Un agujero negro estelar con masa record
Los agujeros negros pueden ser básicamente de dos tipos, aquellos que habitan en el centro de la mayoría de las galaxias, llamados “supermasivos” ya que son de millones o miles de millones de masas solares y los agujeros negros de “masa estelar” cuya masa es solo unas cuantas veces la de nuestro Sol. Estos últimos son núcleos remanentes de una explosión de supernovas de estrellas muy masivas al final de sus vidas.
Unos astrónomos anunciaron recientemente un nuevo record en la masa de uno de estos agujeros negros estelares. Localizado cerca de la galaxia enana IC 10, el agujero negro es reconocido por su emisión de rayos X producidos por el gas caliente que cae en espiral sobre él. El agujero negro a su vez orbita en torno a una estrella grande y caliente y por fortuna ellos orbitan justo en nuestra línea de visión. Cronometrando los eclipses de la estrella sobre los rayos X, los investigadores fueron capaces de determinar su órbita mutua y con ello la masa del agujero negro, la que se estima entre 24 y 33 masas solares.
Como comparación, las estrellas más grandes de nuestra galaxia pueden producir agujeros negros “remanentes de supernova” con masas no superiores a 15 veces la del Sol.
jueves, 14 de febrero de 2008
martes, 20 de noviembre de 2007
Noticias from S&T Noviembre 2007
Midiendo Estrellas de Neutrones con Precisión
Dos grupos investigadores han determinado el tamaño de varias estrellas de neutrones con gran precisión. Esto lo consiguieron midiendo los efectos de la relatividad especial y general en el gas que cae justo sobre la superficie de estas estrellas superdensas.
Los espectros de rayos X revelaron la presencia de gas cayendo sobre los ecuadores de las estrellas a un 40% de la velocidad de la luz. Algunos de los rayos X provienen de átomos de hierro, los cuales emiten a una longitud de onda perfectamente conocida. La extrema velocidad y el extremo campo gravitacional "enturbian" asimétricamente las lineas espectrales de rayos X.
Dos grupos investigadores han determinado el tamaño de varias estrellas de neutrones con gran precisión. Esto lo consiguieron midiendo los efectos de la relatividad especial y general en el gas que cae justo sobre la superficie de estas estrellas superdensas.
Los espectros de rayos X revelaron la presencia de gas cayendo sobre los ecuadores de las estrellas a un 40% de la velocidad de la luz. Algunos de los rayos X provienen de átomos de hierro, los cuales emiten a una longitud de onda perfectamente conocida. La extrema velocidad y el extremo campo gravitacional "enturbian" asimétricamente las lineas espectrales de rayos X.
miércoles, 17 de octubre de 2007
Noticias from S&T Septiembre 2007
¿Por que los Agujeros Negros Monstruosos Permanecen en su puesto?
Cuando los agujeros negros giran juntos en espiral y se funden, debieran ser lanzados fuera de sus galaxias, sin embargo permanecen ahí.
Es muy difícil patear a un monstruo, especialmente cuando este tiene millones o miles de millones de veces la masa del Sol.
Pero hace pocos meses, las simulaciones computacionales de 5 grupos independientes mostraron que algo asombroso debe ocurrir cuando 2 agujeros negros supermasivos giran mutuamente en espiral y se combinan como consecuencia de una fusión de galaxias. Justo antes de la unión de los A.N.s ellos lanzan ondas gravitacionales extremadamente poderosas (arrugas en la tela del espacio-tiempo predicho por la teoría general de la relatividad de Einstein)
La energía que estas ondas transporta es millones de veces mayor que la de una supernova o un estallido de rayos gama. Además ella también acarrean momentum. Entonces, si las ondas son emitidas preferentemente en una dirección, el agujero negro resultante de la fusión experimenta un “culatazo” tan violento que puede ser lanzado en la dirección opuesta hasta unos 4.000 km/s. Suficiente para escapar de su galaxia huésped.
Pocos físicos toman partido por estas simulaciones, las cuales son robustas y aparentemente correctas. Pero algo no concuerda. Cuando los astrónomos se asoman profundo en el corazón de grandes galaxias, incluyendo aquellas que son el resultado de las mayores fusiones galácticas, ellos siempre encuentran un agujero negro supermasivo en su centro.
Algun mecanismo debe prevenir que la fusión de los agujeros negros los patee fuera de sus galaxias.
Tamara Bogdanovic, Christopher Reynolds y Cole Miller (Universidad de Maryland) han propuesto una vía de fusión de agujeros negros supermasivos que pueda dejarlos en su lugar.
Bogdanovic y Reynolds bosquejaron sus soluciones en la reciente reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Honolulu.
El factor clave es la rotación. En las simulaciones, cada agujero negro en un par está girando rápido alrededor de un eje que está orientado al azar. Si la orientación de la rotación del par es diferente, la ondas gravitacionales brotan en alguna dirección preferida cuando se unen los agujeros negros. Lo mismo sucede si ambos ejes de rotación quedan en el plano orbital del la pareja. La dirección del chorro depende de manera compleja de la orientación de los dos ejes de rotación y del eje de la orbita del par.
Pero Bogdanovic y sus colegas notaron que la mayoría de las uniones involucran dos galaxias ricas en gases. Mil millones de masas solares de gas se hundirán al centro de la galaxia fusionada y será colectada en un disco de unos 1000 años luz de diámetro. Los dos agujeros negros orbitan cada uno dentro de un disco y cada monstruo arrastra gas de este para formar un pequeño disco de acreción. Estos muy pequeños discos , orientados en paralelo torcerán el eje de rotación de cada agujero negro haciendo que ambos ejes se alineen de la misma forma: perpendicular al plano de la órbita.
“Este es muy eficiente, y ocurre en sólo unos pocos millones de años” dijo Bogdanovic. Pero los agujeros negros se arremolinan entre ellos por al menos 100 millones de años antes de recorrer todo el espiral y colisionar. Por ahora los tres ejes están bien alineados y por tanto el culatazo es reducido a menos de 200 Km por segundo – demasiado lento como para que el agujero negro fusionado escape de la fuerza gravitacional de la galaxia.
Cuando los agujeros negros giran juntos en espiral y se funden, debieran ser lanzados fuera de sus galaxias, sin embargo permanecen ahí.
Es muy difícil patear a un monstruo, especialmente cuando este tiene millones o miles de millones de veces la masa del Sol.
Pero hace pocos meses, las simulaciones computacionales de 5 grupos independientes mostraron que algo asombroso debe ocurrir cuando 2 agujeros negros supermasivos giran mutuamente en espiral y se combinan como consecuencia de una fusión de galaxias. Justo antes de la unión de los A.N.s ellos lanzan ondas gravitacionales extremadamente poderosas (arrugas en la tela del espacio-tiempo predicho por la teoría general de la relatividad de Einstein)
La energía que estas ondas transporta es millones de veces mayor que la de una supernova o un estallido de rayos gama. Además ella también acarrean momentum. Entonces, si las ondas son emitidas preferentemente en una dirección, el agujero negro resultante de la fusión experimenta un “culatazo” tan violento que puede ser lanzado en la dirección opuesta hasta unos 4.000 km/s. Suficiente para escapar de su galaxia huésped.
Pocos físicos toman partido por estas simulaciones, las cuales son robustas y aparentemente correctas. Pero algo no concuerda. Cuando los astrónomos se asoman profundo en el corazón de grandes galaxias, incluyendo aquellas que son el resultado de las mayores fusiones galácticas, ellos siempre encuentran un agujero negro supermasivo en su centro.
Algun mecanismo debe prevenir que la fusión de los agujeros negros los patee fuera de sus galaxias.
Tamara Bogdanovic, Christopher Reynolds y Cole Miller (Universidad de Maryland) han propuesto una vía de fusión de agujeros negros supermasivos que pueda dejarlos en su lugar.
Bogdanovic y Reynolds bosquejaron sus soluciones en la reciente reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Honolulu.
El factor clave es la rotación. En las simulaciones, cada agujero negro en un par está girando rápido alrededor de un eje que está orientado al azar. Si la orientación de la rotación del par es diferente, la ondas gravitacionales brotan en alguna dirección preferida cuando se unen los agujeros negros. Lo mismo sucede si ambos ejes de rotación quedan en el plano orbital del la pareja. La dirección del chorro depende de manera compleja de la orientación de los dos ejes de rotación y del eje de la orbita del par.
Pero Bogdanovic y sus colegas notaron que la mayoría de las uniones involucran dos galaxias ricas en gases. Mil millones de masas solares de gas se hundirán al centro de la galaxia fusionada y será colectada en un disco de unos 1000 años luz de diámetro. Los dos agujeros negros orbitan cada uno dentro de un disco y cada monstruo arrastra gas de este para formar un pequeño disco de acreción. Estos muy pequeños discos , orientados en paralelo torcerán el eje de rotación de cada agujero negro haciendo que ambos ejes se alineen de la misma forma: perpendicular al plano de la órbita.
“Este es muy eficiente, y ocurre en sólo unos pocos millones de años” dijo Bogdanovic. Pero los agujeros negros se arremolinan entre ellos por al menos 100 millones de años antes de recorrer todo el espiral y colisionar. Por ahora los tres ejes están bien alineados y por tanto el culatazo es reducido a menos de 200 Km por segundo – demasiado lento como para que el agujero negro fusionado escape de la fuerza gravitacional de la galaxia.
sábado, 19 de mayo de 2007
Noticias from Sky & Telescope Junio 2007
News Notes
Postales desde Marte y Jupiter
Mars Reconnaissence Orbiter
Postales desde Marte y Jupiter
En febrero de este año, dos naves que se dirigen a lejanos destinos sobrevolaron dos planetas con el fin de ganar impulso hacia su destino final.
Estas naves son Rosetta, que arribará al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko en 2014y la misión New Horizons, que alcanzará Plutón en 2015.
El 25 de febrero, Rosetta sobrevoló a unos meros 250 Km. de la superficie de Marte tomando una serie de fotos que incluyen una secuencia que muestra a Fobos (la pequeña luna más cercana a Marte.
Tres días más tarde, New Horizons pasaba a 2,3 millones de Km. de Júpiter. El programa incluyó el estudio de los satélites Galileanos (Io, Europa, Ganímedes y Calisto). Son destacables las fotos de 3 plumas volcánicas en Io, una de ellas alcanzando 290 Km de altura, y las fotos de la gran mancha roja y la nueva “Red Spot Junior” (Oval BA) que se formó de la unión de las manchas blancas A y B. Esta sonda también monitoreó la “magnetocola” de Júpiter, que se extiende hasta cerca de1 U.A.
El próximo destino de Rosetta será la Tierra, con el fin de adquirir mayor energía orbital.
La Grande y Brillante Galaxia que nunca has visto.
Aquí se muestra una fotografía de IC 342 tomada con la cámara Mosaic 1 (de 64 megapixles) del telescopio de 4 m de Kitt Peack, Arizona. Es una gran galaxia cercana (apenas a 11 millones de años luz de nosotros), que brillaría con una magnitud 6 o 7 de no ser por el polvo de nuestra galaxia, que bloquea cerca del 85% de su luz. En ésta imagen se ha sido tratada para eliminar este polvo de modo que luzca su real esplendor, donde se resaltan las nebulosas de emisión mediante una exposición en su luz roja del hidrógeno alfa.
Esta galaxia es similar en masa y tamaño a nuestra Vía Láctea.
Atmósferas de exoplanetas: ¿Secas y polvorientas?
Poniendo al límite las capacidades del Telescopio Espacial Spitzer (TES), dos grupos de astrónomos han encontrado pistas acerca de los “Júpiters Calientes”
Por primera vez astrónomos han conseguido estudiar los espectros de la cara iluminada de planetas gigantes cercanos a sus estrellas (llamados “Hot Júpiters”).
Dos de estos “Júpiters Calientes” han sido estudiados y revelan una atmósfera libre de vapor de agua y están posiblemente cubiertas de polvo.
Dos grupos separados, utilizaron las imágenes del TES para observar los espectros de emisión de planetas que transitan frente a las estrellas HD 209458, en Pegaso y HD 189733 en Vulpecula. El truco: tomar un espectro infrarrojo de la estrella sola, cuando el planeta se encuentra oculto por ella, y luego otra con el planeta brillando en su lado soleado. Restando el primer espectro del segundo obtenemos el espectro solo del planeta.
Esto suena fácil, pero el espectro de la estrella es unas 500 veces más brillante que el del planeta, por lo que esta tarea fuerza al límite de las posibilidades del Spitzer.
Contra los esperado, en ninguno de los planetas se encontraron signos de presencia de vapor de agua, compuesto que se considera muy abundante en la atmósfera de este tipo de planetas.
Llamó la atención las evidencias de silicatos en uno de estos planetas, lo que indicaría una probable presencia de polvo cubriendo su atmósfera. Esta cubierta podría ser la explicación de que no se observe evidencias de vapor de agua, el que se podría encontrar muy por debajo de ella.
Todavía es prematuro para sacar conclusiones definitivas al respecto, pero nuevas evidencias de otros espectros de otros exoplanetas ya están siendo analizados y estos grupos de investigadores se preparan para "esperar lo inesperado. “Hasta ahora toda esto era materia de especulación”, dice Adam Burrows (Universidad de Arizona), “siempre se encuentran sorpresas cuando llegan los datos reales”.
Una hazaña midiendo exoplanetas
Uno de los dos exoplanetas estudiados por el Spitzer, HD 189733b, es el primer exoplaneta en ser medido utilizando pura geometría.
Las observaciones del tránsito han mostrado que el diámetro del planeta es un 17% del de su estrella madre. Pero ¿qué tan grande es la estrella?. Un grupo de la Universidad del estado de Georgia ha tenido éxito en medir el diámetro angular de la estrella (0,38 miliarcosegundos) usando el interferómetro CHARA, de Monte Wilson, California.
Dado que la distancia a la estrella ha sido previamente medida en 63 años luz por el satélite Hipparcos, el diámetro de la estrella correspondería a 1,1 millones de kilómetros, algo mayor que el calculado mediante su espectro estelar. Esto significa que HD 189733b tiene un diámetro de 185.000 Km, más o menos un 10%, lo que significa cerca de un tercio mas grande que Júpiter.
Como la masa del planeta es conocida por el efecto Doppler que podemos medir a la estrella madre, también podemos determinar su densidad: cerca de 0,75 g/cm3, aproximadamente la densidad de Saturno.
Entendiendo a Enceladus
Los teóricos tratan de explicar que hay detrás de sus géiseres
Los géiseres en la helada luna de Saturno, Enceladus, es uno de los mayores descubrimientos de la misión Cassini, que actualmente aquel planeta.
Los géiseres necesitan calor, pero Enceladus es demasiado pequeña para mantener aun suficiente calor desde la formación del sistema solar, hace 4,6 mil millones de años. Las fuerzas de marea son la principal fuente de energía que abastece a Io, la luna volcánica de Júpiter, sin embargo, ¿de donde provienen las fuerzas de marea sobre Enceladus?
Mission Update
Themis
La NASA lanzó una ambiciosa misión que consiste en cinco satélites llamada THEMIS (Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms)
Mars Reconnaissence Orbiter
La cámara de alta resolución (HiRISE) de la Mars Reconnaissence Orbiter ha solucionado algunos problemas y aquí se muestra una impresionante fotografía de Júpiter desde la órbita marciana. HiRISE es un telescopio de medio metro y es el mejor telescopio óptico que se encuentra más allá de la orbita terrestre. La foto que aquí se muestra, tomada el 11 de enero de este año, desde una distancia de 3,88 U.A. es comparable a las mejores logradas con el telescopio espacial Hubble.
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