Día: 4 mayo, 2017

NGC 4696 y su latido arrítmico

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NGC 4696: el latido arrítmico del corazón de un agujero negro

por Amelia Ortiz · Publicada 4 mayo, 2017 ·
4/5/2017 de Chandra / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society


Esta imagen combinada contiene datos en rayos X de Chandra (rojo) que ponen de manifiesto el gas caliente del cúmulo, y datos en radio del Karl G. Jansky Very Large Array (azul), que muestran las partículas de alta energía producidas en chorros que son alimentados por el agujero negro. Los datos en luz visible del telescopio espacial Hubble (verde) muestran galaxias del cúmulo así como otras galaxias y estrellas que están fuera de él. Créditos: rayos X de NASA/CXC/MPE/J.Sanders et al.; óptico de NASA/STScI; radio de NSF/NRAO/VLA.

En el centro del cúmulo de galaxias de Centauro existe una gran galaxia elíptica llamada NGC 4696. Todavía a mayor profundidad hay un agujero negro supermasivo enterrado en el interior del núcleo de esta galaxia. Datos nuevos del observatorio de rayos X Chandra y otros telescopios han revelado detalles acerca de este gigantesco agujero negro, situado a unos 145 millones de años-luz de la Tierra. Aunque el agujero negro en sí no ha sido detectado, los astrónomos están conociéndolo a través de sus efectos sobre la galaxia en la que se encuentra y sobre el gran cúmulo que tiene alrededor.

En ciertos aspectos, el agujero negro se parece a un corazón latiendo que bombea sangre hacia el cuerpo a través de las arterias. De modo similar, un agujero negro puede inyectar material y energía en su galaxia y fuera de ella.

Al examinar los detalles de los datos en rayos X obtenidos por Chandra, los científicos han encontrado pruebas de explosiones repetidas de partículas energéticas en chorros originados por el agujero negro supermasivo del centro de NGC 4696. Estos estallidos crean grandes cavidades en el gas caliente que ocupan el espacio entre las galaxias del cúmulo. Los estallidos también crean ondas de choque, similares a estampidos sónicos producidos por aviones de alta velocidad, que viajan recorriendo decenas de miles de años-luz por el cúmulo.

Los investigadores estiman que estas explosiones en el agujero negro, o “latidos”, se han producido cada cinco a diez millones de años. Además de la gran diferencia en las escalas de tiempo, estos latidos también se distinguen de los latidos de corazón típicamente humanos en que no se producen a intervalos particularmente regulares. Las explosiones también parecen haber expulsado gas que ha sido enriquecido con elementos generados por explosiones de supernovas. Las regiones con la densidad más alta en elementos pesados están situadas a la derecha del agujero negro. Una densidad más baja en elementos pesados cerca del agujero negro apoya la idea de que el gas enriquecido procede del centro del cúmulo y está asociado con las explosiones en el agujero negro. La energía producida por el agujero negro también es capaz de impedir que se enfríe la enorme reserva de gas caliente, impidiendo que se forme un gran número de estrellas en dicho gas.

[Fuente Noticia]

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Velo polvoriento atravesado

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VISTA atraviesa el velo polvoriento de la Pequeña Nube de Magallanes


La Pequeña Nube de Magallanes es un llamativo objeto del cielo del sur que puede verse incluso a simple vista. Pero los telescopios de luz visible no pueden obtener una visión clara de lo que hay en la galaxia debido a las nubes de polvo interestelar que lo impiden. Las capacidades infrarrojas de VISTA han permitido a los astrónomos ver con más claridad que nunca la miríada de estrellas que hay en esta galaxia vecina. El resultado es esta imagen sin precedentes (la imagen infrarroja más grande jamás obtenida de la Pequeña Nube de Magallanes) totalmente inundada con millones de estrellas.

La Pequeña Nube de Magallanes (SMC por sus siglas en inglés) es una galaxia enana,  más pequeña que su gemela, la Gran Nube de Magallanes (LMC). Son dos de nuestras galaxias vecinas más cercanas: SMC se encuentra a unos 200.000 años luz de distancia, tan sólo una doceava parte de la distancia a la conocida galaxia de Andrómeda. Como resultado de las interacciones entre ellas y con la propia Vía Láctea, ambas tienen una forma bastante peculiar.

Su relativa proximidad a la Tierra hace de las Nubes de Magallanes las candidatas ideales para estudiar cómo se forman y evolucionan las estrellas. Sin embargo, mientras que ya se sabía que la distribución y la historia de la formación de estrellas en estas galaxias enanas era bastante compleja, uno de los mayores obstáculos para la obtención de observaciones claras de esa formación estelar ha sido el polvo interestelar. Enormes nubes de estos diminutos granos dispersan y absorben la radiación emitida por las estrellas —especialmente en el rango visible—, limitando lo que puede ser visto por los telescopios desde la Tierra. Esto se conoce como extinción (producida por el polvo).

SMC está llena de polvo, y la luz visible emitida por sus estrellas sufre una extinción significativa. Afortunadamente, no toda la radiación electromagnética se ve igualmente afectada por el polvo. La radiación infrarroja pasa a través del polvo interestelar mucho más fácilmente que la luz visible, por lo que observando la luz infrarroja de una galaxia podemos aprender acerca de las nuevas estrellas que se forman dentro de las nubes de polvo y gas.

VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope, telescopio de sondeo en el visible y el infrarrojo) fue diseñado para obtener imágenes de la radiación infrarroja. El sondeo VMC (VISTA Survey of the Magellanic Clouds) se centra en cartografiar tanto la historia de la formación estelar en ambas nubes como su estructura tridimensional. Gracias a VMC se han obtenido imágenes infrarrojas de millones de estrellas de la Pequeña Nube de Magallanes, proporcionando una visión sin precedentes que casi no se ha visto afectada por la extinción del polvo.

Toda la imagen está llena de estrellas que pertenecen a la pequeña Pequeña Nube de Magallanes. También incluye miles de galaxias de fondo y varios cúmulos estelares brillantes, incluyendo 47 Tucanae a la derecha de la imagen, que se encuentra mucho más cerca de la Tierra que la Pequeña Nube de Magallanes. ¡La imagen con zoom les mostrará la Pequeña Nube de Magallanes como nunca antes la habían visto!

La abundancia de nueva información en esta imagen de 1,6 gigapíxeles (43.223 x 38.236 píxeles) ha sido analizada por un equipo internacional dirigido por Stefano Rubele, de la Universidad de Padua. Se han utilizado modelos estelares de vanguardia para producir algunos resultados sorprendentes.

VMC ha revelado que, si las comparamos con las galaxias vecinas de mayor tamaño, la mayoría de las estrellas de la Pequeña Nube de Magallanes se han formado más recientemente. Estos primeros resultados del sondeo son sólo una muestra de lo nuevos descubrimientos que están por venir, ya que el sondeo continua revelando lo que hay en los puntos oscuros de nuestros mapas de las Nubes de Magallanes.
Información adicional

Este trabajo de investigación se ha presentado en el artículo científico “The VMC survey – XIV. First results on the look-back time star formation rate tomography of the Small Magellanic Cloud”, publicado en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

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Descubren ola gigante Kelvin-Helmholtz

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Descubren una ola gigante atravesando el cúmulo de galaxias de Perseo

por Amelia Ortiz · Publicada 3 mayo, 2017 ·
3/5/2017 de Chandra / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society


Esta imagen en rayos X del cúmulo de galaxias de Perseo fue obtenida a partir de 16 días de observaciones con Chandra. Los investigadores filtraron los datos para realzar el contraste de los bordes y hacer que los detalles sutiles fuesen más obvios. Un óvalo marca la posición de una enorme ola que circula por el gas. Crédito: NASA’s Goddard Space Flight Center/Stephen Walker et al.

Combinando datos del observatorio de rayos X Chandra con observaciones en radio y simulaciones por computadora, un equipo internacional de científicos ha descubierto una gran onda de gas caliente en el cercano cúmulo de galaxias de Perseo. Con una extensión de unos 200 000 años-luz, la ola tiene el doble del tamaño de nuestra galaxia la Vía Láctea. Los investigadores afirman que la onda se formó hace miles de millones de años, después de que un pequeño cúmulo de galaxias rozara Perseo y provocara que su enorme reserva de gas se derramara por un enorme volumen de espacio.

Los cúmulos de galaxias son las estructuras mayores ligadas por la gravedad que existen en el Universo actual. Con una extensión de unos 11 millones de años-luz y situado a 240 millones de años-luz de distancia, el cúmulo de galaxias de Perseo recibe su nombre por la constelación que lo alberga. Como en todos los cúmulos de galaxias, la mayor parte de la materia observable se halla en forma de gas que se encuentra a una temperatura de decenas de millones de grados, por lo que brilla en rayos X. Las observaciones con Chandra han revelado varias estructuras en este gas, desde enormes burbujas producidas por el agujero negro supermasivo de la galaxia central del cúmulo, NGC 1275, a una enigmática formación cóncava conocida como la “bahía”.

La forma cóncava de la bahía no pudo originarse a partir de las burbujas creadas por el agujero negro, y las observaciones en radio demuestran que la estructura no produce ninguna emisión, al contrario de lo que cabría esperar en una estructura asociada con la actividad del agujero negro. Los investigadores compararon entonces la imagen de Perseo con simulaciones por computadora de cúmulos de galaxias en proceso de fusión.

Una simulación en concreto parece que explica la formación de la bahía. En ella, el gas de un gran cúmulo parecido a Perseo se ha dividido en dos componentes, una región central “fría” con temperaturas en torno a los 30 millones de grados centígrados, y una zona alrededor donde el gas está tres veces más caliente. Más tarde, un pequeño cúmulo de galaxias, con la masa de unas mil galaxias como la Vía Láctea, roza el cúmulo grande, pasando a unos 650 000 años-luz de su centro. El paso crea una perturbación gravitatoria que revuelve el gas como la leche en el café, creando una espiral de gas frío que se expande. Después de unos 2500 millones de años, cuando el gas se ha elevado hasta unos 500 000 años-luz del centro, se forman grandes ondas que circulan por su periferia durante millones de años antes de disiparse.

Se trata de versiones gigantes de las ondas de Kelvin-Helmholtz que aparecen siempre que hay una diferencia de velocidades en las superficies en contacto de dos fluidos, como el viento soplando sobre el agua. Se encuentran en el océano, en formaciones de nubes e incluso en el Sol. “Pensamos que la bahía que vemos en Perseo es parte de una onda de Kelvin-Helmholtz”, explica Stephen Walker (Goddard Space Flight Center, NASA).

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De la materia oscura de la Vía Láctea

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El origen de la hipotética señal de materia oscura de la Vía Láctea puede que no sea tan oscuro

por Amelia Ortiz · Publicada 3 mayo, 2017 ·
3/5/2017 de SLAC / The Astrophysical Journal


El exceso de rayos gamma procedente del centro de la Vía Láctea está asociado probablemente a una población de púlsares que giran rápidamente (estrellas de neutrones muy densas y altamente magnetizadas que emiten “haces” de rayos gamma como faros cósmicos). La situación de los púlsares en la región más vieja de la galaxia sugiere que están robando energía de estrellas compañeras, prolongando así su vida. La imagen del fondo muestra el centro galáctico tal como lo ve el observatorio de rayos X Chandra de NASA. Crédito: NASA/CXC/University of Massachusetts/D. Wang et al.; Greg Stewart/SLAC National Accelerator Laboratory.

Un misterioso resplandor de rayos gamma procedente del centro de la Vía Láctea es, con mucha probabilidad, provocado por púlsares – los núcleos increíblemente densos, y que giran a gran velocidad, de estrellas antiguas que eran hasta 30 veces más masivas que el Sol. Esta es la conclusión de un nuevo análisis realizado por un equipo internacional de astrofísicos. El descubrimiento arroja dudas sobre interpretaciones anteriores de la señal como un indicio potencial de materia oscura, un tipo de materia que constituye el 85 por ciento de toda la materia del Universo y que hasta ahora ha evitado ser detectada.

“Nuestro estudio demuestra que no necesitamos materia oscura para entender la emisión en rayos gamma de nuestra galaxia”, explica Mattia Di Mauro (Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, KIPAC). “En cambio, hemos identificado una población de púlsares en la región alrededor del centro galáctico que arroja luz nueva sobre la historia de formación de la Vía Láctea”.

“Dos estudios recientes de equipos de USA y los Países Bajos han demostrado que el exceso de rayos gamma emitido por el centro galáctico es punteado, no suave como esperaríamos en el caso de una señal de materia oscura”, comenta Eric Charles (KIPAC). “Esos resultados sugieren que los puntos pueden ser debidos a fuentes puntuales que no podemos ver como fuentes individuales con LAT [el telescopio de gran área del observatorio espacial Fermi de NASA] debido a que la densidad de fuentes de rayos gamma es muy alta y el brillo difuso es más intenso en el centro galáctico”.

“Considerando que un 70 por ciento de todas las fuentes puntuales de la Vía Láctea son púlsares, se trataría de los candidatos más probables”, explica Di Mauro. “Pero utilizamos una de sus propiedades físicas para llegar a nuestra conclusión. Los púlsares poseen espectros muy particulares, ya que su emisión cambia de un modo específico con la energía de los rayos gamma que emiten. Utilizando la forma de estos espectros pudimos crear un modelo correcto del resplandor del centro galáctico empleando una población de unos 1000 púlsares y sin introducir procesos en los que participasen partículas de materia oscura”.

[Fuente Noticia]

En el interior de M87

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A gran profundidad en el interior de la galaxia M87

por Amelia Ortiz · Publicada 3 mayo, 2017 ·
3/5/2017 de Max Planck Institute for Radio Astronomy / Astronomy & Astrophysics


Ilustración esquemática del proceso turbulento de inyección de masa desde el disco de acrecimiento de un agüero negro supermasivo al interior de un campo magnético espiral. Crédito: Axel. M. Quetz/MPIA Heidelberg.

La cercana y gigantesca radio galaxia M87 alberga un agujero negro supermasivo y es famosa por su brillante chorro de material que domina el espectro electromagnético abarcando diez órdenes de magnitud en frecuencia. Debido a su proximidad, notoriedad del chorro y gran masa del agujero negro, M87 es el mejor laboratorio para investigar la formación, aceleración y colimación de chorros relativistas. Ahora, un equipo de investigadores dirigido por Silke Britzen (Max Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn) ha encontrado pruebas de la existencia de procesos turbulentos que conectan el disco de acrecimiento y el chorro de esa galaxia, aportando datos sobre el problema del origen de los chorros astrofísicos.

Los agujeros negros son responsables de algunos de los fenómenos más enigmáticos de la astrofísica. Los agujeros negros activos producen radiación por la adquisición de materia que forma un disco de acrecimiento que rodea el motor central. Una señal clara de que un agujero negro está acretando materia activamente en el centro de una galaxia es la presencia de enormes chorros de material que son expulsados desde el núcleo galáctico a megaparsecs de distancia, mucho más allá del límite ópticamente visible de la galaxia.

M87, la galaxia central del cúmulo de Virgo, se encuentra a una distancia de sólo 17 Mpc (correspondiente a 50 millones de años-luz). Es el segundo núcleo galáctico activo más cercano a nosotros, albergando un agujero negro activo de 6 mil millones de masas solares en su centro. M87 fue la primera galaxia donde se pudo identificar un chorro y es uno de los que han sido estudiados más a fondo. Puede verse por todo el espectro electromagnético, desde radio a rayos X. Pero a pesar del gran número de observaciones disponible, todavía se desconoce la conexión entre el agujero negro que acreta material y el chorro que emite radiación electromagnética.

Ahora un equipo de investigadores ha estudiado este problema observando M87 con el conjunto de radiotelescopios que forma la red del VLBA.  “Reanalizamos estos datos, lo que nos proporcionó pistas sobre los procesos complejos que relacionan el chorro y el disco de acrecimiento de M87”, explica Britzen. La mejor explicación para los resultados obtenidos es la existencia de procesos rápidos turbulentos con fenómenos de reconexión magnética, similares a los observados a escalas mucho menores en la superficie del Sol. “Hay buenas razones para pensar que la superficie del disco de acrecimiento se comporta de modo parecido a la superficie del Sol: gas caliente burbujeante en el que se producen fenómenos propios de la actividad magnética, como la reconexión y las fulguraciones”, añade Christian Fendt (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg). Mientras que cerca de la superficie del disco las estructuras magnéticas a pequeña escala dominan el aporte de masa al chorro, a distancias mayores sólo sobrevive la estructura del campo magnético global espiral, que gobierna el movimiento del chorro.

[Fuente Noticia]

¿es borrosa la materia oscura?

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Abell 262, Abell 383, Abell 1413, y Abell 2390: ¿es “borrosa” la materia oscura?

por Amelia Ortiz · Publicada 2 mayo, 2017 ·
2/5/2017 de Chandra / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society


Imágenes de cuatro cúmulos de galaxias que forman parte de la muestra de 13 cúmulos de galaxias utilizados para el estudio de la materia oscura. El modelo considerado ha sido el de la materia oscura fría borrosa. Crédito: imágenes en rayos X de NASA/CXC/Cinestav/T.Bernal et al.; imágenes en el óptico de NASA/STScI.

Un equipo de astrónomos ha utilizados datos del observatorio de rayos X Chandra de NASA para estudiar las propiedades de la materia oscura, la misteriosa sustancia invisible que constituye la mayor parte de la materia del Universo. El estudio, que incluye 13 cúmulos de galaxias, explora la posibilidad de que la materia oscura sea más “borrosa” que “fría”, quizás añadiendo incluso más complejidad alrededor de este misterio cósmico.

Durante varias décadas, los astrónomos han sabido de la existencia de la materia oscura. Sin embargo, siguen sin comprender sus propiedades con detalle. Es decir, quisieran averiguar cómo se comporta en distintos ambientes y, en última instancia, de qué está hecha. El modelo más popular asume que se trata de una partícula más masiva que el protón y que es fría, es decir, que se mueve a velocidades mucho menores que la velocidad de la luz. Este modelo ha tenido éxito en explicar la estructura del universo a muy grandes escalas, mucho mayores que las galaxias, pero tiene problemas explicando cómo se distribuye la materia a escalas menores que las galaxias.

Por ejemplo, el modelo de la materia oscura fría predice que la densidad de materia oscura en el centro de las galaxias es mucho mayor que en las regiones que rodean al centro. Y como la materia normal es atraída hacia la oscura, también debería de haber un fuerte pico de densidad en el centro de las galaxias. Sin embargo, los astrónomos observan que la densidad tanto de materia normal como de materia oscura es mucho más uniforme. Otro problema es que el modelo de materia oscura fría predice un número mucho mayor de galaxias pequeñas en órbita alrededor de galaxias como la Vía Láctea del que observan realmente los astrónomos.

Para resolver estos problemas del modelo de la materia oscura fría, los astrónomos han propuesto modelos alternativos en los que la materia oscura posee propiedades muy distintas. Uno de ellos considera el principio de la mecánica cuántica según el cual cada partícula subatómica tiene asociada una onda. Si la partícula de la materia oscura es de masa extremadamente pequeña (unos diez mil billones de billones de veces menor que la masa de un electrón), su longitud de onda correspondiente sería de unos 3000 años-luz. Esta distancia de un pico de la onda al siguiente es cerca de un octavo de la distancia de la Tierra al centro de la Vía Láctea. Las ondas de partículas distintas pueden entonces solaparse e interferir entre sí como las ondas de un estaque, actuando como un sistema cuántico a escalas galácticas en lugar de atómicas.

La gran longitud de onda de las ondas asociadas a estas partículas significa que la densidad de la materia oscura en el centro de las galaxias no puede tener un pico intenso. Por tanto, para un observador que está fuera de una galaxia, estas partículas parecerían “borrosas” si pudieran ser detectadas directamente, razón por la cual el modelo ha sido llamado de la “materia oscura borrosa”. Y como la materia normal es atraída por la materia oscura, también se repartirá a escalas mayores. Esto explicaría de forma natural la ausencia de un fuerte pico en la densidad de materia en el centro de las galaxias.

[Fuente Noticia]