaló en el Hubble la cámara ACS (Advanced Camera for Surveys), repetir una imagen del Universo profundo con este nuevo instrumento permitiría llegar aún más lejos, poder ver galaxias más lejanas, en definitiva, poder estudiar un Universo más joven. Esta imagen recibió el nombre de Campo Ultraprofundo del Hubble.

Hubble, campo ultraprofundo

Campo ultraprofundo del Hubble: NASA, ESA

La imagen se tomó en la constelación de Fornax, que se encuentra al suroeste de Orión, y se centró en una pequeña zona de unos 3×3 minutos de arco. El tiempo de exposición de la imagen supera los 11 días, lo que permitió encontrar en ese reducido espacio unas 10.000 galaxias. Si quisiésemos disponer de imágenes como ésta para todo el cielo se necesitarían más de 16 millones y medio de imágenes. Sabiendo que vamos a encontrar lo mismo en todas direcciones, podemos multiplicar este número de imágenes, por las 10.000 galaxias que vemos, y así obtener una estimación de las galaxias que hay en el Universo. El número que se obtiene de esta estimación es enorme, 165.200 millones de galaxias, y eso que aún no hemos podido ver las galaxias más lejanas, ni siquiera con la última imagen del Hubble.

La historia de este tipo de imágenes seguro que no acabará aquí, aunque para dar un nuevo salto, uno que sea mucho más profundo y nos permita ver galaxias bastante más jóvenes tendremos que esperar al futuro telescopio espacial James Webb.

Un zoom hasta la imagen del campo extremadamente profundo del Hubble.

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Un video que nos muestra el tamaño del cielo que ocupa esta imagen con respecto al de la Luna llena.

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Written by Felipe

25 septiembre, 2012 at 20:32

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Chandra revela un halo de gas caliente alrededor de la Vía Láctea

Un grupo de astrónomos ha utilizado Chandra, el telescopio espacial de rayos X de la NASA, para encontrar evidencias de que nuestra galaxia, la Vía Láctea, está inmersa en un enorme halo de gas caliente que se extiende por cientos de miles de años luz. La masa estimada para este halo es comparable a la de todas las estrellas de la galaxia.

Si el tamaño y la masa de este halo gas se confirman, también podría ser una explicación para lo que se conoce como el problema de los bariones perdidos de la galaxia.

Halo de la Vía Láctea

Halo de la Vía Láctea: NASA/CXC/M.Weiss; NASA/CXC/Ohio State/A.Gupta et al.

Los bariones son partículas, como los protones y neutrones, que constituyen más del 99,9 por ciento de la masa de los átomos que se encuentran en el cosmos. Las mediciones de los halos de gas y de las galaxias extremadamente distantes muestran que la materia bariónica presente cuando el Universo tenía sólo unos pocos miles de millones de años representa aproximadamente una sexta parte de la masa y la densidad de la existente e inobservable materia oscura. En la época actual, unos 10 mil millones de años después, el censo de los bariones presentes en las estrellas y el gas de nuestra galaxia y en el de las galaxias cercanas muestra que al menos la mitad de los bariones están en paradero desconocido.

En un estudio reciente, un equipo de cinco astrónomos utilizaron datos de Chandra, del observatorio espacial XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea, y del satélite japonés Suzaku para establecer límites a la temperatura, extensión y masa del halo de gas caliente. Chandra observó ocho brillantes fuentes de rayos X situadas más allá de la galaxia, a distancias de cientos de millones de años luz. Las observaciones revelaron que los rayos X procedentes de estas fuentes distantes son absorbidos de forma selectiva por iones de oxígeno en la vecindad de la galaxia. Los científicos determinaron que la temperatura del halo de absorción es de entre 1 y 2,5 millones de Kelvin, o unos pocos cientos de veces más caliente que la superficie del Sol.

Otros estudios han demostrado que la Vía Láctea y otras galaxias están inmersas en gas caliente con temperaturas de entre 100.000 y 1 millón de Kelvin. Los estudios han indicado la existencia de gas más caliente, con una temperatura de más de 1 millón de grados Kelvin. Esta nueva investigación proporciona evidencias de que el halo de gas caliente que envuelve la Vía Láctea es mucho más masivo que el halo de gas cálido.

“Sabemos que hay gas alrededor de la galaxia, y sabemos lo caliente que es”, dijo Anjali Gupta, autor principal del artículo de la revista Astrophysical Journal que describe la investigación. “La gran pregunta es, ¿cómo de grande es el halo, y cuán masivo es?”

Para empezar a responder esta pregunta, los autores complementaron los datos de Chandra de la cantidad de absorción producida por los iones de oxígeno, con los datos de XMM-Newton y Suzaku sobre los rayos X emitidos por el halo de gas. Llegaron a la conclusión de que la masa del gas es equivalente a la masa de más de 10 mil millones de soles, quizás tan grande como 60 mil millones de soles.

“Nuestro trabajo demuestra que, para valores razonables de los parámetros y para supuestos razonables, las observaciones de Chandra implican una enorme reserva de gas caliente alrededor de la Vía Láctea”, dijo el coautor Smita Mathur de la Universidad Estatal de Ohio en Columbus. “Puede extenderse por unos cientos de miles de años luz alrededor de la Vía Láctea o se puede extender mucho más allá, por los alrededores de las galaxias del Grupo Local. En cualquier caso, su masa parece ser muy grande”.

La masa estimada depende de factores tales como la cantidad de oxígeno en relación a la de hidrógeno, que es el elemento dominante en el gas. Sin embargo, la estimación representa un paso importante en la resolución del caso de los bariones perdidos, un misterio que ha desconcertado a los astrónomos durante más de una década.

Aunque existen incertidumbres, el trabajo de Gupta y sus colegas ofrece la mejor evidencia hasta ahora de que los bariones perdidos de la galaxia han estado escondiendose en un halo de gas de millones de kelvin que envuelve a la galaxia. La densidad estimada para este halo es tan baja que los halos similares alrededor de otras galaxias habrían escapado a la detección.

Fuente de la noticia: NASA’s Chandra Shows Milky Way is Surrounded by Halo of Hot Gas.

Written by Felipe

24 septiembre, 2012 at 18:01

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El tiempo en Marte es frío, muy frío

Interior del cráter Gale

Interior del cráter Gale con el balance de blancos: NASA/JPL-Caltech/MSSS

Cuando vemos las imágenes que Curiosity nos envía desde el interior del cráter Gale, no resulta extraño que nos pueda recordar a paisajes de aspecto similar que tenemos en la Tierra. Lugares áridos, cubiertos de rocas y azotados por el viento. Podríamos coger algunas de las imaǵenes enviadas por Curiosity y preguntarnos si aquello es Marte o el desierto de Mojave en California.

Pero una cosa son las imágenes y otras las condiciones reales del lugar, las cuales conocemos gracias a los datos de la estación meteorológica REMS. Este instrumento mide varios parámetros, entre ellos la temperatura, la presión y la humedad. Con sólo echar un vistazo a los de temperatura podemos ver que las condiciones en el cráter Gale corresponden durante la mayor parte del tiempo a las de un lugar muy frío.

Durante los primeros 30 soles, días en Marte, la temperatura del aire ha oscilado aproximadamente entre los -75ºC por la noche y los 0ºC de por la tarde. Este rango tan amplio de temperaturas está provocado por dos factores. En primer lugar la atmósfera de Marte es menos densa que la de la Tierra, posee un menor número de moléculas que puedan calentar y enfriar, esto hace que de día la energía solar recibida se deje sentir con mayor intensidad, y que por la noche haya menos calor atmosférico que compense la falta de energía del Sol, esta situación acentúa la magnitud de los cambios de temperatura. Pero además, en la atmósfera hay muy poco vapor de agua, el agua tiene una gran capacidad para retener el calor, la sequedad en Marte hace que las variaciones de temperatura sean aún más pronunciadas.

“Los desiertos de la Tierra tienen rangos de temperatura muy extremos”, nos dice Ashwin Vasavada, científico del proyecto MSL. “Así que si tomamos un desierto de la Tierra, le ponemos una atmósfera menos densa y lo alejamos un 50% del Sol, obtendríamos algo como lo que estamos viendo en el cráter Gale”.

Informe del tiempo de REMS

Informe del tiempo de REMS: CAB, CSIC-INTA

Las lecturas de temperatura registradas por REMS durante la tarde han levantado la expectación de quienes esperan encontrar agua en la superficie de Marte. Ya que la presión atmosférica es superior a la del punto triple de agua, y de vez en cuando, la temperatura oscila alrededor del punto de congelación, incluso en zonas concretas se están dando temperaturas por encima de los 0ºC. Vasavada reconoce que “el agua líquida podría existir en este lugar en un estrecho rango de condiciones”. Aún así, “No podemos esperar que Curiosity vaya a encontrar agua líquida, ya que ésta se evaporaría o se volvería a congelar muy rápidamente. Con tan poco vapor de agua en la atmósfera, las moléculas de agua líquida que hubiese en la superficie se convertirían rápidamente en gas”.

Aunque la temperatura pueda alcanzar unos pocos grados sobre los 0ºC, el agua líquida se evaporaría como una humeante taza de café en la Tierra, para congelarse rápidamente tras la veloz absorción del calor liberado por el vapor de agua.

Por lo tanto, y a pesar de las apariencias, el cráter Gale no es un lugar tan parecido a la Tierra como pueda parecer a primera vista.

Fuente: Today’s Weather on Mars: Cold, Very Cold.

Written by Felipe

14 septiembre, 2012 at 15:08

Publicado en curiosity, marte

¿Qué edad tienen los primeros planetas del Universo?

Artículo original de Keith Cooper: How Old are the First Planets?.

Para construir un planeta se necesita un montón de material formando escombros y eso supone un montón de elementos pesados ​​-elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. La composición elemental de la nebulosa que al colapsar dió origen al Sol y a los planetas del Sistema Solar incluía elementos como el hierro, silicio y magnesio, los cuales forman el grueso de los planetas rocosos, así como carbono, oxígeno, nitrógeno, potasio y otros elementos que son esenciales para la vida.

Disco protoplanetario

Disco protoplanetario: University of Copenhagen/Lars Buchhave

Sin embargo, estos materiales estuvieron presentes tan sólo en pequeñas cantidades que no suponían más del 2% de toda la nebulosa, que se encontraba dominada por el hidrógeno (74%) y el helio (24%). Sin embargo, esta nube gaseosa era enorme, se estima que albergaba suficientes elementos pesados ​​para construir al menos treinta planetas como la Tierra.

Estos elementos pesados, conocidos como metales en la jerga astrónomica, no se materializan de la nada. Son el resultado de la fusión en el interior de las estrellas, y su posterior diseminación por todo el cosmos mediante las ondas de choque de las supernovas, lo que enriquece el medio interestelar con la materia prima para los planetas. Para acumular suficiente cantidad de estos materiales, muchas estrellas deben vivir y morir, cada una contribuyendo a la evolución química del Universo. Pero, ¿cuánto material se necesita realmente para construir un planeta y cómo de rápido pudo el Universo acumular el nivel suficiente para lograrlo?

Planetas Heavy Metal

La Tierra nació de los escombros de un disco protoplanetario alrededor de un Sol que nació 4500 millones de años atrás, una cantidad de tiempo importante en la agenda de cualquiera. Sin embargo, el Universo tiene 13.700 millones de años de existencia, el Sistema Solar ha existido aproximadamente sólo durante el último tercio de la historia cósmica. ¿Es posible que los planetas rocosos pudieran haberse formado alrededor de otras estrellas mucho antes? Por hacer una comparación, ¿somos nuevos en un barrio con más vecinos?

Candidatos de Kepler

Candidatos de Kepler: NASA/Wendy Stenzel

Hasta hace poco no pensabamos así. La idea predominante era que la magia de la alquimia estelar no produce suficiente material estelar útil para construir mundos terrestres hasta por lo menos 6 ó 7 mil millones de años tras el Big Bang. Los estudios iniciales sobre la búsqueda de mundos alrededor de estrellas con una “metalicidad” (es decir, abundancia de elementos pesados) igual o mayor que nuestro sol exoplanetas habían respaldado esto. Sin embargo, los sesgos que afectaron a nuestras primeras detecciones de planetas también habían desvirtuado nuestra comprensión de los tipos de estrellas que podrían formar planetas. Hasta el año 2009 y el lanzamiento de la misión Kepler de la NASA, la gran mayoría de los exoplanetas cuya existencia conocíamos eran gigantes gaseosos que orbitaban cerca de sus estrellas, simplemente porque eran más fáciles de detectar. Estos planetas parecían preferir estrellas de mayor metalicidad.

Sin embargo Kepler ha cambiado nuestra visión de los exoplanetas. La mera observación de tantos a la vez en su campo de visión, ha llevado al telescopio espacial a obtener un censo sin precedentes de mundos alienígenas. Se han encontrado 2.321 planetas candidatos hasta la fecha, más de un tercio de los cuales son planetas rocosos pequeños (los gigantes de gas del tamaño de Júpiter o mayores constituyen sólo el 11%, y el resto son del tamaño de Neptuno o mundos de naturaleza indeterminada), mientras que antes de Kepler el número de exoplanetas rocosos descubiertos se podían contar con los dedos de una mano. Los estudios posteriores de sus estrellas han proporcionado un descubrimiento sorprendente.

“Hemos descubierto que la existencia de planetas pequeños no depende en gran medida de la metalicidad de sus estrellas, como ocurre en el caso de los planetas más grandes”, dice Lars Buchhave, del Instituto Niels Bohr en la Universidad de Copenhague. Buchhave es el autor principal de un nuevo estudio que involucra a un grupo multinacional de astrónomos que investigan el espectro de 150 estrellas que albergan 226 candidatos a planetas encontrados por Kepler. Su investigación fue presentada inicialmente en la reunión número 220 de la Sociedad Astronómica Americana en Anchorage, Alaska, en junio, y la siguió un artículo en Nature.

Planeta tipo júpiter caliente

Júpiter caliente: ESA – C.Carreau

“A primera vista parece no lógico que los gigantes gaseosos deban ser los que dependan de la metalicidad, sino más bién los planetas terrestres”, dice Anders Johansen del Observatorio de Lund en Suecia, coautor del artículo de Buchhave. Sólo cuando uno se para a considerar cómo se forman los planetas empieza a cobrar sentido. El proceso de acreción jerárquica a partir de bloques de construcción más pequeños se denomina acreción del núcleo, pero se ha producido una especie de debate en torno a los gigantes gaseosos como Júpiter. ¿Pueden estos planetas condensarse directamente del gas de la nebulosa solar como lo hace una estrella, o necesitan una gran semilla alrededor de la cual crezcan rápidamente recogiendo gas del disco protoplanetario en un proceso fuera de control?

La preferencia de los gigantes de gas por las estrellas de metalicidad más alta indica que se formaron a través de la acreción del núcleo, mediante la construcción de un núcleo rocoso central de diez veces la masa de la Tierra, el cual podría dominar el disco protoplanetario y barrer la mayor parte del gas antes de que éste se disipase tras unos diez millones años. En los sistemas de metalicidad más baja, no habría suficientes elementos pesados ​​para construir núcleos grandes, dejando sólo pequeños mundos rocosos. En este sentido Johansen sugiere que una manera de entender los planetas terrestres es verlos como núcleos fallidos de planetas gaseosos gigantes.

Límites a la Vida

Los sistemas planetarios alrededor de estrellas que poseen una deficiencia en elementos pesados ​​pueden llegar a ser lugares atractivos para la búsqueda de vida, ya que, sin la presencia de los gigantes gaseosos, la vida puede ser más fácil. La mayor parte de los gigantes gaseosos extrasolares que hemos descubierto son los llamados “júpiter calientes”, ubicados muy cerca de sus estrellas y que completan una órbita en tan sólo unos días. Estos planetas no se formaron tan cerca de sus estrellas, en realidad migraron hacia el interior del sistema desde las órbitas en las que surgieron. Johansen dice que cada vez más astrónomos están empezando a comprender la idea de que esa migración se ve forzada por el tirón gravitatorio y la fricción dinámica del gas, o por encuentros cercanos con otros planetas. Estas interacciones con los compañeros del disco protoplanetario ha privado de momento angular a los planetas, causando a menudo que caigan en una espiral hacia su estrella. Los desafortunados planetas de menor tamaño que se encuentren en el camino del gigante de gas merodeador son expulsados ​​del sistema por éste.

“Si un planeta tipo Júpiter migra y en el proceso esparce todos los planetas más pequeños lejos, uno probablemente debería buscar planetas terrestres en otros lugares”, dice Buchhave. La vida puede tener un viaje más agradable en el universo temprano, cuando, gracias a la metalicidad más baja, no hubo gigantes de gas, el argumento de que planetas del tamaño de Júpiter son necesarios como un escudo contra los impactos de cometas conllevaría que tampoco se recibiesen el agua de estos cometas. La vida puede prescindir de los planetas gaseosos gigantes.

Galaxia espiral M74

M74: NASA, ESA

El que los planetas del tamaño de la Tierra no necesiten estrellas con una gran abundancia de elementos pesados es algo que posee unas enormes implicaciones, aumenta las posibles moradas en el espacio y el tiempo. Consideremos lo siguiente: las galaxias tienden a evolucionar químicamente de adentro hacia afuera, con una mayor abundancia de elementos pesados ​​cerca del centro galáctico en vez de en las afueras de los brazos espirales. Bajo el paradigma anterior, las regiones exteriores de los brazos espirales eran en realidad tierras baldías, incapaces de producir planetas o la vida. Sin embargo, cuando la metalicidad ya no es un problema tan grande, la zona galáctica habitable – una región donde las condiciones ambientales como la metalicidad y la tasa de supernovas conspiran para hacer planetas habitables posible – de repente se ensancha para abarcar franjas mucho más amplias de una galaxia.

Ahora consideremos que la abundancia de elementos pesados ​​en el Universo ha crecido a lo largo de la historia. En el pasado la metalicidad promedio sería algo menor. Una vez más, bajo el paradigma anterior esto suponía la imposibilidad de formar planetas rocosos en el Universo temprano, pero ahora sabemos que tales planetas podrían haberse formado en ambientes que contienen niveles de elementos pesados mucho más pobres. Esto significa que los planetas que potencialmente podrían haber sostenido la vida pudieron haberse formado hace 8, 10, o tal vez 12 mil millones de años.

Los estudios detectan una disminución en el número de estrellas que albergan planetas con la disminución de la metalicidad, pero esta disminución es mucho más pequeña para planetas de tipo terrestre que para los gigantes gaseosos. Por supuesto, la presencia de algunos elementos pesados ​​durante las fases de construcción de planetas es obligatoria, pero el nivel mínimo aún no ha sido determinado.

“Espero que haya un límite inferior”, dice Johansen. “Simplemente por debajo de un umbral de metalicidad no hay suficiente material de construcción para formar planetas con una masa como la de la Tierra”. Está claro que una abundancia de elementos pesados de ​​una décima parte de la del Sol o inferior plantería problemas para la formación de planetas. Sin embargo, cada galaxia evoluciona de manera diferente y no hay manera de saber a ciencia cierta cuándo la Vía Láctea cruzó este umbral, aunque es probable que haya sido en la historia temprana del Universo, el joven cosmos era particularmente adepto a la producción de múltiples generaciones de estrellas en rápida sucesión. Tasas de formación estelar de 4000 masas solares por año se han medido menos de mil millones de años después del Big Bang, en comparación con las míseras 10 masas solares de gas que se convierten en estrellas cada año en la Vía Láctea.

“Una típica estrella masiva que explotó y lanzó elementos pesados ​​hace 10 o 12 mil millones años atrás tenía una metalicidad de una décima parte del Sol”, añade Johan Fynbo, Profesor de Cosmología en el Instituto Niels Bohr. “Cada vez que se produce una nueva generación de estrellas se enriquece el gas interestelar con elementos pesados”.

La paradoja de Fermi

Por tanto, planetas rocosos alrededor de más estrellas, en mayores extensiones de la Vía Láctea y remontándose atrás en el tiempo más de lo que habíamos soñado alguna vez, echa más leña al fuego de la Paradoja de Fermi. Descrita en primer lugar por el brillante físico nuclear Enrico Fermi en 1950, la Paradoja de Fermi se pregunta por qué, dado el número de estrellas y planetas ahí fuera junto con la enorme edad del Universo, no hay civilizaciones alienígenas que hayan encontrado la Tierra. ¿Dónde están todos?

Hubble, campo ultraprofundo

Campo ultraprofundo del Hubble: NASA, ESA

El problema se agrava aún más si tenemos en cuenta que el primer término de la ecuación de Drake -el método de Frank Drake para estimar el número de civilizaciones inteligentes en la galaxia- es la tasa de formación de estrellas, que en promedio fue mucho mayor en el Universo hace 10-13 mil millones de años atrás, cuando parece que los primeros planetas se habrían empezado a formar. En la actualidad, en la Vía Láctea, la tasa media anual de formación estelar es de diez masas solares, un incremento del orden en diez o cien veces tiene el efecto de elevar el resultado de la ecuación: el número estimado de civilizaciones.

Uno de los argumentos favoritos en contra de la Paradoja de Fermi es que se necesita tiempo para alcanzar la metalicidad umbral, lo que conlleva que el Sol sería una de las primeras estrellas con el nivel requerido y que por lo tanto, la Tierra sería uno de los primeros planetas con vida. Ahora vemos que los planetas y la vida pudieron surgir en prácticamente cualquier punto de la historia cósmica, lo que socava este argumento en contra y nos obliga a preguntarnos una vez más: ¿dónde está todo el mundo? Si la vida aparece por primera vez en los planetas hace entre 12 y 13 millones de años, entonces las civilizaciones inteligentes (si es que han sobrevivido todo este tiempo) estarán ahora miles de millones de años por delante de nosotros y sus preocupaciones ya no son las de los acontecimientos en una bola de barro húmeda en alguna parte de las interioridades de la galaxia. Quizás civilizaciones que son muchos miles de millones de años más antiguas emplean su tiempo desviando la energía de los agujeros negros o viviendo dentro de Esferas de Dyson.

Sin embargo hay algunos giros en la historia. En 2010, investigadores del Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg, Alemania, descubrieron un planeta gigante de gas alrededor de una estrella tan carente de elementos pesados ​​que debe haberse formado muy temprano en la historia del Universo. Para aumentar la intriga, la estrella, conocida como HIP 13044 y situada 2.000 años luz de distancia, es parte de una corriente estelar que es todo lo que queda de una galaxia enana que ha sido devorada por la Vía Láctea. Este año, los mismos investigadores encontraron otra estrella de baja metalicidad con dos gigantes de gas. En base a la abundancia de hidrógeno y helio de la estrella, conocida como HIP 11952, ésta debió nacer hace 12,8 mil millones años, 900 millones de años después del Big Bang. Por qué han sido capaces de formarse gigantes de gas ​​alrededor de estas estrellas deficientes de metales pesados es algo que desconocemos. Tal vez utilizando un proceso alternativo para la formación de planetas gaseoso.

Por otro lado nuevos resultados sugieren que, en al menos algunas regiones del Universo, los gigantes de gas han sido capaces de formarse en cualquier momento.

Abundancia Elemental

Para algunas galaxias tenuesen el Universo distante, cuya luz es demasiado débil como para permitir una medición de su espectro, es posible emplear una técnica que hace uso de la retroiluminación natural de los cuásares altamente luminosos para estudiar galaxias tenues en primer plano. Al aprovechar este método para estudiar la composición química de una galaxia que existía 12 mil millones años atrás, un equipo de astrónomos que incluye a Johan Fynbo obtuvo una revelación sorprendente.

“Nos fijamos en un cuásar de fondo cuya luz atraviesa una galaxia que se encuentra en frente de ella, por lo que la luz del cuásar fue absorbida”, dice Fynbo. “Esto nos permitió ver las líneas de absorción de oxígeno, azufre, carbono y todos los elementos que han sido sintetizados en la galaxia”.

Planetas rocosos de Kepler-20

Kepler-20: NASA/Ames/JPL-Caltech

Doce mil millones de años la química de las galaxias debería haber sido bastante primitiva, pero en esta galaxia en particular Fynboy sus colegas, que reportaron sus hallazgos en la revista Monthly Notices de la Royal Astronomical Society, encontraron una abundancia de elementos pesados ​​equivalente a la del Sol. Tales hallazgos a distancias elevadas no son inusuales por sí mismos, pero suelen producirse usando el centro de los cuásares, en un área muy pequeña de una galaxia. Sin embargo en este caso la luz del cuásar estaba brillando a través del disco de la galaxia que se encontraba en primer plano, mostrando niveles de elementos pesados como los del Sol ​​a 52.000 años luz del centro de la galaxia, justo en las afueras. Incluso hoy en día, nuestra Vía Láctea no está tan avanzada químicamente hasta el borde de sus brazos espirales, así que ¿cómo esta galaxia distante ha conseguido enriquecerse en toda su extensión con tanta rapidez?

La mejor explicación hasta ahora es que un brote de formación estelar -un episodio intenso y rápido de formación de estrellas- en las regiones interiores de la galaxia ha llevado los elementos pesados a los exteriores de las galaxias. Esto puede producirlo el fuerte vendaval de vientos estelares causado por la radiación que emana de las estrellas calientes y masivas, o por el transporte de las ondas de choque de las supernovas. Por otra parte, la luz del cuásar estaba enrojecida por el polvo de la galaxia. El polvo es el elemento más básico en la formación de planetas, se reune en conglomerados y terrones que se acumulan para formar protoplanetas. El polvo es también producto de la fase de violento bombardeo sufrido por los jóvenes sistemas planetarios y es fabricado con abundancia en las supernovas.

“Para formar planetas claramente necesitas metales y parece que en una galaxia es posible producirlo en lugares alejados y en momentos muy tempranos, esto es lo que nos sorprendió”, dice Fynbo. Sin embargo, metalicidades tan altas también permiten la formación de planetas gigantes de gas, y aunque Lars Buchhave ya ha mencionado las dificultades que los gigantes gaseosos pueden causar a los planetas habitables, no necesariamente tienen que suponer el final del show, nuestro Sistema Solar con Júpiter y Saturno no es la única excepción.

“En el sistema planetario Kepler-20 hay cinco planetas” dice Fynbo, “Tres son del tamaño de Saturno y dos son de tamaño terrestre, y siguen un orden grande-pequeño-grande-pequeño-grande. Si los planetas con la masa de Saturno migraron, ¿cómo pueden los pequeños planetas estar entre los más grandes?

En cualquier caso, una cosa es cada vez más evidente: que muy poco tiempo después del Big Bang ya se disponía de materias primas suficientes para la formación de planetas terrestres, lo que plantea la posibilidad de que pueda haber vida mucho más antigua que la nuestra en el Universo. Tal vez ellos residan alrededor de estrellas enanas rojas de larga vida, o se hayan marchado de su sistema de origen una vez que su estrella haya expirado. O, quizás, realmente somos los primeros, lo que significa que si la vida ha ocurrido sólo una vez a lo largo de toda la historia del Universo, nuestra existencia tiene que ser un golpe de suerte y nuestro planeta muy, muy especial.

Written by Felipe

31 agosto, 2012 at 16:54

Publicado en exoplanetas

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