El giro del halo caliente galáctico

Crédito: NASA / CXC / M.Weiss / Ohio State / A Gupta et. al.
Creemos que las galaxias pueden formarse a través de la acumulación de enormes cantidades de materia desde el medio intergaláctico. A medida que esta materia cae y se acelera, partes de ella chocan, calentando el gas a temperaturas de millones de grados. La combinación de la cantidad total de materia acretada, su densidad y su spin, ayuda a determinar el tipo de galaxia que se produce, ya sea espiral, elíptica o irregular. Después de que se formó la galaxia, el gas de acreción que queda forma un gran halo caliente y masivo alrededor de la galaxia.

Se espera que estos halos sean mucho más grandes que la galaxia, y muy tenues, por lo que son difíciles de detectar directamente. Pero todas nuestras observaciones de galaxias externas se ven a través del halo que rodea la Vía Láctea, como lo muestra la neblina azul en la ilustración. Utilizando el Observatorio XMM-Newton de rayos X, los astrónomos han sido capaces de detectar cómo la forma de halo caliente de la Vía Láctea absorbe los rayos X emitidos a partir de una selección de brillantes galaxias externas distribuidas alrededor del cielo.

Mediante la determinación del desplazamiento por Doppler del halo de la Vía Láctea a través de la medición de las longitudes de onda características de absorción de rayos X específicas producidas por átomos de oxígeno en el halo, los astrónomos han puesto de manifiesto el movimiento de este gas caliente. Este estudio muestra que el halo gira a una velocidad notable de aproximadamente 640.000 kilómetros por hora, de modo que el giro del halo es comparable con el giro de la propia Vía Láctea.

Fuente: "Spinning Hot Halo", en Imagen astrofísica de la semana (Heasarc), NASA.

Charlas para todo público del IAFE: "Astrobiología y la búsqueda de vida en otros planetas"

Charlas para todo público del IAFE: "Astrobiología y la búsqueda de vida en otros planetas"
A cargo de Ximena Abrevaya
En el Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE, CONICET-UBA)
Jueves 7 de Julio de 2016, 18:00hs
Aula del Edificio IAFE

Para que tengas una idea de qué se trata, así describe Ximena Abrevaya el tema de la charla: "Una de las preguntas más antiguas que la humanidad intenta responder es si estamos solos en el universo. La astrobiología es una rama multidisciplinaria de la ciencia que intenta responder esta pregunta y que involucra conocimiento de diferentes áreas tales como astrofísica, la química, la biología y la geología, entre otras. Sus objetivos principales son estudiar el origen, evolución y potencial distribución de la vida en el universo. Durante esta charla brindaré un panorama general sobre esta área de la ciencia llamada astrobiología y me focalizaré en varios proyectos interdisciplinarios que son parte de mi trabajo en el área, que intentan responder la posibilidad de que exista vida en planetas dentro de nuestro sistema solar y fuera de él (exoplanetas). Estos implican abordajes en condiciones simuladas de laboratorio, abarcando aspectos tanto biológicos, químicos, astronómicos, astrofísicos y geológicos, y son desarrollados en colaboración con múltiples instituciones."

Más información en: Charlas en el IAFE

Donde termina el disco de acreción de una estrella de neutrones

Impresión artística de una estrella de neutrones acretando gas en un sistema binario. Embudos de material de la estrella compañera en un disco de acreción que rodea a la estrella de neutrones. Crédito: NASA/Goddard Space Flight Center / Dana Berry; King et al. 2016.

Los modelos teóricos han indicado que los discos de acreción de las estrellas de neutrones no pueden extenderse por todo el camino a la superficie de las mismas, pero pueden en cambio ser truncados a distancia. Sin embargo esta predicción ha sido difícil de probar por observación, debido al desafío de medir la posición del borde interior del disco de las estrellas de neutrones en binarias de rayos X. Pero ahora, en un nuevo estudio, un equipo de científicos dirigido por Ashley King (Einstein Fellow en la Universidad de Stanford) ha logrado medir la posición del borde interior del disco en Aquila X-1, una estrella de neutrones en un sistema binario de rayos X ubicado a 17.000 años luz de la Tierra.

Las estrellas de neutrones son objetos muy pequeños, grandes y densos, son los núcleos triturados dejados atrás después de la explosión de la supernova de una estrella que tiene al menos 8 veces la masa del Sol Por lo general, las estrellas de neutrones contienen la masa del Sol en una esfera de sólo unos pocos kilómetros de diámetro, y son tan densas que una cucharadita de su material tiene tanta masa como toda la población humana de la Tierra. Algunas estrellas de neutrones son miembros de sistemas binarios, orbitado por una estrella normal. En estos sistemas binarios, la intensa gravedad de la estrella de neutrones puede despojar de gas a la estrella normal hacia ella.

Características de la línea de hierro Fe K detectada por Swift (rojo) y NuSTAR (negro). King et al. 2016]

Este gas fluye en una corriente y en espirales hacia la estrella de neutrones, formando un delgado y extenso disco de acreción caliente alrededor de ella. A medida que el material cae sobre la estrella de neutrones, se calienta a temperaturas de millones de grados produciendo la emisión de rayos X. Un estudio reciente utilizando los datos de los observatorios espaciales de alta energía NuSTAR de rayos X y Swift de la NASA ha proporcionado nueva información relevante sobre la estructura del disco en una importante binaria de rayos X, Aquila X-1, y nuevos detalles del proceso de acreción. La imagen superior muestra una ilustración del disco de acreción en Aql X-1 que rodea a la estrella de neutrones. El recuadro muestra los datos de NuSTAR (en negro) y Swift (en rojo) de la emisión de rayos X producidos por átomos de hierro en el disco de acreción.

La forma simétrica de esta emisión de energía indica que el material emisor no existe cerca de la superficie de la estrella de neutrones, ya que si fuera así, las distorsiones del espacio-tiempo cerca de la estrella podría distorsionar la forma de la emisión de hierro. Los astrónomos creen que el fuerte campo magnético de la estrella de neutrones en Aql X-1 trunca el borde interior del disco de acreción lejos de la superficie de la estrella, tal como se muestra en la ilustración anterior. Sin embargo, las variaciones en la emisión de rayos X desde Aql X-1 muestra que el material del disco no cae en la estrella de neutrones más probable es que este material es canalizado por el campo magnético de la estrella de neutrones desde el disco sobre la superficie de hierro sólido de la estrella.

Fuente y más información: Heasarc - NOVA: Where a Neutron Star’s Accretion Disk Ends

Bert, Ernie y Big Bird

IceCube ha detectado los neutrinos de más alta energía jamás registrados, con energías que llegan por encima de 2 PeV. De izquierda a derecha, Bert, Ernie y Big Bird, con energías de 1.0, 1.1 y 2.2 PeV respectivamente. Crédito: Colaboración IceCube; NSF; Universidad de Wisconsin
El universo está poblado por partículas casi sin masa, eléctricamente neutras llamadas neutrinos. La existencia de estas partículas fue sugerida o postulada por primera vez por Wolfgang Pauli en 1930, en un intento desesperado para explicar algunas propiedades poco comunes observadas en la desintegración radiactiva (específicamente en la desintegración beta), pero no se pudo confirmar experimentalmente hasta 1956 (experimento del neutrino de Cowan y Reines). Los neutrinos son producidos por los procesos atómicos de alta energía asociados con el nacimiento del Universo, las estrellas en explosión, las erupciones de agujeros negros, y, tal vez, la aniquilación de materia oscura. Los neutrinos raramente interactúan con la materia (unos 100 trillones de neutrinos pasan a través de nosotros cada segundo, sin que lo notemos), y debido a esto, ellos sirven como los mensajeros más directos de los procesos cósmicos de alta energía.

Sin embargo, esta misma característica hace que los neutrinos sean extremadamente difíciles de observar, requiriendo detectores de enorme tamaño. Un fascinante experimento de neutrinos llamado IceCube (Observatorio de neutrinos del polo Sur) utiliza cadenas de detectores suspendidos en un kilómetro cúbico de la capa de hielo de la Antártida para detectar las raras interacciones de los neutrinos de muy alta energía con las moléculas de agua en el hielo. La imagen de arriba muestra la detección de cadenas de detectores de IceCube de los tres neutrinos cósmicos de más alta energía hasta ahora observados. Estos tres neutrinos cósmicos, de izquierda a derecha, son llamados arbitrariamente "Bert, Ernie, y Big Bird", los conocidos personajes de Plaza Sésamo. Nadie está seguro todavía de qué produce estos tres neutrinos, pero los astrónomos sospechan de potentes erupciones de agujeros negros supermasivos en blazares, un tipo de galaxia muy activa, como una posible fuente. ¿Cuándo encontraremos a Elmo?

Fuente: Bert, Ernie and Big Bird, HEASARC

Más información: Research Highlights, Neutrino Astronomy. IceCube.

¿Qué está haciendo olas?

Crédito: NASA/Bernard J. Kelly (Goddard and Univ. of Maryland Baltimore County), Chris Henze (Ames) y Tim Sandstrom (CSC Government Solutions LLC)

La primera detección directa de ondas gravitacionales fue realizada por el Interferómetro Láser del Observatorio de Ondas Gravitacionales (LIGO) el 14 de septiembre de 2015 a las 05:51 am hora del este (09:51 GMT). La señal recibida por los observatorios gemelos de LIGO se correspondía con la distorsión temporal del espacio-tiempo predicha por la teoría de la relatividad general de Einstein para la colisión y fusión de dos agujeros negros masivos. Los astrofísicos no están seguros de que este tipo de eventos pueda producir cualquier otro tipo de señal. ¿La fusión de dos agujeros negros, por ejemplo, genera algún tipo de radiación electromagnética de alta energía? ¿O cualquier otro tipo de radiación electromagnética, para el caso? ¿O es que las supernovas u otras explosiones astronómicas como las explosiones de rayos gamma, detectadas hasta ahora únicamente a través de sus firmas electromagnéticas, producen ondas gravitacionales detectables? La respuesta a estas preguntas es difícil, requiere la detección simultánea de dos señales próximas: tanto de la señal de ondas gravitacionales como de la señal electromagnética. El telescopio espacial de rayos gamma Fermi ofrece quizás la mejor herramienta que tienen los astrónomos para detectar la radiación de alta energía a partir de los acontecimientos de ondas gravitacionales. Esto se debe a que la visión de rayos gamma de Fermi monitorea casi todo el cielo al mismo tiempo, por lo que Fermi tiene una buena oportunidad de detectar un destello de rayos gamma asociado con cualquier onda gravitacional detectada por LIGO desde casi cualquier lugar en el cielo. Es muy interesante que Fermi puede haber detectado una señal de rayos gama de la fuente GW de LIGO. Menos de la mitad de un segundo después de que LIGO detectara el evento GW el 14 de septiembre de 2015, el Monitor de estallidos de Rayos Gamma de Fermi detectó una breve ráfaga, débil, de rayos gamma de la misma parte del cielo.

Fuente: HEASARC, NASA.

Trueque cósmico: El intercambio Sol - Cometa

Crédito: NASA / CXC / Univ. de la TC / B.Snios et al, óptica:. Damian Peach; DSS.
Los cometas son grandes bolas de "hielo sucio" que llegan periódicamente desde el espacio profundo. Las tan exquisitas como espectaculares observaciones realizadas por la misión Rosetta y por su módulo de aterrizaje Philae, y otras observaciones espaciales o basadas en tierra, han revolucionado nuestra comprensión de la composición de los cometas, sus características de superficie, sus variables atmósferas de gas y polvo, y los papeles que han desempeñado en traer agua (y tal vez incluso la vida) a la Tierra.

Las observaciones de cometas también pueden ser usadas para investigar cómo el viento solar ayuda a dar forma al ambiente del espacio interplanetario. Las observaciones con el satélite de rayos X ROSAT ( ROentgen SATellite) en la década de 1990 mostraron que estos cuerpos congelados producen emisión de rayos X, y que estos rayos X surgen a partir del intercambio de electrones entre el material cometario frío y los átomos del viento solar que han perdido casi la totalidad de sus electrones.

En este proceso, conocido como "intercambio de carga", los átomos del viento solar cargados positivamente ganan electrones de los átomos de gas neutro frío que salen del cometa. A medida que estos electrones capturados se mueven saltando de órbitas atómicas de alta energía hacia órbitas de menor energía, son emitidos los fotones de rayos X. La imagen de arriba muestra la emisión de rayos X desde dos diferentes cometas como se ve por el Observatorio de rayos X Chandra. El cometa de la izquierda tiene una atmósfera, o coma, rica en gas, y también muestra una coma de rayos X bien desarrollada; el cometa de la derecha tiene una coma rica en polvo, y muestra una coma de rayos X difusa y uniforme.

El análisis detallado de la emisión de rayos X de los cometas permite a los astrónomos determinar la composición del viento solar en diferentes momentos y lugares, y también revela un misterioso brillo de rayos X de baja energía asociado a cada cometa.

Traducción libre de "The Sun-Comet Exchange", HEASARC, NASA.
Otra referencia en Observatorio de rayos X Chandra: Comets ISON & PanSTARRS: Comets in the "X"-Treme

Acerca del MIT PUPPY LAB, el Laboratorio de perritos del Instituto Tecnológico de Massachusetts

La misión en este labotarorio del MIT es aprovechar los efectos, científicamente probados, de la interacción animal, para aliviar el estrés y para mejorar el estado de salud mental de la comunidad y su bienestar. El objetivo es proporcionar una vía para que los miembros de la comunidad puedan conectarse fuera de la escuela y el trabajo, con el amor canino incondicional para catalizar relaciones profundas y duraderas.

El MIT PUPPY LAB (Laboratorio de perritos del MIT) es una iniciativa dirigida por los estudiantes que recibió una subvención del Fondo de innovación MIT Mente+Mano+Corazón en el otoño de 2015. Se identifican los miembros de la comunidad que deseen compartir sus queridos perros con otros para el beneficio de muchos. En asociación con el Dog B.O.N.E.S de Massachusetts, ofrecen talleres especiales con homologación de terapia canina a estos equipos, y reunirlos con regularidad en el corazón del campus para cualquier persona que lo visite. Los equipos también están disponibles para eventos especiales, tales como el recreo y las peticiones individuales. También están estudiando la forma de cuantificar los efectos terapéuticos de la interacción con los animales, y cómo hacer que el PUPPY LAB, sea tanto más inclusiva como interactivo en el futuro.

Fotos, crédito: MIT PUPPY LAB

Más información: en el sitio del MIT PUPPY LAB

Una supernova asimétrica

La trama de datos del Conjunto del Telescopio espectroscópico nuclear de la NASA, o NuSTAR (derecha), equivale a una "pistola humeante" como evidencia del misterio de cómo las estrellas masivas explotan. Las observaciones indican que las supernovas que pertenecen a una clase llamada Tipo II o de colapso de núcleo explotan de manera desequilibrada, con el núcleo de la estrella precipitándose a toda velocidad en una dirección, y el material expulsado en su mayoría expandiéndose hacia el otro (ver diagrama de la izquierda). Créditos: NASA / JPL-Caltech / Universidad de Berkeley
El Conjunto del Telescopio espectroscópico nuclear de la NASA, o NuSTAR, ha encontrado evidencia de que una estrella masiva explotó de una manera desequilibrada, enviando material eyectado volando en una dirección y el núcleo de la estrella en la otra.

Una sombra en el viento de rayos X

Créditos: Rayos X: NASA/CXC/GSFC/M.Corcoran et al.; Óptico: Eckhard Slawik
En muy raras ocasiones se generan estrellas con masas unas 10 veces la masa del Sol o más. Debido a que estas estrellas masivas son poco frecuentes, y debido a que la más cercana de ellas está a cientos de años luz de la tierra, son objetos relativamente misteriosos. Estas estrellas masivas son tan brillantes y calientes que la energía de la luz que producen lleva material fuera de su superficie, produciendo poderosos vientos estelares que soplan a velocidades de millones de kilómetros por hora. Además de producir una fuerte luz visible y ultravioleta desde sus superficies, estas estrellas masivas también producen rayos X de alta energía.

Esta emisión de rayos X se cree que proviene de gas caliente golpeado incrustado en los inestables, fuertes y turbulentos vientos estelares. Estudios realizados desde la década de 1980 han ayudado a los astrónomos a caracterizar las temperaturas y la cantidad de gas caliente, pero aún es poco conocido cómo se produce. Un nuevo estudio de rayos X de una estrella binaria masiva cercana ha permitido a los astrónomos ir directamente a la ubicación del gas caliente en el viento de una estrella masiva. Esta estrella es una componente de Delta Orionis, la estrella más occidental en el cinturón de Orión. Si se observa con un pequeño telescopio, esta estrella, aparentemente solitaria, puede resolverse en un pequeño grupo de tres objetos.

Crédito de la ilustración: NASA
La más brillante de estas tres, llamada Delta Ori A, está en realidad a su vez compuesta de tres estrellas unidas por su gravedad mutua. Un par interior de estrellas masivas (Aa1 y Aa2) giran alrededor de su centro común de masa con un período de sólo 5,7 días; una tercera (Ab), más distante, orbita a este par interior, tomándole unos 350 años hacer una órbita completa. El sistema binario interno está formado por una estrella brillante y masiva (Aa1), de unas 20 veces la masa del Sol y una estrella de masa baja (Aa2), cerca de la mitad de masiva que la estrella más brillante. La estrella más masiva tiene un fuerte viento estelar, y es una fuente de rayos X brillantes. La estrella de menor masa sólo tiene un viento débil, y produce muy poca emisión de rayos X.

Dado que la estrella de menor masa es efectivamente de rayos X "oscuros", arroja una sombra de rayos X en el viento de la estrella más masiva, como se ve desde la Tierra. Utilizando el Observatorio de Rayos X Chandra a lo largo de casi un período orbital completo de 5,7 días, los astrónomos han observado los cambios detallados en la emisión de rayos X de la estrella más masiva como la sombra de la estrella de menor masa a medida que se mueve a través de su viento estelar. Este estudio proporciona, por primera vez, los límites directos sobre la ubicación del gas caliente produciendo rayos X en el viento estelar de una estrella masiva.

Fuente: "An X-ray Wind Shadow" en HEASARC, Picture of the week

Imagen astrofísica de la semana: Un antiguo Jet

Crédito: X-ray: NASA/CXC/ISAS/A.Simionescu et al, Optical: DSS
Sabemos que casi todas las galaxias albergan un agujero negro supermasivo central. En realidad, nadie sabe cómo se formaron estos monstruos, o la forma en que evolucionan con el tiempo. Los agujeros negros supermasivos pueden tragar activamente enormes cantidades de material de sus galaxias anfitrionas, y esta acumulación de materia genera una intensa radiación de alta energía que puede producir potentes chorros de partículas cargadas que se disparan desde el agujero negro a través de cientos de miles de años luz.

Estos jets suelen producir una fuerte emisión en longitudes de onda de radio, e incluso también a veces emisión de rayos X de alta energía. Una imagen de rayos X reciente del observatorio de rayos X Chandra de un cúmulo de galaxias distantes llamado Abell 585 condujo a un descubrimiento inesperado e importante. La observación de Chandra, en la foto de arriba en azul (superpuesta sobre una imagen óptica del cúmulo), muestra un jet emitiendo rayos X desde un agujero negro en uno de los cúmulos de galaxias.

Los astrónomos creen que la emisión de rayos X es en realidad la radiación de baja energía a partir de la gran explosión que se ha impulsado en la banda de rayos X después de chocar con la alta energía de las partículas de alta velocidad en el jet galáctico. Este soeprendente descubrimiento es una de las pocas detecciones de un jat galáctico emitiendo rayos X en el universo distante. Esta observación proporciona una pista importante para la historia de la formación de un agujero negro supermasivo en el Universo, e indica que un agujero negro supermasivo central alimentándose activamente ya existía sólo unos pocos millones de años después del Big Bang.

Fuente de información: Imagen astrofísica de la semana: Un antiguo Jet