Planetas habitables alrededor de enanas blancas.

Al finalizar su vida, las estrellas como el Sol dejan atrás un remanente estelar denominado enana blanca. En el proceso, es muy posible que los planetas de tipo terrestre que existan a su alrededor queden totalmente incinerados. Sin embargo, las enanas blancas constituyen un escenario muy interesante para el futuro de la vida en el universo. La etapa de fusión nuclear de las estrellas, en la cual estamos viviendo, ocupará una pequeña fracción de la vida del Universo (supuestamente infinita). Por contra, las enanas blancas seguirán brillando miles de millones de años después de que se haya apagado la última estrella. Es posible que el destino de los seres vivos dependa de la existencia de planetas alrededor de estos astros.


Una enana blanca comparada con la Tierra.

Como ya comentamos en una entrada anterior, hasta la fecha no se ha descubierto ningún exoplaneta alrededor de una enana blanca. Estos planetas serían muy probablemente mundos de segunda o tercera generación, es decir, formados a partir de los restos planetarios generados durante la fase de gigante roja. En cualquier caso, ¿podría existir vida en estos mundos? Precisamente esto es lo que ha explorado en un reciente artículo Eric Agol, de la Universidad de Washington.

Al ser astros tan pequeños (del tamaño de la Tierra), la zona habitable alrededor de una enana blanca estaría situada muy cerca de la misma, entre 0,75 y 3 millones de kilómetros para enanas frías (con una temperatura superficial de 5000 K) y con 0,4-0,9 veces la masa del Sol. Las enanas blancas son grandes trozos de materia degenerada sin una fuente de energía interna. Con el tiempo -muuucho tiempo- se enfriarán hasta dar lugar a una enana negra. No obstante, el universo no es aún lo suficientemente viejo para que se haya podido formar alguna enana negra. La zona habitable alrededor de una enana blanca se encogerá a medida que el astro se enfría, pero aún así estamos hablando de escalas de tiempo enormes. Por ejemplo, un planeta situado a un millón de kilómetros de una enana podría permanecer hasta ocho mil millones de años dentro de la zona habitable, un tiempo equivalente a la vida del Sol.


Zona habitable alrededor de una enana blanca en función de la distancia y la vida/luminosidad (Eric Agol).


Posible aspecto de las curvas de luz de los eclipses de planetas habitables alrededor de enanas blancas (Eric Agol).


Densidad de probabilidad de detección de planetas alrededor de enanas blancas. El método del tránsito favorece en este caso la detección de planetas del tamaño de la Tierra (Eric Agol).

Un planeta situado en la zona habitable de una enana blanca podría eclipsar por completo la estrella vista desde la Tierra. Este hecho convierte a estos astros en potenciales objetivos del método del tránsito para detectar exoplanetas, aunque no será nada sencillo. 

Resulta paradójico pensar en la posibilidad de la existencia de planetas habitables alrededor de cadáveres estelares. Pero es posible que, algún día, nuestros muy lejanos descendientes se refugien en estos mundos mientras el resto del universo se apaga a su alrededor.

Más información:

• Transit surveys for Earths in the habitable zones of white dwarfs, Eric Agol (ArXiV, 17 marzo 2011).

La química de la Galaxia

(Esta entrada es la contribución de Eureka a la primera edición del Carnaval de la Química, organizado por el blog Ese punto azul pálido)

Al igual que casi todas las galaxias, la Vía Láctea presenta zonas de distinta composición química. Puede parecer un asunto trivial, pero sólo si somos capaces de estudiar la evolución de esta composición lograremos entender su formación y su destino.

¿Y cómo cambia la composición química de una galaxia? Primero, debemos saber que para los astrofísicos cualquier elemento más pesado que el helio entra en la categoría de "metal". No en vano, la materia bariónica del Universo está compuesta en su inmensa mayoría por hidrógeno (casi un 75%) y helio, así que estamos ante una buena aproximación (la astrofísica es la ciencia de las aproximaciones). A medida que las estrellas se forman a partir del medio interestelar, comienzan a sintetizar en sus núcleos mediante reacciones de fusión elementos más pesados que el helio, como por ejemplo el hierro de nuestra sangre o el calcio de nuestros huesos. Cuando la estrella muere, parte de estos elementos son devueltos al medio interestelar, por lo que la siguiente generación de estrellas contiene más "metales" que la anterior. En astronomía, esta evolución de la metalicidad  a lo largo de varias generaciones estelares se define mediante el concepto de población. Las estrellas más jóvenes y "metálicas" entran en la Población I, mientras que las más viejas corresponden a la Población II. La primera generación de estrellas del Universo, con una metalicidad casi nula, formarían la mítica Población III.

La masa es el factor determinante para saber cuánto va a durar una estrella (las más masivas viven mucho menos), pero también lo es su metalicidad. Las estrellas con menos metales presentan atmósferas menos opacas, así que suelen ser más compactas y calientes que sus hermanas con más metales. Un resultado directo de este fenómeno es que las estrellas de baja metalicidad con más de diez masas solares pueden vivir más. Sin embargo, ocurre justo lo contrario con las estrellas de baja masa. Una estrella de 0,8 masas solares y con la misma cantidad de metales que el Sol puede esperar vivir unos 23000 millones de años. Por contra, si su metalicidad fuese inferior al 5% de la solar, "sólo" viviría unos 13800 millones de años, casi la edad del Universo. Esto nos indica que las estrellas de 0,8 masas solares que se formaron poco después del Big Bang son los astros de menos masa supervivientes de esa época. O dicho de otro modo, no podemos encontrar ninguna estrella de Población III con más de 0,8 masas solares. Por supuesto, también hay que tener en cuenta otros factores, como la rotación del astro. Por otro lado, la metalicidad también determina qué tipo de elementos se emiten al medio interestelar a través del viento estelar. Por ejemplo, las estrellas Wolf-Rayet metálicas expulsan más carbono y helio que las de baja metalicidad.

Pero lo más importante es que la composición química también afecta a la tasa de formación estelar, aunque este es un tema del que desconocemos muchos detalles. La razón es que casi todos los datos que tenemos son los correspondientes a las estrellas más masivas y brillantes que son visibles a mucha distancia.

Según la metalicidad, la Vía Láctea -y las galaxias espirales en general- se dividen en distintas zonas:

• Estrellas del halo galáctico: estrellas muy viejas de la Población II, con una edad de 12-13 mil millones de años, y con muy poca metalicidad. Presentan periodos de rotación muy largos y se encuentran en cúmulos globulares o aisladas. En este último caso, sus órbitas alrededor del centro galáctico pueden ser muy elípticas y presentar casi cualquier inclinación.

• Estrellas del disco grueso: su edad es de unos diez mil millones de años y tienen una metalicidad moderada.

• Estrellas del disco fino: muy jóvenes (unos cinco mil millones de años) y de muy alta metalicidad. El Sol es un ejemplo de este tipo. Por supuesto, las estrellas más jóvenes que el Sol pueden tener metalicidades aún mayores.

Composición química (metalicidad) de las distintas partes de la Vía Láctea.

Las estrellas del disco son de Población I y sus órbitas son casi circulares, pero las estrellas del bulbo galáctico, en el centro, son una combinación de estrellas viejas muy metálicas y poco metálicas, debido a los procesos brotes de formación estelar que tienen lugar en esta región.

Estudiando la proporción de estas estrellas en el vecindario solar podemos poner a prueba las distintas variantes de los modelos de formación galáctica. Según estos modelos, las galaxias espirales como la Vía Láctea se forman en dos fases. Primero surgiría el halo mediante colapso gravitatorio simple (con materia ordinaria y oscura) y luego aparece el disco, de dentro hacia fuera, a través de procesos de acreción. Estos modelos deben tener en cuenta además la distinta metalicidad observada en otras galaxias. Por ejemplo, el halo de la galaxia de Andrómeda (M31) presenta una cantidad de metales diez veces superior al de la Vía Láctea, pese a tener una morfología y una masa muy parecida a la de nuestra galaxia.

Todo esta discusión nos puede resultar muy académica y lejana, pero hay que tener en cuenta que existe una relación proporcional entre la metalicidad de una estrella y la presencia de planetas. Es posible que las zonas galácticas con pocos metales tengan un menor número de planetas gigantes alrededor de sus estrellas, lo que a su vez influye a la hora de calcular cuántos mundos similares a la Tierra podemos encontrar en la Vía Láctea. La composición química de las estrellas está íntimamente relacionada con la formación de planetas y, por lo tanto, con el origen de la vida.




Posible mapa de nuestra Galaxia (NASA).

Otra vista de Orión

La Nebulosa de Orión (M42) es una vieja conocida de todos los astrónomos aficionados. Siempre es un objetivo espectacular y más si la vemos a través de un instrumento como el telescopio de 2,2 metros del Observatorio de La Silla (Chile):

La imagen fue obtenida con el instrumento WFI (Wide Field Imager) usando cinco exposiciones de 52 minutos a través de cinco filtros distintos. Aunque el ESO publica esta imagen ahora, lo cierto es que el artículo para el que se usaron los datos de este estudio apareció en agosto de 2009.

Además de ser una preciosa fotografía, los astrónomos han podido usarla para determinar con precisión el color de las estrellas recién nacidas que se pueden ver en el campo. Esto ha sido posible gracias a su gran extensión (34 x 34 minutos de arco) y al hecho de que las distintas exposiciones se obtuvieron casi al mismo tiempo. El color de cada estrellas se corresponde con su tipo espectral, lo que permite estudiar su edad y, por lo tanto, comprender mejor los procesos de formación estelar en este criadero de estrellas situado a 1350 años luz. Finalmente, con estos datos los investigadores han podido determinar el tipo espectral de 217 nuevas estrellas.

Espectacular vídeo relacionado:

Galaxias en infrarrojo

Alucinante imagen en infrarrojo de la galaxia M51 que nos ha regalado el Hubble:

A la izquierda vemos el centro de la galaxia en luz visible obtenida por la cámara ACS (Advanced Camera for Surveys). A la derecha tenemos la misma región en infrarrojo cercano cortesía del instrumento NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer), aunque se han usado también los datos de la ACS para que, además de las regiones de formación estelar y los brazos espirales, destaquen los jóvenes cúmulos abiertos. M51 (NGC 5194) es una de las galaxias espirales más grandes que se encuentran cerca del Grupo Local y destaca por estar pasando por un intenso periodo de formación estelar por culpa de la interacción con NGC 5195, su galaxia vecina, con más de dos mil cúmulos abiertos. De hecho, sus dos marcados brazos espirales son fruto de esta interacción, ya que se cree que NGC 5195 pasó muy cerca del disco de M51 hace unos 50-100 millones de años. Su clasificación morfológica según el sistema de Vaucouleurs es SA(s)bc(pec)III.

Pero no sólo podemos disfrutar de M51 en infrarrojo. El telescopio espacial WISE también nos ha sorprendido con esta vista de las galaxias M81 y M82:

M81 (abajo) y M82 (arriba) vistas por WISE (NASA).

Los colores azules corresponden a las longitudes de onda infrarrojas de 3,4 y 4,6 micras. El verde al filtro de 12 micras y el rojo a las 22 micras. M82 es una galaxia espiral que presenta un fortísimo episodio de formación estelar y, de hecho, es un todo un arquetipo de este tipo de galaxias. El viento estelar de todas las estrellas nuevas que han nacido en su centro está expulsando fuera del disco galáctico ingentes cantidades de gas y polvo. Este material se puede ver en la imagen de WISE en forma de tentáculos rojizos que parten del núcleo. Por su parte, M81 recuerda vagamente a M51, con sus grandes brazos espirales dominados por jóvenes asociaciones OB creadas a resultas de la interacción con M82.

M81 vista por Spitzer, un telescopio infrarrojo con más resolución que WISE, en una imagen antigua (NASA).

Por cierto, M82 ha sido observada recientemente por el observatorio espacial Chandra, donde podemos apreciar la fuerte emisión en rayos X de esta galaxia. Además de la emisión difusa, se han detectado hasta 104 fuentes puntuales que corresponden a sistemas binarios con estrellas de neutrones o agujeros negros. El núcleo de la galaxia brilla intensamente en altas energías debido al brutal episodio de formación estelar.

M82 en rayos X vista por Chandra (NASA).

Primeros resultados de Planck

Hoy se han dado a conocer los primeros resultados del satélite europeo Planck. Esta misión tiene por objetivo analizar el fondo cósmico de microondas (CMB) con una resolución sin precedentes para aportar nuevos datos sobre el origen de nuestro Universo. Planck fue lanzado el 14 de mayo de 2009 y desde el 13 de agosto estudia el cielo observando el cielo en longitudes de onda correspondientes a las microondas.

Planck (ESA).

Pero, como ya se sabía de antemano, los resultados que hemos conocido hoy no tienen nada que ver con la cosmología, sino con fuentes tales como cúmulos de galaxias o el gas interestelar. O lo que es lo mismo, todas aquellas cosas que los cosmólogos califican como "ese ruido molesto que está en primer plano" y que quieren eliminar a toda costa de los datos para poder desvelar así los secretos de la materia y la energía oscuras. Pero lo que es "ruido molesto" para algunos se transforma en materia prima de investigación para otros astrónomos.

Rango del espectro de microondas del CMB observado por los instrumentos HFI y LFI (ESA).

De entrada, ya se ha publicado un catálogo de 15000 fuentes compactas en microondas o ERCSC (Early Release Compact Source Catalogue), algunas situadas dentro de la Vía Láctea y otras más allá. Este catálogo podrá ser ampliado a medida que otros instrumentos o el propio Planck continúan observando el cielo. Está previsto que los criostatos del satélite puedan permitir cinco observaciones completas de la bóveda celeste como mínimo, es decir, casi dos observacionales adicionales a las ya efectuadas hasta el momento.

El primer resultado novedoso es el descubrimiento del Fondo Cósmico Infrarrojo (CIB) correspondiente a los procesos de formación estelar en otras galaxias. Sí, he dicho bien, infrarrojo, no microondas. Las regiones donde nacen las estrellas están rodeadas de polvo, por lo que sólo son visibles a través de longitudes de onda infrarrojas. Pero la radiación infrarroja de las regiones de formación estelar de las galaxias lejanas se halla desplazada hacia el rojo por culpa de la expansión del Universo, justo en el rango de microondas observado por Planck. Y esto es muy interesante porque, por primera vez, Planck ha detectado la radiación infrarroja de galaxias que se estaban formando apenas dos mil millones de años después del Big Bang.

Fondo cósmico infrarrojo proveniente de galaxias lejanas (ESA).

La segunda novedad tiene que ver con la misteriosa emisión de microondas que proviene de las regiones más densas de la Galaxia. Planck ha confirmado que el origen de esta radiación son los granos de polvo interestelares que giran muy rápidamente a frecuencias altísimas, lo que ayudará a los cosmólogos a eliminar esta "fuente de ruido".

Radiación del polvo interestelar observada por Planck (rojo y verde). Se aprecian estructuras que probablemente delatan zonas de formación estelar (ESA).

Otro descubrimiento importante es el relativo a los supercúmulos de galaxias, las fuentes de ruido extragalácticas más importantes. Estos cúmulos aparecen en las imágenes de Planck como zonas de distinta temperatura en el CMB por culpa del Efecto Sunyaev-Zeldovich. Los nuevos resultados permitirán detectar nuevos supercúmulos, todo un objetivo cosmológico en sí mismo.

El efecto Sunyaev-Zeldovich permite detectar supercúmulos galácticos en el CMB previamente observados en rayos X (ESA).

Por lo demás, sólo nos queda felicitar a la ESA por una impecable rueda de prensa y por un maravilloso trabajo. Ahora, deberemos esperar a 2013 para poder conocer los primeros resultados cosmólogicos de la misión.

Más información:

• Planck Early Results Papers (ESA).
• Rueda de prensa: Los primeros resultados de la misión Planck de la ESA, Francis the Mule Science News.

M31 multiespectral

La Agencia Espacial Europea (ESA) ha publicado una de esas imágenes multiespectrales que tanto me gustan. En esta ocasión la protagonista es la galaxia de Andrómeda (M31), el objeto más lejano que podemos ver a simple vista (situada a 2,5 millones de años luz). Obviamente, estamos acostumbrados a ver M31 en longitudes de onda de luz visible, pero esta vez podemos disfrutar de nuestra galaxia vecina en infrarrojo lejano gracias al telescopio espacial Herschel:


M31 en infrarrojo lejano vista por el Herschel (ESA).

No es la primera vez que observamos la curiosa estructura anillada de las nubes de polvo interestelar de esta galaxia, pero sí es la imagen infrarroja con mayor resolución obtenida hasta la fecha, gracias al espejo de 3,5 metros de diámetro del Herschel.


Otra imagen de M31 en infrarrojo, de menor resolución y a longitudes de onda más cortas, cortesía del telescopio espacial Spitzer (NASA). 


Otra imagen de M31 en infrarrojo, en este caso por el telescopio WISE (NASA).

En el otro extremo de las frías temperaturas del polvo galáctico donde se forjarán nuevas estrellas tenemos las regiones que emiten profusamente en altas energías, como nos revela el telescopio espacial europeo XMM-Newton:


M31 en rayos X vista por el satélite XMM Newton (ESA).

La mayoría de estas zonas de emisión en altas energías se deben a sistemas binarios (discos de acreción alrededor de estrellas de neutrones o agujeros negros y ese tipo de cosas), ondas de choque de supernovas que calientan el gas interestelar o cúmulos de estrellas jóvenes. Como es de esperar, estas fuentes de rayos X se concentran en las regiones del centro galáctico, un vecindario estelar especialmente violento.


Imagen antigua de M31 en rayos X  tomada por el telescopio Chandra de la NASA. Chandra tiene mayor resolución que el XMM Newton, pero menor sensibilidad (NASA).


Otra imagen de M31 en altas energías, aunque en este caso sólo en ultravioleta, gracias al satélite Swift de la NASA (NASA).

Si combinamos las dos imágenes tenemos una bella estampa de las regiones más energéticas y más frías de la mayor galaxia del Grupo Local:


M31 en infrarrojo lejano y rayos X (ESA).

Teniendo en cuenta que no podemos estudiar la Vía Láctea desde fuera, el estudio detallado de nuestras vecinas en diferentes longitudes de onda son esenciales para comprender la evolución galáctica y estelar de nuestro propio hogar.


M31 en diferentes longitudes de onda (ESA).


Herschel (ESA/Arianespace).

¿El triple de estrellas en el Universo?

Les voy a contar un secreto: nadie sabe cuántas estrellas existen en el Universo, ni siquiera en la Vía Láctea. Y no hablo de un error minúsculo. Las estimaciones sobre el número de estrellas en nuestra galaxia se mueven entre los cien mil millones y los trescientos mil millones. ¿Cómo es esto posible? ¿Acaso no conocemos bastante bien la masa de la Vía Láctea? Sí, pero la culpa de tanta incertidumbre es de las estrellas más pequeñas, las enanas rojas. Sabemos que son las menos masivas, pero también son las más numerosas. Y no resulta fácil saber cuántas existen, ya que son estrellas muy débiles y sólo somos capaces de observar directamente aquellas que se encuentran en nuestro vecindario galáctico.

Por lo tanto, conocer el número de enanas rojas en otras galaxias sería muy importante a la hora de determinar el número de estrellas en nuestra galaxia y en el Universo. Y eso es lo que han hecho los astrónomos Pieter van Dokkum y Charlie Conroy usando el observatorio Keck de Hawái. Sus conclusiones son impresionantes: el número de enanas rojas en galaxias elípticas es mucho mayor del esperado. En concreto, parece ser que las enanas rojas llegan a constituir el 60% de la masa de este tipo de galaxias, lo que implica que el 80% de sus estrellas son de este tipo. De ser cierto este resultado, una galaxia elíptica gigante podría contener de media 20 veces más enanas rojas que la Vía Láctea y, puesto que estas galaxias son las más masivas y grandes, el número total de estrellas en el Universo podría ser el triple de lo estimado con anterioridad. Ambos investigadores publicaron sus resultados ayer en Nature, aunque el artículo estaba disponible en el ArXiv desde el 29 de septiembre.

Para llegar a esta conclusión, van Dokkum y Conroy observaron ocho galaxias elípticas gigantes a 50-300 millones de años luz con el espectrómetro LRIS del teelscopio Keck I, cuatro de ellas situadas en el Cúmulo de Virgo (NGC 4261, NGC 4374, NGC 4472 y NGC 4649) y el resto en el Cúmulo de Coma (NGC 4840, NGC 4926, IC 3976 y NGC 4889). Pero, si las enanas rojas son tan débiles, ¿cómo es posible que estos astrónomos las hayan observado en galaxias situadas a cientos de millones de años luz? Y no lo han hecho. Efectivamente, estas galaxias quedan muy lejos para que nadie sea capaz de ver una enana roja por separado (a la distancia de Cúmulo de Virgo su magnitud es de 39). Lo que han hecho ha sido analizar la intensidad de las líneas espectrales Na I y del FeH, que sólo están presentes en estrellas de menos de 0,3 masas solares, es decir, enanas rojas. Estos resultados vienen a confirmar las conclusiones de varias observaciones previas realizadas en el infrarrojo y ciertos modelos teóricos de formación galáctica.


Bonitos espectros de galaxias elípticas en las líneas Na I y FeH, la base del descubrimiento (van Dokkum et al.).


Estimación del número de estrellas en galaxias elípticas según varios modelos (van Dokkum et al.).

Vale, todo muy interesante, ¿pero cuántas estrellas existen en el Universo? Como dije, nadie lo sabe. Una estimación "astrofísica" -de esas similares al cálculo de la "vaca esférica"- nos dice que la cantidad debe rondar las 10²³ estrellas, es decir, 100000000000000000000000. Ahora sabemos que pueden ser 300000000000000000000000. No está mal. En realidad, este aumento es irrelevante, ya que el número real de estrellas del Universo visible está comprendido entre 10²² y 10²⁴ , es decir, tenemos una incertidumbre de dos ordenes de magnitud (como mínimo). Aunque multipliquemos este valor por tres, la cantidad de estrellas del Universo seguiría estando en el mismo orden de magnitud, que es lo realmente importante.


Cúmulo de Virgo (NASA).

Más información:

• A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies, van Dokkum et al. (Nature, 1 diciembre 2010).

El joven agujero negro y la vieja noticia

Hace dos días, un equipo de investigadores dirigido por D. J. Patnaude anunciaba que había descubierto el agujero negro más joven conocido. El astro está situado en la galaxia M100, situada a 50 millones de años luz. Este agujero negro se formó hace 31 años cuando la vida de una estrella de más de veinte masas solares llegó a su fin, explotando como la supernova SN 1979C y dejando tras de sí un núcleo de más de tres masas solares. Incapaz de aguantar su propio peso, este núcleo se colapsaría inmediatamente en un agujero negro.

Desde 1995, una batería de telescopios espaciales de altas energías -incluyendo los telescopios de rayos X Chandra y Swift de la NASA, el XMM Newton de la ESA y el ROSAT alemán- han observado continuamente el remanente de SN 1979C, una supernova de tipo IIL. Tras constatar que la fuente de rayos X no ha disminuido su brillo en todo este tiempo, el equipo de Patnaude concluye que la única explicación posible es que estamos observando la radiación emitida por la materia del disco de acreción que cae en un agujero negro de 5 masas solares. Hasta ahora, se suponía que las supernovas de tipo IIL producían un magnetar (estrella de neutrones con fuertes campos magnéticos) como remanente, pero el estudio de Patnaude parece indicar que no es así. De confirmarse el resultado, estaríamos ante un agujero negro de apenas 30 años de edad, lo que permitiría estudiar de primera mano muchas teorías relacionadas con los discos de acreción y otros fenómenos relacionados con la evolución estelar. No obstante, hay que tener en cuenta que la fuente SN 1979C podría ser finalmente una estrella de neutrones y no un agujero negro. En todo caso, es un gran descubrimiento...que no es en absoluto nuevo.

Lo cierto es que cuando leí la noticia original tuve un déjà vu. Me sonaba haber visto algo muy similar en algún lado, así que rápidamente acudí al ArXiV y pude comprobar que, efectivamente, Patnaude ya había presentado un paper idéntico en diciembre de 2009, es decir, hace casi un año. ¿Cómo es que la NASA anuncia ahora a bombo y platillo un descubrimiento tan antiguo? El motivo es que el paper original fue rechazado en un principio por la Astrophysical Journal Letters y no sería publicado hasta cierto tiempo después por la Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, tras realizar unas cuantas correcciones menores. Eso sí, los datos que apoyan el descubrimiento no han cambiado un ápice desde el primer artículo.

No es mi intención desmerecer el trabajo de Patnaude, Loeb y Jones, en absoluto. Simplemente me parece increíble el poder de comunicación que tiene la NASA cuando se trata de noticias científicas. Por obra y gracia de un simple comunicado de prensa, un "oscuro" artículo sobre supernovas de Tipo IIL con casi un año a sus espaldas se convierte en portada de todos los medios habidos y por haber. Para que luego hablen del "efecto Menéame": esto no es nada comparado con el "efecto NASA".


Evolución temporal de la luminosidad en rayos X de SN 1979C (línea horizontal). Las distintas gráficas corresponden a modelos de supernovas con magnetares (Patnaude et al.).


La situación de la supernova SN 1979C en M100 (NASA).

El misterio de las galaxias barradas

Prácticamente todas las estrellas del universo forman parte de agrupaciones estelares que llamamos galaxias. Las galaxias pueden adoptar múltiples formas y tamaños, desde unos pocos millones de estrellas a más de diez mil millones. Las más conocidas son las galaxias elípticas, con forma de elipsoide, y las galaxias espirales. Aproximadamente la mitad de las galaxias espirales presentan una barra central, por lo que se les denomina galaxias espirales barradas. De hecho, la Vía Láctea es una de ellas. Pero algunas galaxias barradas esconden un enigma: algo las está matando.


La galaxia espiral barrada más famosa, NGC 1300 (NASA).

Por supuesto, las galaxias no son seres vivos. Cuando decimos que una galaxia se está muriendo es que las estrellas que la forman son más viejas de lo esperado. O, dicho con otras palabras, que la tasa de formación estelar ha disminuido drásticamente. Las estrellas se forman a partir del medio interestelar (principalmente hidrógeno y helio), así que una galaxia con poco gas tendrá una tasa de formación de estrellas jóvenes muy baja, como es el caso de las galaxias elípticas. En el caso de las espirales barradas, las barras parecen facilitar el flujo de gas interestelar hacia el núcleo galáctico, favoreciendo la formación estelar en esa zona. Quizás incluso ayudan a alimentar al inmenso agujero negro central que se cree habita en la mayoría de galaxias, aunque no se ha encontrado una correlación entre núcleos activos (AGN) y galaxias con barras. Sin embargo, el mayor misterio es que desconocemos los mecanismos de formación de las barras y su influencia en la evolución galáctica.

Un estudio llevado a cabo por el equipo de Karen Masters (Institute of Cosmology and Gravitation de la Universidad de Portsmouth)  parece indicar que las galaxias espirales más rojas también presentan un mayor porcentaje de galaxias barradas. Una galaxia se ve roja debido a que sus estrellas son predominantemente de este color, es decir, su edad media es mayor (las estrellas azules son jóvenes y viven poco). Por lo tanto parece haber una relación entre la disminución en la tasa de formación estelar y la presencia de una barra. Dicho de otro modo, nacen menos estrellas en las galaxias barradas. Es posible que la barra canalice el gas interestelar, "gastándolo" para crear nuevas estrellas en el núcleo, pero también es muy probable que existan otros procesos en juego. Quizás la barra no es la causa de que las galaxias sean rojizas, sino el efecto. O quizás es una combinación de varios factores.

Lo más destacable es que este estudio ha sido llevado a cabo mediante la colaboración de miles de usuarios anónimos en el proyecto Galaxy Zoo, una interesantísima iniciativa en la que cualquiera puede colaborar. En este caso, se ha analizado con ayuda del público una muestra de 13665 galaxias cercanas (z < 0,06) del Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Todo un ejemplo de astrofísica colaborativa.


Dos galaxias espirales del estudio. La de la izqda. es roja y barrada, la de la derecha es azul gracias a sus brazos espirales, donde nacen estrellas jóvenes.


Resultados del estudio, en el eje x, el color de la galaxia (más verde-azulado a la izquierda y rojo a la derecha). En el eje y, el porcentaje.

Referencias:

• Bars kill spiral galaxies, Royal Astronomical Society.
• Galaxy Zoo: Bars in Disk Galaxies, Karen L. Masters et al. (ArXiv, 7 de octubre de 2010).

¡Dios mío, está lleno de Tierras!

Bombazo. La noticia astronómica de ayer fue de esas que cortan la respiración: hasta una cuarta parte de las estrellas de tipo solar tienen planetas semejantes a la Tierra. Algo fantástico, sin duda, pero recapitulemos un poco antes de exaltarnos demasiado. Al fin y al cabo, podemos pensar que se trata de una exageración, ¿cómo se atreve alguien a afirmar una cosa así con tanta contundencia?

La noticia se basa en el artículo de un equipo de investigadores dirigido por Andrew Howard y Geoffrey Marcy que ha sido publicado hoy en la revista Science  (The Occurrence and Mass Distribution of Close-in Super-Earths, Neptunes, and Jupiters). Siempre que se habla de este tema, se produce una confusión en los medios entre planetas extrasolares con masa similar a la Tierra y exotierras propiamente dichas. Son dos conceptos muy dispares tan diferentes entre sí como Venus y la Tierra. Una exotierra es un planeta con la masa de la Tierra que además está situado en la zona habitable de su estrella. ¿Prueba este estudio que el 25% de estrellas similares al Sol tienen exotierras a su alrededor? La respuesta, desgraciadamente, es negativa.

Veamos los detalles: los autores han estudiado la presencia de planetas en una muestra de 166 estrellas de tipo solar (tipos G y K, con 0,54-1,28 masas solares) mediante el método de la velocidad radial y han llegado a la conclusión de que el 23% debería tener planetas de 0,5-2 masas terrestres orbitando a menos de 40 millones de kilómetros de distancia (un periodo orbital de menos de 50 días). Pero debemos resaltar dos puntos. Primero, hay que tener en cuenta que el resultado es en realidad una extrapolación: los investigadores no han detectado ningún planeta de masa terrestre (eso queda fuera del alcance de los telescopios situados en la Tierra, por ahora). Segundo, como podemos ver, no estamos hablando de exotierras, sino de planetas con una masa semejante a la terrestre, que no son la misma cosa. De hecho, la extrapolación habla más bien de "tierras calientes" (término que debería usarse más a menudo): mundos de masa terrestre situados tan cerca de sus estrellas que su superficie debe ser completamente estéril.


Los resultados del estudio de Howard et al. demuestran una posible mayor abundancia de planetas de masa terrestre cerca de las estrellas de tipo solar (NASA).


La misma gráfica pero sin tantos artificios, tal y como aparece en el artículo (Science).

Los investigadores tomaron 20 medidas de la velocidad radial de cada una de las estrellas mediante el espectrómetro HIRES del telescopio Keck (Hawái) en un periodo de cinco años. Lo interesante del caso es que el estudio revela que los planetas menos masivos son los más abundantes, así que podemos suponer que los planetas de masa terrestre son más frecuentes que las supertierras o los neptunos calientes alrededor de estrellas de tipo solar. No se trata en absoluto de un resultado obvio, pues contradice muchos modelos de formación y migración planetaria. Resumiendo, el artículo es fascinante (por eso sale publicado en Science), pero no olvidemos que estamos hablando de abundancias planetarias a menos de 40 millones de kilómetros de distancia de la estrella. Lamentablemente, nada indica que el número de exotierras deba seguir la misma proporción.

En cualquier caso, no deja de ser irónico que, justo cuando empiezan a surgir evidencias sobre la gran abundancia de planetas de masa terrestre, la NASA haya decidido dar carpetazo a las misiones para detectarlos, como TPF o SIM Lite. Una verdadera tragedia.

Cambiando totalmente de tercio, pero sin abandonar las estrellas, también me gustaría matizar la siguiente noticia que ha circulado por la red estos días: Kepler permite ver en primicia terremotos estelares. Interesante, ¿no? Eso parece, pero lástima que sea mentira. El telescopio espacial Kepler tiene como objetivo principal detectar exoplanetas por el método del tránsito, para lo cual es capaz de medir con gran precisión el brillo de muchas estrellas. Esto permite no sólo detectar planetas, sino también medir la variabilidad de multitud de astros y poder estudiar su estructura gracias a la astrosismología.

Pero Kepler no es en absoluto el primer instrumento que mide las oscilaciones de las estrellas (los "terremotos estelares") y ni siquiera es el primer telescopio espacial dedicado a tal fin, ya que ese honor recae en el satélite francés CoRoT. ¿Qué ha ocurrido entonces con esta noticia? Pues como suele suceder, los medios españoles -no todos, que conste- han exagerado las de por sí exageradas noticias de la prensa anglosajona, que a su vez se basaban en la nota de prensa de la NASA. Y eso que por una vez, y sin que sirva de precedente, hay que reconocer que la noticia original de la agencia espacial era muy comedida (NASA's Kepler Spacecraft Takes the Pulse of Distant Stars, mejor explicada aquí). Los datos de Kepler son todo un filón para la astrosismología y la astrofísica estelar, pero no debemos desmerecer el trabajo de muchos otros grupos de investigadores a lo largo y ancho del globo.

Más información:

•  The Occurrence and Mass Distribution of Close-in Super-Earths, Neptunes, and Jupiters, Howard et al. (Science, 29 octubre 2010).
  

NGC 3982 vista por el Hubble

Sí, ya sé que dedicar una entrada a una imagen del Hubble es algo demasiado fácil según los estándares blogueriles imperantes. Pero como no es un recurso del que suelo abusar, vamos a hacer una excepción con esta impresionante vista de NGC 3982:



NGC 3982 es una galaxia espiral del tipo SAB(r)b que destaca por sus numerosas zonas de formación estelar (regiones HII), visibles como manchas rosadas sobre el disco galáctico. En concreto, las imágenes tomadas con el filtro H-alfa permiten apreciar claramente estas zonas. En otras imágenes de esta misma galaxia tomadas por el telescopio espacial podemos apreciar mejor su "color real":


Imagen de NGC 3982 de 2003 (NASA).

NGC 3982 es relativamente pequeña, pues su diámetro es aproximadamente una tercera parte del de nuestra galaxia (30 000 años luz). Se encuentra a 68 millones de años luz en la constelación de la Osa Mayor.

Esta imagen se ha montado a partir de varias exposiciones realizadas entre marzo de 2000 y agosto de 2009 usando varios instrumentos del telescopio espacial: WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2), ACS (Advanced Camera for Surveys) y WFC3 (Wide Field Camera 3). El tiempo total de exposición es de 25,5 horas.

La VISTA de Tarántula

El telescopio VISTA de Cerro Paranal (Chile) ha observado la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes, una de las galaxias vecinas de la Vía Láctea. A diferencia de otras imágenes de la región a las que estamos acostumbrados, este panorama ha sido obtenido en infrarrojo cercano, lo que nos permite ver directamente las regiones de formación estelar sin el "molesto" polvo y gas que obstruyen la visión en el visible.

La Gran Nube de Magallanes alberga algunas de las regiones de formación estelar más imponentes que haya conocido el hombre. No en vano, recientemente se detectó en la Nebulosa de la Tarántula la que podría ser la estrella más masiva conocida (R136a1). Además podemos ver la nebulosa NGC 2080, los cúmulos abiertos NGC 2081, NGC 2083, NGC 2100 y el remanente de la supernova 1987A.


La Nebulosa de la Tarántula vista por VISTA (ESO).


Comparación de las observaciones en el visible (izqda.) e infrarrojo (dcha.) (ESO).



Algunos objetos de interés en la zona (ESO).

Las gigantes de R136

A los medios les encantan los titulares astronómicos que incluyan las expresiones "el más grande", "el más antiguo" o el "más lejano". Es algo normal, por lo tanto, la atención desmesurada que ha recibido R136a1 en los últimos días, una estrella candidata a ser la más masiva jamás descubierta. Este monstruo podría haber tenido en su momento...¡hasta 400 veces la masa de nuestro Sol!. Pero antes de echar las campanas al vuelo, hay que matizar un par de puntos.

Primero, se suele confundir tamaño con masa. Las estrellas más masivas no siempre son las más grandes. La evolución de una estrella depende de su masa, claro está, pero en este caso hablamos de una supergigante azul (más concretamente, una estrella gigante azul de tipo Wolf-Rayet), es decir, una estrella muy grande (35 radios solares, es decir, unos 48 millones de km de diámetro), pero no tanto como una supergigante roja. R136a1 sería la estrella más masiva conocida, pero de ningún modo la más grande (ese honor le corresponde, por ahora, a VY Canis Maioris). Por otro lado, recordemos que a la hora de hacer un ranking de tamaños estelares la cosa se complica, porque en el caso de las estrellas supergigantes rojas es muy difícil determinar dónde termina la fotosfera de la estrella (superficie visible) y dónde empieza el medio interplanetario.

Segundo, R136a1 parece ser la estrella más masiva -y luminosa-, pero hay que tener en cuenta que la determinación de la masa de una estrella es una tarea muy compleja y no sería la primera vez que una supuesta superestrella se revela como un conjunto de astros más pequeños una vez que se observa con más resolución. En este caso, las observaciones en rayos X del cúmulo donde se aloja nuestra protagonista parecen descartar que R136a1 y otras compañeras muy masivas sean en realidad binarias o sistemas múltiples, pero es muy difícil tener una seguridad del 100% en estos casos, especialmente si tenemos en cuenta la baja resolución espacial de las observaciones de rayos X.

R136a1 pertenece al cúmulo abierto R136, situado en el centro de la Nebulosa de la Tarántula (30 Doradus), en la Gran Nube de Magallanes, a unos 157000 años luz del Sistema Solar. La revelación sobre la masa de esta estrella ha venido de la mano de observaciones realizadas con los telescopios VLT y Hubble. R136a1 tiene una temperatura superficial de unos 53000 K (± 3000 K) -como comparación, el Sol tiene unos 6000 K- y una edad estimada de "sólo" 1,5 millones de años.

Lo verdaderamente sorprendente de R136a1 y sus hermanas es que superan ampliamente las 150 masas solares, el límite máximo para la masa de una estrella según la mayor parte de teorías de formación estelar. Efectivamente, cualquier estrella más masiva debería deshacerse por acción de la presión de radiación. Hace ya muchos años que se sospechaba que R136a1 podía ser una estrella muy masiva, pero a falta de observaciones de mayor resolución algunos pensaban que podía ser un cúmulo cerrado de varias estrellas. Según los nuevos resultados, R136a1 tendría entre 180 y 300 masas solares en la actualidad, siendo 265 masas el resultado más probable. De todas formas, puesto que estas estrellas pierden masa continuamente debido a los intensos vientos estelares -la pérdida de masa en el Sol ocasionada por el viento solar es despreciable-, R136a1 pudo tener al nacer entre 320 y 400 masas solares, todo un impresionante récord.

Además de R136, los investigadores han encontrado estrellas de más de 150 masas solares en otros cúmulos abiertos, como por ejemplo NGC 3603. De confirmarse la naturaleza única de R136a1 y sus amigas, su existencia sería todo un desafío difícil de explicar para muchas teorías de formación estelar.


Características de las estrellas más masivas de R136, incluyendo a1 (Crowther et al.).


Los cúmulos con estrellas muy masivas (Crowther et al.).


Datos de las estrellas más masivas conocidas situadas en varios cúmulos (Crowther et al.).


El cúmulo abierto R136 en la Nebulosa de la Tarántula, en la Gran Nube de Magallanes (NASA).

Más información:

• The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit, Paul A. Crowther et al. (19 julio 2010).
  

Restos planetarios

(Esta entrada es la contribución de Eureka al IX Carnaval de la Física, organizado este mes por Experientia Docet)

Todos sabemos que las estrellas de masa similar al Sol y más pequeñas terminan su vida como una enana blanca, pero, ¿qué les pasa a los sistemas planetarios que orbitan a su alrededor? Es un hecho conocido que los planetas situados a poca distancia de su estrella serán engullidos cuando ésta pase por la fase de gigante roja. En el caso de nuestro Sistema Solar, Mercurio y Venus desaparecerán, aunque es posible que la Tierra se salve por los pelos -no así la biosfera, claro está-, ya que a medida que el Sol aumente de tamaño, las órbitas de los planetas se desplazarán hacia el exterior.

Todavía quedan 4500 millones de años para que el Sol termine su vida, pero en nuestra Galaxia podemos encontrar muchísimas otras estrellas que ya han alcanzado la etapa de enana blanca. ¿Qué habrá sido de sus planetas? Puesto que la parte exterior -fotosfera- de estos astros de materia degenerada está compuesta casi exclusivamente por hidrógeno y helio, resulta fácil detectar "metales" -en astronomía, se llama así a cualquier elemento más pesado que el helio- en sus espectros, lo que es una oportunidad única para estudiar sistemas planetarios de forma indirecta.

Los estudios realizados hasta la fecha demuestran que aproximadamente un 25% de las enanas blancas observadas tienen un exceso de abundancia de metales. Hasta la hace poco, el origen de este exceso no estaba del todo claro, pero los resultados de observaciones llevadas a cabo por telescopios terrestres y el telescopio espacial Spitzer de la NASA han revelado que esta abundancia tiene su origen en el material procedente de asteroides -o planetas- que cae sobre la superficie del astro mediante discos de acreción. Ahora bien, ¿este material es endógeno o procede del exterior? Es decir, ¿procede de los restos de sistemas solares que orbitaban las enanas blancas? Si el material se generase en el medio interestelar debería observarse una dependencia de este exceso con respecto a la distancia a la que se encuentran las estrellas. Esto es debido a que nuestro Sistema Solar se halla inmerso en la Burbuja Local, una región del medio interestelar de unos 300 años luz de diámetro cuya densidad es una décima parte de la media galáctica.

Sin embargo, los análisis no demuestran ninguna correlación entre la distancia de las enanas blancas y su abundancia de elementos pesados, lo que deja a los restos de los sistemas planetarios como la fuente más probable. En este caso, las perturbaciones gravitatorias de la fase de gigante roja destrozarían los sistemas interiores, provocando una lluvia de cuerpos menores -cometas y asteroides- que caerían sobre la recién formada enana blanca después de interaccionar con los posibles planetas gigantes del sistema. Esta "lluvia" de restos tendría su máximo en un periodo comprendido entre uno y cien millones de años después de la formación de la enana blanca. Los asteroides y cometas de un sistema situado en una estrella de tipo solar podrían sobrevivir la fase de gigante roja sin problemas siempre y cuando estén situados a distancias mayores de 3 UA y su radio fuese de unos pocos kilómetros como máximo. Estos cuerpos, y otros más grandes, podrían desintegrarse en planetesimales formando un disco de acreción alrededor de la estrella enana.

De ser esto cierto, existiría una relación entre la edad de la enana blanca y la abundancia de metales. La edad de una enana blanca es directamente proporcional a su temperatura, ya que, carentes de una fuente de energía interior, estos astros se enfrían paulatinamente, formando con el tiempo -muuucho tiempo- una enana negra. Aunque no se ha podido medir de forma concluyente esta relación, todo parece indicar que existe.

En todo caso, la posibilidad de estudiar la composición de extintos sistemas planetarios desaparecidos hace cientos o miles de millones de años es algo realmente fascinante. Algún día, nuestro Sistema Solar seguirá el mismo destino que estos mundos, así que resulta impresionante poder atisbar nuestro futuro con un simple espectro de luz.


Una enana blanca comparada con la Tierra.

Más información:

• Ancient planetary systems are orbiting a large fraction of white dwarf stars, Zuckerman et al. (14 julio 2010).
  

WISE y las Pléyades

Las Pléyades (Πληϊάδες) son uno de los asterismos más conocidos del cielo nocturno y quizás el más importante para la mayoría de civilizaciones. Son muchas las culturas que empleaban el orto helíaco de las Pléyades como inicio de su calendario. Hace más de 4500 años ya eran conocidas en Mesopotamia con el nombre sumerio de Mul-Mul, "estrellas", representando al dios Enlil. De hecho, se trata del nombre escrito de un astro más antiguo que conocemos.


Mul-Mul (o MUL.MUL), el nombre de las Pléyades en sumerio representados en caracteres cuneiformes tardíos.

Desde un punto de vista astronómico, no son menos interesantes. Las Pléyades son un cúmulo abierto (M45), situado a unos 436 años luz de la Tierra y formadas por unas mil estrellas azules jóvenes (unos 100 millones de años), aunque sólo podamos ver a simple vista entre seis y catorce. En fotografías de larga exposición se puede observar que están rodeadas por una nebulosa. Durante muchos años se pensó que esta nebulosidad era parte de los restos de formación del cúmulo, pero hoy en día sabemos que no es así. La presión de radiación y fuertes vientos estelares del cúmulo deberían haber disipado ya cualquier concentración significativa de gas y polvo. Simplemente, el azar cósmico ha querido que veamos este cúmulo justo cuando está atravesando una región bastante densa del medio interestelar.

Y, coincidiendo con la finalización del primer mapa de todo el cielo realizado por el telescopio espacial WISE, podemos contemplar esta bella imagen de este asterismo:


Las Pléyades vistas por WISE en infrarrojo. Los colores azul y cían representan las longitudes de onda de 3,4 y 4,6 micras, el verde la de 12 micras y el rojo 22 micras. (NASA).


Ls Pléyades en el visible en una fotografía de larga exposición. Se puede apreciar la nebulosidad que las rodea (NASA).


Las Pléyades en el visible con los nombres de las componentes principales (Wikipedia).

Al trabajar en el infrarrojo, la imagen de WISE pone de manifiesto la estructura del polvo y gas interestelar que rodea las Pléyades. WISE ha descubierto veinte candidatas a enana marrón y unos 25000 asteroides (!), por lo que podemos decir que la misión ya ha sido todo un éxito. Por supuesto, no es la primera vez que vemos a las Siete Cabrillas en infrarrojo, pues sin ir más lejos, hace dos años ya las observó el telescopio Spitzer con mayor resolución:


Vista delas Pléyades por el Spitzer (NASA).

Sin embargo, la menor resolución del WISE y su amplio campo de visión permite que podamos ver este cúmulo en todo su esplendor infrarrojo. Una bella forma de admirar una maravilla de la naturaleza que al mismo tiempo ha influenciado de forma decisiva a incontables sociedades a lo largo y ancho del planeta. ¿Quién dijo que la astronomía no era cultura?


Las Pléyades en rayos X vistas por el ROSAT. Podemos apreciar las estrellas jóvenes que componen el cúmulo sin rastro del polvo interestelar (NASA).