Reportajes


Adiós al horror vacui: buscando el “negro sobre negro” PDF Imprimir
Lunes 03 de Diciembre de 2012 11:23

Comparación de un DBF del catálogo de Azzaro (el mejor catálogo disponible antes de este trabajo), a la izquierda, con uno de los DBFs identificados en este trabajo, a la derecha.

 

Los astrónomos gustan de observar espacios cuajados de estrellas, de hallar objetos más o menos misteriosos, de capturar planetas en el rango infrarrojo, de disfrutar con explosiones solo vistas en rayos X, o de desvelar secretos ocultos en fríos espacios aparentemente vacíos…


Pero el negro sobre negro también tiene su encanto. Y aquí no se trata solo de observar, sino de dejar a un lado el horror vacui y aceptar que el oscuro y profundo espacio vacío es muy útil a la hora de calibrar las observaciones. Seamos, pues, prosaicos, e iniciemos la explicación de este trabajo tan necesario para obtener una observación de los objetos celestes con la mejor calidad posible.


Ahora no se trata de ver fenómenos u objetos maravillosos, sino de no distinguir nada. O, más bien, de verlo todo gris. Los “campos vacíos” (en inglés Blank Fields, BFs) son regiones del cielo que carecen de estrellas a partir de una magnitud dada. Atención, no es que no haya estrellas, sino que, a partir de determinado brillo, la intensidad que nos llega de ellas es tan poca que no podemos verlas y observamos un espacio que, de noche, presenta una iluminación muy tenue y uniforme. Esas mismas regiones, observadas poco después de la puesta del Sol o antes de su salida (es decir, durante el crepúsculo), se observan con una iluminación mucho más alta, aunque sólo obtenemos imágenes muy uniformes en las que no detectamos ningún objeto.

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Los objetos más fríos y solitarios PDF Imprimir
Viernes 05 de Agosto de 2011 10:29

Imagen en falso color de 1 grado por 1 grado alrededor de la estrella masiva Sigma Orionis, obtenida combinando datos POSS-II en los filtros B, V y R. Los tres apuntados de la búsqueda HAWKI se enmarcan en amarillo, mostrando las posiciones de los cuatro detectores del instrumento. Se indica la ubicación de las fuentes tipo T en el cúmulo Sigma Orionis. Las enanas marrones son una especie de estrellas fallidas que inician la combustión nuclear pero que, al no contar con la suficiente masa, no pueden producir la combustión nuclear del hidrógeno(1), por lo que se ven abocadas a un proceso lento de enfriamiento. Este es el motivo por el cual son consideradas una especie de “eslabón perdido” entre las estrellas y los planetas.


Dado que no brillan con la intensidad de una estrella, son objetos difíciles de detectar. Su peculiaridad las lleva a comportarse, en algunos casos, como planetas -se han descubierto casos en los que una enana marrón o varias giran en torno a una estrella- o como estrellas –algunas enanas marrones albergan planetas girando a su alrededor-.


Pero también se han descubierto algunos de estos objetos vagando solos por el universo, y eso ha generado muchas preguntas.


Es el caso de SOri70 y SOri73 (en la imagen), dos candidatos a objetos aislados de masa planetaria en la zona del Cúmulo de Sigma Orionis. ¿Cómo han llegado hasta ahí? ¿O acaso se formaron en esa zona?


Si se confirmara su pertenencia al cúmulo, se trataría de los candidatos menos masivos (entre 3 y 7 veces la masa de Júpiter) y potencialmente más fríos conocidos en esta zona. Una de las características de este tipo de objetos es que, dadas sus temperaturas esperadas, en sus atmósferas se forma metano (CH4), por lo que también se llama a estos objetos "metanos" o "tipo T".

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El Universo y sus familias PDF Imprimir
Viernes 08 de Julio de 2011 09:14

 

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Pumba: ¿Timón?

Timón: ¿Qué?

Pumba: ¿Nunca te has preguntado qué son esos puntos brillantes de arriba?

Timón: Pumba: No me lo pregunto. Lo sé.

Pumba: ¡Ah! ¿Y qué son?

Timón: Son luciérnagas. Luciérnagas que se quedaron pegadas en esa cosa negra y azul de arriba.

Pumba: Ah… ¿sí? Siempre pensé que eran bolas de gas quemándose a millones de kilómetros de aquí.


El Rey León (The Lion King, 1994). Enlace a secuencia.



Pumba sabía perfectamente de lo que hablaba pues, efectivamente, las estrellas son enormes bolas de gas ardiente que brillan en el oscuro cielo. Esta explicación ya ha sido utilizada en numerosas ocasiones por divulgadores de la ciencia para introducir a los más pequeños (y a los no tan pequeños) en el mundo de la astronomía.


Así como el jabalí, el suricato y el león acaban formando una peculiar “familia”, la gran familia de objetos que nos rodea en el Universo podría calificarse casi como una fauna con numerosas especies que, dependiendo de su tamaño, composición, dinámica y demás características, se comporta de una manera u otra, con sus diferencias y similitudes, dependiendo de la “tribu” a la que pertenezca.


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Estrellas Masivas II: Los metales, esos delatores del tiempo PDF Imprimir
Lunes 11 de Abril de 2011 00:00


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El cúmulo G61.48+0.09 observado en el IR con el instrumento LIRIS del William Herschel Telescope del Roque de los Muchachos (izquierda) y su imagen en el visible tomada del Digital Sky Survey (derecha). Las estrellas dominantes del cúmulo no se observan en el visible. Nótese que aunque el campo de visión es el mismo en ambos casos, LIRIS ofrece mucho más detalle. En su momento, EMIR en el GTC ofrecerá la posibilidad de obtener espectros de cúmulos similares.


En Astrofísica se denomina (inapropiadamente) como “metales” a todos los elementos más allá del Helio (He). Por tanto, la metalicidad nos habla de la composición química de la estrella. Si, en primer término, se ha tenido en cuenta la masa (y la pérdida de la misma), en segundo lugar se le da relevancia a la composición química, pero eso ocurre no sólo con las estrellas, sino también con muchos otros objetos del medio interestelar y con las galaxias.


La metalicidad va a definir cómo será la interacción entre la materia y la radiación de la luz; dependiendo de cuál sea la composición química, la radiación tendrá una u otra reacción a su paso por la materia. Dado el tiempo que necesitan los materiales para ir acumulándose y formando la estrella, se puede extraer información como, por ejemplo, la edad. En principio, ante dos sistemas iguales, se supone que aquel que tenga mayor metalicidad ha tenido más tiempo para acumular esos metales.

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Estrellas Masivas I: ¿Quién dijo que la masa no era importante? PDF Imprimir
Lunes 21 de Febrero de 2011 13:23

 

La galaxia IC 1613 observada con la Wide Field Camera del Isaac Newton Telescope en el Roque de los Muchachos. Puede apreciarse la zona de intensa formación estelar en la esquina inferior izquierda. En esa zona se encuentra la candidata a LBV V39 cuyo espectro observado con VLT-VIMOS se muestra con los característicos perfiles P-Cygni (emisión roja y absorción azul). Actualmente hemos comenzado a observar espectros de IC 1613 con GTC, aunque todavía a una resolución algo menor.

La masa con la que nace una estrella determina su historia y, sobre todo, la duración de su vida. Llamamos estrellas masivas a todas aquellas estrellas aisladas que explotan como supernovas al final de su existencia debido al colapso gravitatorio. Para que exploten como supernovas deben tener un mínimo de alrededor de ocho masas solares. Estrellas con menos masa pueden explotar, pero no por sí mismas (deben darse otras condiciones). Y hay parámetros secundarios que pueden introducir cambios, pero la masa es determinante.


En cuanto al máximo, el límite está en lo que la naturaleza sea capaz de producir. Hasta hace poco se creía que este límite estaba en torno a monstruos de 150 masas solares, aunque recientes trabajos lo elevan hasta 300. No obstante, no es un dato seguro ya que, cuanto más masiva es una estrella, menos vive, con lo cual estrellas más grandes serían difíciles de observar.


El problema principal para aquellos que estudian este tipo de estrellas es la dificultad a la hora de determinar la masa de una estrella aislada, ya que esto debe hacerse a través del espectro. Inicialmente, la utilización de distintos métodos daba resultados diferentes que podían llegar a un factor 2 de diferencia (dependiendo de si se usan modelos de atmósfera estelar o modelos de estructura y evolución estelar, por lo que surgían múltiples dudas). Esto se descubrió en el 92, año en que se publicó un artículo que hacía referencia a este asunto (Herrero et al. 1992, A&A 261, 209). Desde entonces se ha avanzado bastante en la física de los modelos y se han limitado las discrepancias, pero han surgido otros problemas, por lo que el rango de incertidumbre en la masa de las estrellas masivas sigue siendo, en muchos casos, más grande de lo que podemos explicar.


Otros de los problemas que presentan las estrellas masivas vienen dados por el fuerte potencial gravitatorio, el corto tiempo de vida, y porque, aunque son muy pocas, presentan una gran variedad de posibilidades (y eso es lo que las hace tan interesantes para su estudio). Al tener una muy alta luminosidad y un campo de radiación muy fuerte, la atmósfera tiende a expandirse, lo que genera vientos estelares que “pelan” la estrella y exponen parte del material interno a la superficie. La estrella va perdiendo masa y eso influye en su evolución y en la duración de su vida.

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