Los quásares, u objetos casi-estelares, fueron descubiertos a comienzos de la década de 1960 y en la actualidad se conocen más de 200.000. Inicialmente, y ante la apariencia que presentaban de objetos puntuales y en base a las líneas de emisión observadas en sus espectros, se consideraron estrellas. Sin embargo, un análisis más profundo del espectro arrojó un resultado inesperado. Estos objetos presentaban unos desplazamientos al rojo (z) muy elevados. Así por ejemplo 3C273 tenía un desplazamiento al rojo de 0,158 y 3C48 de 0,367. Como ya es sabido, y por la ley de Hubble, la distancia que nos separa a las galaxias (y otros objetos extragalácticos) es proporcional al desplazamiento al rojo que presenten (siempre teniendo en cuenta movimientos propios, que desvirtúa esta ley para objetos cercanos).
Actualmente las distancias estimadas para estos objetos, en base al desplazamiento al rojo medido, van desde 240 Mpc (z=0,06) hasta 6 Gpc (z=6,5. Nota: Mpc: megaparsec. Gpc: gigaparsec. 1 parsec equivale a 3,26 años luz). Otros estudios han presentado otra interesante característica en algunos quásares: presenta espectros de absorción, y estos pueden tener diferente desplazamiento al rojo que los de emisión.

Descubiertos por la radioastronomía, pero en el dominio de los rayos X

Inicialmente descubiertos mediante la radioastronomía, pronto se descubrió que su principal radiación emitida no era en la longitud de onda de radio. Es más, actualmente se cree que solamente un bajo porcentaje de ellos emite de forma potente en radio. La mayoría son potentes emisores en rayos X. Así por ejemplo, el observatorio Einstein de rayos X (HEAO-B) pronto mostró que al menos 100 de ellos eran poderosas fuentes en estas longitudes de onda. Es por ello que se considera una propiedad común a todos ellos la emisión en rayos X, y no en radio.

Aquí nos aparece el primer enigma. En base a la distancia a la que se estima que se encuentran, la luminosidad de estos cuerpos es enorme, del orden de 10^39 vatios (100 veces más que nuestra galaxia entera) emitidos desde volúmenes de pocos años luz cúbicos. Algunos investigadores se inclinaron rápidamente por indicar que la ley de Hubble no era aplicable a los quásares, y que éstos, se encontraban mucho más cerca de lo que se pensaba inicialmente. Sin embargo, pronto nuevas observaciones revelaron que la distancia estimada era correcta. Aparecían asociados a galaxias remotas con las que compartían un mismo desplazamiento al rojo.
Los modelos apuntan a que constituyen una etapa más dentro de la evolución galáctica. En un estado anterior al de las galaxias comunes tendríamos las galaxias Seyfert, que presentan un núcleo más brillante, y un disco más débil. En un paso anterior estarían los quásares, con un núcleo ultrabrillante y un disco apenas observable. Así lo reveló el Telescopio Espacial Hubble (HST) de la NASA en 2002, que con su instrumento ACS/HRC observó el disco galáctico alrededor de 3C273, el cual mostraba claras líneas de absorción estelar. Debido al brillo del núcleo, deslumbraba su entorno. Actualmente los modelos apuntan que los quásares poco activos en radio están asociados a estructuras espirales, mientras que los más activos, a elípticas.

Pero, ¿Cómo logran radiar semejante cantidad de energía? La opción más aceptada desde la década de 1970 es que la emiten desde un agujero negro central supermasivo. Ahora bien, esto nos lleva a dos nuevos problemas. En primer lugar, descubrir cómo se forma dicho agujero negro. Se bajaran varias posibilidades. Una de ellas es que una gigantesca nube colapsa gravitacionalmente. Otra posibilidad sería un cúmulo estelar gigante en el cual las estrellas colisionan y terminan colapsando en un único objeto supermasivo. La tercera posibilidad consistiría en estrellas supermasivas de al menos 100 masas solares, que explotan como supernovas, dando lugar a estrellas de neutrones de masa estelar. Estas estrellas de neutrones serían los embriones de los futuros agujeros negros supermasivos.

En segundo lugar, también surge la duda de como convierten la energía gravitacional en radiación. En este sentido, la teoría más aceptada sería la que indica su origen en discos de acreción alrededor del agujero negro. La radiación en rayos X vendría de la fricción en el propio disco, mientras que la de radio vendría de radiación sincrotrón generada a partir de campos eléctricos en los ejes de rotación (creados a partir de intensos campos magnéticos).
Que su posible fuente de energía sean agujeros negros supermasivos, unido a que podrían ser una etapa temprana en la evolución de las galaxias, nos lleva a otro enigma: ¿son los agujeros negros supermasivos elementos esenciales en la evolución galáctica? Todo apunta a que así es.
¿Movimientos más rápidos que la luz?
No es la primera vez que alguien propone (incorrectamente) como refutación de la teoría especial de la Relatividad ciertas observaciones de alta resolución de los quásares. En observaciones con tecnología VLBI (radioastronomía) se detectaron jets que observados a lo largo del tiempo, se alejaban uno de otro. Midiendo la separación angular año tras año se calculó la velocidad de separación. Si a es la separación angular entre ambos jets y D la distancia a la Tierra, es obvio que si los jets se desplazan perpendicularmente a la línea de observación la velocidad lineal de separación será v=D(da/dt). Si no son perpendiculares en su desplazamiento a la línea de observación, entonces la velocidad v será incluso mayor.
Pues bien, según estas observaciones, en algunos casos la velocidad v llegaba a ser 20c (c es la velocidad de la luz en el vacío), lo cual entra en contradicción directa con la teoría de la Relatividad de Einstein. Nuevamente muchos fueron los que propusieron que la medida de la distancia estaba mal realizada. Sin embargo hay diversos modelos que explican el fenómeno observado.
Una de ellos, conocido como ‘árbol de navidad’ (Christmas tree) compara el fenómeno con el de las luces de un árbol de navidad. Así, el encendido y apagado secuencial de las luces en cierto orden, produce un efecto de movimiento. Otra propuesta, ilustrada en la figura 3, sugiere que una gran cantidad de materia situada delante de los jets curva la trayectoria de luz de modo que por un efecto visual (lente gravitacional) tenemos la sensación de una separación entre las fuentes mayor que la real. Según el ángulo, podría explicarse efectos muy altos.

Sin embargo, el modelo más aceptado no requiere de una masa que actúe como lente gravitacional. La figura 4 lo ilustra. Sean dos jets A y B, estando A a 4 años luz más lejos que el B, y separados visualmente para nosotros 3 años luz (5 años luz realmente). A la distancia que se encuentran los quásares esta separación es muy pequeña -requisito para que este modelo sea válido-. 
El jet A emite un pulso dirigido hacia la Tierra. Posteriormente, el jet B emite otro pulso 6 años después. Supongamos que el pulso de A llegó a la Tierra en el año 2012. Debido a que A está 4 años luz más lejos de nosotros que B, el pulso emitido por B llegaría en 2014. Ahora bien, visto desde la Tierra únicamente advertiríamos que la diferencia entre los pulsos es de 2 años, mientras que su separación aparente es de 3 años luz, por lo que nos parecería que la velocidad de separación entre ambos, medida en años sucesivos, es de 1,5c (3 años/luz / 2 años).

Fondo de rayos X

Otro misterio -por si fuesen pocos- que ha rodeado a los quásares es el denominado fondo de rayos X. Las observaciones parecen apuntar a la existencia de una correlación entre la luminosidad del quásar en el óptico y en rayos X. A más luminosidad en el óptico, mayor radiación en rayos X.

Esto planteaba un serio problema: en base a las estimaciones de los quásares que podrían existir en el universo observable, la radiación de rayos X que se debería observar de fondo (regiones donde nuestras limitaciones instrumentales no nos permiten detectar objeto alguno) sería bastante superior a la que se realmente se observa (y esto sin incluir siquiera las contribuciones de galaxias y cúmulos de galaxias).

Hoy por hoy es aceptado que se ha sobreestimado la cantidad de estos objetos que realmente existen.

Referencias
– “Violent phenomena in the Universe“. Narlikar. Ed. Dover. 2007
– “Universe“. Freedman y Kaufmann III. Ed. Freeman. 2008
– “El Universo“. Favrod. Ed. Noguer. 1975

La Teoría de la Relatividad General de Einstein, publicada por primera vez hace un siglo, fue descrita por el físico Max Born como “la mayor hazaña del pensamiento humano sobre la Naturaleza”. La rueda de prensa ofrecida hoy por el LIGO nos ha presentado dos grandes avances científicos que involucran importantes predicciones de la teoría de Einstein: la primera detección directa de ondas gravitatorias y la primera observación de la colisión y fusión de dos agujeros negros.

Este acontecimiento catastrófico que ha producido la señal de ondas de gravedad GW150914, tuvo lugar en una galaxia distante situada a más de mil millones de años luz de distancia de la Tierra. Se observó el pasado 14 de septiembre de 2015 mediante los dos detectores de ondas gravitatorias del LIGO. Los científicos estiman que la potencia del pico radiado de ondas gravitatorias durante los momentos finales de la fusión de los agujeros negros era diez veces superior a la potencia de la luz combinada de todas las estrellas y galaxias del Universo observable. Este notable descubrimiento marca el comienzo de una nueva era en la astronomía: las ondas de gravedad nos abren una nueva ventana al Universo.En este artículo hablaremos de la noticia presentada por el LIGO y publicada tras la rueda de prensa en la que han anunciado el descubrimiento.

Introducción y antecedentes.

Las ondas gravitatorias son ondas en el espacio-tiempo producidas por algunos de los eventos más violentos del cosmos, como lo son las colisiones y fusiones de estrellas masivas compactas. Su existencia fue predicha por Einstein en 1916, cuando demostró que la aceleración de objetos masivos “sacudiría” el espacio-tiempo generando ondas que viajan a la velocidad de la luz a través del Universo, y llevando con ellas información sobre su origen catastrófico, así como pistas muy valiosas de la naturaleza de la propia gravedad.

Durante las últimas décadas, los astrónomos habían acumulado fuertes evidencias que apoyaban la existencia de las ondas gravitatorias, principalmente, mediante el estudio de su efecto sobre los movimientos de las estrellas binarias de nuestra galaxia. Los resultados de estos estudios avalaban la teoría de Einstein revelando órbitas en contracción debido a la emisión de energía a través de las ondas de gravedad. Sin embargo, la detección directa de las ondas gravitatorias, a medida que alcanzan la Tierra, han sido muy esperadas por toda la comunidad científica ya que este avance puede ofrecer nuevas evidencias de la Teoría de la Relatividad General y abrirnos una nueva forma de ver el Universo.
 En el mismo año en el que Einstein predijo las ondas de gravedad, el físico Karl Schwarzschild demostró que el trabajo de Albert permitía la existencia de agujeros negros: objetos extraños que son tan densos y tan compactos que ni siquiera la luz puede escapar de su campo gravitatorio. A pesar de que, por definición, no podemos “ver” directamente la luz de un agujero negro, los astrónomos han encontrado innumerables evidencias de su existencia debido a las perturbaciones que generan en su entorno próximo. Por ejemplo, se cree que la mayoría de las galaxias del Universo, incluida la Vía Láctea, contienen un agujero negro súper masivo en su centro, con una masa de millones e incluso miles de millones de veces la del Sol. También hay evidencias de la existencia de agujeros negros con masas mucho más pequeñas, que van desde unas pocas a unas docenas de veces la masa solar. Se cree que estos son los restos de estrellas muertas que han colapsado debido a que han explotado en un evento conocido como supernova.
Junto a este sustancia progreso de la observación indirecta de los agujeros negros, se han producido importantes avances en la comprensión teórica de los objetos extraños como los agujeros negros binarios. Los modelos informáticos han permitido construir la fusión de estos dos objetos así como su emisión de ondas gravitatorias en el proceso.

Figura 1: onda gravitatoria detectada por LIGO. Crédito: LIGO

Los detectores LIGO

LIGO es el mayor observatorio de ondas gravitatorias del mundo y uno de los experimentos de física más sofisticados que se han realizado. Se compone de dos interferómetros láser gigantes situados a miles de kilómetros de distancia, uno en Livingston, Louisiana y otro en Hanford, Washington. LIGO emplea las propiedades físicas de la luz y del espacio en sí mismo para detectar las ondas de gravedad, un concepto presentado por primera vez en la década de 1960. Un conjunto de interferómetros iniciales fue completado en la década del 2000, incluyendo a TAMA300 en Japón, GEO600 en Alemania, LIGO en los Estados Unidos y Virgo en Italia. Las combinaciones de estos detectores permitieron la realización de observaciones conjuntas entre 2002 y 2011, pero no detectaron ninguna fuente de ondas gravitatorias. Después de someterse a mejoras importantes, en el 2015 los detectores de LIGO permitieron observaciones más avanzadas.

Un interferómetro como LIGO consta de dos “brazos” (cada uno de 4 km de largo) en ángulos rectos entre sí, a lo largo de la cual brilla un haz de láser y es reflejado por los espejos (suspendidos como masas de prueba) en cada extremo. Cuando una onda gravitatoria pasa, provoca que los brazos del interferómetro se alarguen y contraigan tomando diferentes longitudes, lo que provoca que los rayos láser tarden diferentes tiempos en recorrer los brazos, lo que significa que los haces ya no están en fase produciendo por lo tanto, un patrón de interferencias. Por ello, llamamos interferómetros a los detectores de LIGO.

La diferencia entre las dos longitudes de los brazos es proporcional a las fuerza de la onda gravitatoria que pasa. Una onda de gravedad típica que se puede detectar posee aproximadamente 1 / 10.000 de la anchura de un protón. LIGO es tan sensible que puede llegar a medir estas cantidades tan diminutas.

Figura 2. Crédito: LIGO

La figura 2 muestra un diagrama simplificado de un detector avanzado LIGO.

Para detectar con éxito un evento de ondas gravitatorias como GW150914, los detectores LIGO necesitan combinar su asombrosa sensibilidad  junto a la capacidad de aislar señales reales o fuentes de ruido como las pequeñas perturbaciones debidas a fenómenos ambientales. Esta es el motivo principal por el que hay dos detectores LIGO Avanzados, ya que nos permiten distinguir las ondas gravitatorias de los efectos instrumentales o ambientales locales: solamente una señal de onda gravitatoria verdadera aparecería en ambos detectores, aunque separados por unas pocas milésimas de segundo, teniendo en cuenta el tiempo que tarda la luz (o una onda gravitatoria) en viajar entre los dos detectores.

El diagrama b de la figura 2 muestra cómo el ruido de los instrumentos en los detectores LIGO dependen de la frecuencia. Podemos ver que el ruido del instrumento es más bajo en el “punto dulce”, en torno a unos pocos cientos de herzios, pero aumenta bruscamente tanto en las frecuencias bajas como en las altas. También hay un número de picos estrechos en el que el ruido del instrumento es particularmente grande, por ejemplo debido a la vibración de las fibras que suspenden los espejos y las masas de prueba en cada interferómetro.

Llegar a la mayor sensibilidad de LIGO Avanzado requiere la mejora de casi todos los aspectos de diseño del LIGO original. Estas mejoras incluyen:

-Aumento significativo de la potencia del láser, para reducir la fuente principal de ruido a altas frecuencias.

-Rediseño de las cavidades para contener mejor la distribución espacial de la luz láser.-Uso de grandes masas de prueba utilizando fibras de sílice fundidas, para reducir su ruido térmico

 -La suspensión de las masa de prueba con un péndulo de cuatro etapas para mejorar el aislamiento sísmico.
 -Uso de una nueva estrategia para reducir el impacto de los movimientos terrestres.
El funcionamiento de una red de dos o más detectores también nos permite “triangular” la dirección en el cielo de la que llega una onda gravitatoria, mediante el estudio de la diferencia de tiempo de llegada a cada detector. Por ello, este año el detector Virgo, el Italia, se unirá a la red global. Además se planean otros interferómetros para el futuro.
Nuestras observaciones de LIGO y lo que significan.
El 14 de septiembre de 2015 a las 09:50:45 GMT, los observatorios de Hanford y Livingston identificaron la señal GW150914. Se empleó el método de búsqueda conocido como de baja latencia que está diseñado para analizar los datos del detector muy rápidamente, en busca de las evidencias de un patrón en forma de ondas gravitatorias, pero sin modelar los detalles precisos de su forma. Estas búsquedas rápidas reportaron el evento candidato dentro de sólo los tres primeros minutos de detección. Los datos de las ondas gravitacionales obtenidos por los interferómetros de LIGO se compararon con un extenso banco de formas de ondas predichos teóricamente – un proceso conocido como el filtrado adaptado- con el objetivo de encontrar la forma de la onda que más se ajustaba a los datos.

Figura 3.Crédito: LIGO

La figura 3 presenta los principales resultados de estos análisis detallados, los cuales apuntan a que GW150914 fue producido por la fusión de dos agujeros negros. La parte media de la figura muestra la reconstrucción de la señal de ondas gravitatorias tal y como se ven por el detector de Hanford. Particularmente, hay que tener en cuenta, que el patrón rojo calculado teóricamente para la coalescencia de dos agujeros negros, coincide con el patrón gris detectado.

En la parte superior de la figura se muestran los horizontes de sucesos de los dos agujeros negros aproximándose y cómo se unen entre sí, produciéndose una gran oscilación antes de asentarse. La comparación de los datos de deformación con las predicciones teóricas nos permite comprobar si la relatividad general es capaz de describir completamente el evento. Se pasa esta prueba con nota: todas nuestras observaciones son consistentes con las predicciones de la relatividad general.

También podemos utilizar los datos para estimar las características físicas específicas del sistema que produjo GW150914, incluyendo las masas de sus dos agujeros negros antes de la fusión, la masa del agujero negro tras la fusión, y la distancia del evento.

Nuestros resultados indican que GW150914 fue producido por la fusión de  dos agujeros negros con masas de aproximadamente 36 y 29 veces la masa del Sol, respectivamente, y que el agujero negro, tras la fusión, tenía una masa de alrededor de 62 veces la masa del Sol. Consecuentemente, se deduce que el agujero negro está girando (los agujeros negros en rotación se predijeron teóricamente por primera en 1963 por el matemático Roy Kerr). Finalmente, los resultados indican que GW150914 se produjo a una distancia de más de mil millones de años de luz. Por lo que los detectores LIGO han observado un acontecimiento verdaderamente notable que sucedió hace mucho tiempo en una galaxia muy, muy lejana.

Si comparamos las masas de los agujeros negros pre y post-fusión, vemos que la coalescencia convierte aproximadamente tres veces la masa del Sol en energía de ondas gravitacionales, la mayor parte emitida en una fracción de un segundo. De hecho, el poder de las ondas gravitatorias radiadas por GW150914 fue de más de diez veces mayor que la luminosidad combinada (es decir, la potencia de la luz) de todas las estrellas y galaxias en el universo observable.

¿Cómo sabemos que GW150914 fue una fusión agujero negro?

Las masas previas a la fusión estimadas de los dos componentes en GW150914 refuerzan la idea de que son agujeros negros, sobre todo cuando a este dato se le suma la enorme velocidad y pequeña separación de los componentes, tal y como se muestra en la parte inferior de la figura 3, donde la velocidad se muestra en fracciones de la velocidad de la luz. Del mismo modo, se muestra que su separación es aproximadamente unas pocas veces el tamaño característico de un agujero negro, conocido como radio de Schwarzschild.

Estos gráficos señalan que los dos componentes se encontraban a tan sólo unos cientos de kilómetros de distancia antes de que se fusionaran, es decir, cuando la frecuencia de las ondas gravitatorias era de alrededor de 150 Hz. Los agujero negros no son los únicos objetos que pueden fusionarse, pero basándose en los datos de las masas, una par de estrellas de neutrones no serían lo suficientemente masivas, emitiendo como consecuencia de su fusión, frecuencias inferiores a 150 Hz.¿Estamos seguros de que GW150914 fue un evento astrofísico real?

Los científicos han llevado a cabo una variedad de controles independientes y exhaustivos para verificar la detección de GW150914.En primer lugar, como ya hemos señalado, el retardo de tiempo entre las observaciones realizadas en cada detector LIGO fue consistente con el tiempo de recorrido de la luz entre los dos sitios. Además, como se ve en la figura 1, las señales de Hanford y Livingston mostraron un patrón similar, como era de esperar, dada la cercana alineación de los dos interferómetros, y fueron lo suficientemente fuertes como para “sobresalir” contra el ruido de fondo del entorno a la hora del evento. La comprensión de este ruido de fondo es una parte esencial del análisis y consiste en el seguimiento de una amplia gama de datos ambientales registrados en ambos sitios: movimientos de tierra, las variaciones de temperatura y las fluctuaciones de la red eléctrica, por nombrar sólo algunos. Al mismo tiempo, muchos canales de datos monitorean en tiempo real el estado de los interferómetros – por ejemplo, que los diversos rayos láser estén correctamente centrados. Si cualquiera de estos canales ambientales o instrumentales indicaran un problema, entonces serían descartados los datos del detector. Sin embargo, a pesar de los exhaustivos estudios, no se han encontrado este tipo de problemas en los datos del momento del evento.

La primera detección de ondas gravitatorias y la primera observación de un agujero negro binario en fusión son grandes logros. Pero sólo representan un nuevo y emocionante capítulo de la astronomía. Durante la próxima década las mejoras que se produzcan en los detectores de la red mundial nos ayudarán a estudiar el Universo como no se ha hecho antes. Esta red global mejorará significativamente nuestra capacidad para localizar las posiciones de las fuentes de ondas gravitatoriass en el cielo y estimar con mayor precisión sus propiedades físicas.Más información en el enlace.

 

Concepción artística de la galaxia W2246-0526. Crédito: ESO 

La galaxia más luminosa conocida en el Universo -el quásar W2246-0526, observado cuando el Universo tenía menos del 10% de su edad actual- es tan turbulenta que se encuentra en el proceso de eyectar la totalidad de su gas para formación estelar, de acuerdo con nuevas observaciones realizadas con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). 
Los quásares son galaxias distantes con un agujero negro supermasivo activo en sus centros y que generan potentes jets de partículas y radiación. La mayoría de los quásares brillan con mucha intensidad, pero una pequeña fracción de estos objetos pertenecen a un tipo poco frecuente conocido como Hot DOGs (Dust-Obscured Galaxies), que incluye a la galaxia WISE J224607.57-052635.0, la galaxia más luminosa conocida en el Universo.

Por primera vez, un equipo de investigadores liderados por Tanio Díaz-Santos (Universidad Diego Portales, Santiago, Chile) ha usado las capacidades únicas de ALMA para estudiar en detalle a W2246-0526 y seguir el movimiento de átomos ionizados de carbono entre las estrellas de la galaxia.
Según Tanio Díaz-Santos, “Grandes cantidades de este material interestelar fue encontrado en un estado extremadamente turbulento y dinámico, viajando a lo largo de la galaxia a cerca de dos millones de kilómetros por hora”.
Los astrónomos creen que este comportamiento turbulento podría estar vinculado a la extrema luminosidad de la galaxia. W2246-0526 emite tanta luz como unos 350 trillones de soles. Este brillo es alimentado por un disco de gas que esta calentado a muy altas temperaturas a medida que gira en espiral alrededor del agujero negro supermasivo del centro de la galaxia. La luz del disco de acreción del centro de este Hot DOG no escapa directamente, sino que es absorbido por una fina capa de polvo que lo rodea, y que lo reemite en longitudes de onda del infrarrojo.
Esta potente radiación infrarroja tiene un impacto directo y violento en toda la galaxia. La región alrededor del agujero negro es por lo menos 100 veces más luminosa que el resto de la galaxia. Según Peter Eisenhardt, coautor y científico del proyecto WISE de la NASA, “Sospechamos que esta galaxia estaba en un estado cambiante de su vida debido a la enorme cantidad de energía infrarroja”. 
Si estas condiciones turbulentas continúan, la intensa radiación infrarroja podría expulsar todo el gas interestelar de la galaxia. Los modelos de evolución galáctica basado en los nuevos datos de ALMA indican que el gas interestelar está actualmente eyectado desde la galaxia en todas las dirección. Para Manuel Aravena, de la Universidad Diego Portales, “Si este comportamiento continúa, es posible que W2246 pueda eventualmente madurar a un quásar más tradicional”.
Fuente de la noticia: “The Turbulent Birth of a Quasar” de ESO.
GRAVITY descubre una nueva estrella doble en el cúmulo del Trapecio de Orión. Crédito: ESO

Mirar con detalle los agujeros negros es la principal misión del instrumento recién instalado GRAVITY en Very Large Telescope (Paranal, Chile, ESO). Durante sus primeras observaciones, GRAVITY ha combinado con éxito la luz de las estrellas de los cuatro telescopios auxiliares. Esto ha sido gracias al gran equipo de astrónomos e ingenieros Europeos, liderado por el Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (Garching, Alemania), que han diseñado y construido el instrumento. Durante estas pruebas iniciales, el instrumento ha demostrado su capacidad. Se trata del más potente instrumento interferométrico instalado hasta ahora en el VLT.
El instrumento GRAVITY combina la luz de múltiples telescopios para formar un telescopio virtual de más de 200 metros de diámetro, usando una técnica denominada interferometría. Esta técnica permite a los astrónomos detectar detalles más finos en los objetos celestes de los detectables con un telescopio individual.

Desde el verano de 2015, un equipo internacional de astrónomos e ingenieros liderados por Frank Eisenhauer (MPE, Garching, Alemania) ha estado instalando el instrumento en túneles especialmente adaptados debajo del Very Large Telescope. Esta es la primera etapa. Ahora ha sido alcanzado un importante hito: por primera vez, el instrumento ha combinado con éxito luz de las estrellas de los cuatros telescopios auxiliares del VLT.
Según Frank Eisenhauer, “Durante esta primera luz, y por primera en el a historia de la interferometría óptica de base larga, GRAVITY ha podido hacer exposiciones de varios minutos, cientos de veces más largas que lo previamente posible. GRAVITY permitirá la interferometría óptica de objetos mucho más débiles, y aumentará la sensibilidad y precisión de resolución angular a nuevos límites, más allá de lo que actualmente es posible”.
Como parte de las primeras observaciones el equipo ha observado con detalle las jóvenes y brillantes estrellas conocidas como cúmulo del Trapecio, situado en el corazón de la región de formación estelar de Orión. Los primeros datos han permitido realizar un pequeño descubrimiento: uno de los componentes del cúmulo resultó ser una estrella doble.
La clave de este éxito fue el lograr estabilizar el telescopio virtual el suficiente tiempo, usando la luz de una estrella de referencia. Lo que es más, los astrónomos también han logrado estabilizar la luz de los cuatro telescopios simultáneamente -algo no logrado anteriormente-.
GRAVITY puede medir las posiciones de objetos astronómicos en escalas menores y puede también espectroscopia interferométrica. Si hubiese construcciones en la Luna, GRAVITY sería capaz de observarlas. Su extremadamente alta resolución tiene muchas aplicaciones, pero el principal objetivo en el futuro será estudiar los entornos existentes alrededor de los agujeros negros.
En particular, GRAVITY sondeará qué ocurre en los campos gravitatorio extremadamente fuertes cercanos al horizonte de sucesos del agujero negro supermasivo existente en el centro de la Vía Láctea -lo que explica la elección del nombre del instrumento-. Esta es la región donde el comportamiento está dominado por la teoría general de la relatividad de Einstein. En suma, se comprenderá detalles sobre la acreción de materia y los chorros -procesos que ocurren alrededor tanto de estrellas que están naciendo como en agujeros negros-. También será una excelente forma de analizar los movimientos de estrellas binarias, exoplanetas y discos alrededor de estrella jóvenes, y captura de imágenes de las superficies estelares.
GRAVITY ha sido testeado con los cuatro telescopios auxiliares de 1,8 metros. Se espera realizar las primeras observaciones usando GRAVITY con los cuatro telescopios de 8 metros a finales de 2016. 
Fuente de la noticia: “First Light For Future Black Hole Probe” de ESO.

Crédito: NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) y R. Khan (GSFC and ORAU)

Eta Carinae, el más luminoso y masivo sistema estelar en 10.000 años luz, es mejor conocido por una enorme erupción observada a mediados del siglo 19 y que liberó al espacio al menos 10 veces la masa del Sol. Este velo de polvo y gas, el cual aún rodea Eta Carinae, lo convierte en el único objeto de este tipo conocido en nuestra galaxia. Ahora, un estudio que ha usado datos archivados de los telescopios espaciales Spitzer y Hubble ha encontrado por primera vez cinco objetos con propiedades similares en otras galaxias.
Según el investigador líder, Rubab Khan (investigador postdoctoral en el Goddard Space Flight Center de la NASA), “Las estrellas más masivas son siempre raras, pero tienen un tremendo impacto en la evolución química y física de la galaxias donde se encuentran”. Estas estrellas producen y distribuyen grandes cantidades de elementos químicos fundamentales para la vida, explotando como supernovas.

Situada a unos 7.500 años luz de distancia en la constelación de Carina, Eta Carinae brilla 5 millones de veces más que nuestro Sol. El sistema binario consiste en dos estrellas masivas vinculadas en una órbita de 5,5 años. Los astrónomos estimas que la estrella más masiva tiene 90 veces la masa del Sol, mientras que la compañera más pequeña podría supera las 30 masas solares.

Crédito: NASA, ESA y R. Khan (GSFC and ORAU)

Como uno de los laboratorios más cercanos para el estudio de estrellas de gran masa, Eta Carinae es algo único desde su erupción en la década de 1840. Para comprender el motivo de la erupción y como se relaciona con la evolución de estrellas masivas, los astrónomos necesitas ejemplos adicionales. Observar estas raras estrellas durante grandes erupciones es difícil, y hasta el estudio de Khan, no se conocía ningún otro ejemplo.
Trabajando con Scott Adams y Christopher Kochanek, Khan desarrolló una especie de “huella” en el óptico e infrarrojo para identificar posibles “gemelos” de Eta Carinae, o “Eta twins” para abreviar.
El polvo reduce la luz que recibimos de la estrella en ultravioleta y visible, pero absorve y reemite esta energía en forma de calor a longitudes de onda del infrarrojo medio. Taly como explica Khan “Con Spitzer pueden ver un incremento en el brillo en los 3 micrómetros, y un pico entre los 8 y 24 micrómetros. Comparando esta misión con la observada en el visible con Hubble, podemos determinar cuánto polvo está presente y compararlo con la cantidad observada alrededor de Eta Carinae”.
Un estudio inicial en siete galaxias entre 2012 y 2014 no mostró ningún “gemelo”, confirmando su rareza. Sin embargo se identificó estrellas menos luminosas y masivas con interés científico, demostrando que la búsqueda fue lo suficientemente sensible como para encontrar sistemas similares a Eta Carinae.
En el siguiente estudio, en 2015, el equipo localizó dos candidatos en la galaxia M83, situada a 15 millones de años luz, y otras tres en NGC 6946, M101 y M51, situadas entre 18 y 26 millones de años luz. Estos cinco objetos copian las propiedades en el visible e infrarrojo de Eta Carinae, indicando que cada uno probablemente contienen una estrella de gran masa rodeada con entre 5 a 10 masas solares de polvo y gas. Un nuevo estudio permitirá a los astrónomos determinar con mayor precisión sus propiedades físicas. Los descubrimientos fueron publicados el 20 de diciembre en Astrophysical Journal Letters.
El James Webb Space Telescope, que será lanzado para finales de 2018, irá equipado con un instrumento ideal para nuevos estudios de este tipo de sistemas. El Mid-Infrared Instrument (MIRI) tiene 10 veces más resolución angular que los existentes en el Spitzer y es más sensible a longitudes de onda donde los “gemelos” de Eta Carinae brillan más. Se podrán usar las observaciones con el Webb para confirmar si realmente estos “gemelos” son el mismo tipo de objeto que Eta Carinae.

Crédito: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Se han publicado en Nature nuevos datos sobre el microquásar conocido como M81 ULS-1, situado en la galaxia espiral M81, a 13 millones de años luz de la Vía Láctea. Estos nuevos datos, tomados con el Gran Telescopio Canarias (GTC) complementarían los recogidos con el telescopio Keck (Hawaii) en el año 2010.
Un microquásar es un sistema estelar binario, donde uno de los componentes sería una estrella normal, pero muy masiva, mientras que el otro sería un objeto compacto (por ejemplo una enana blanca o un agujero negro). Estos sistemas tienen alrededor un disco de acreción, jets relativistas en direcciones opuestas y emitirían radiación en longitudes de onda de radio.

Una de las particularidades de M81 ULS-1 radicaría que con características similares únicamente se conoce otro, conocido como SS433 y que fue descubierto en el año 1973. En base a los datos recogidos con GTC de M81 ULS-1, el segundo componente sería un agujero negro.
De confirmarse que así es, se trataría de un agujero negro super-acretante, que superaría el denominado límite de Eddington, el cual establece la máxima tasa de acreción.
Se puede ampliar información el artículo “Relativistic baryonic jets from an ultraluminous supersoft X-ray source” de arXiv.org.

Sin duda alguna, los objetos más exóticos de universo son los agujeros negros. Cuerpos que representan (junto con el propio Big Bang) lo que en relatividad general se conoce como singularidad. Un cuerpo muy masivo pero concentrado en un espacio diminuto. La densidad es tan alta que el campo gravitatorio a su alrededor alcanza intensidades tan altas que ni la propia luz puede escapar. Aún nos queda mucho para comprender lo que ocurre en dicha singularidad. El espacio-tiempo está tan curvado que la relatividad no puede usarse. Por otro lado, sería de esperar que la mecánica cuántica, que estudia el universo a pequeña escala, fuese capaz de dar alguna explicación. Pero tampoco es así. La mecánica cuántica no puede explicar la fuerza gravitatoria, y en el caso de una singularidad, es cualquier cosa menos un efecto despreciable.

Si un astronauta se acercase a la superficie de dicho agujero negro, veríamos como poco a poco se va ralentizando. Es conocido el efecto de la ralentización del tiempo en la proximidad del horizonte de sucesos (el “punto de no retorno”) de los agujeros negros. Pero esta ralentización, ¿cómo es posible? En este post vamos a intentar comprender el motivo. Para ello es necesario hablar de relatividad general…

Newton vs. Einstein


Siglo XVII, una mente privilegiada, sir Isaac Newton. Uno de los grandes científicos de la historia. Innumerables aportaciones al cálculo, óptica, dinámica y entendimiento del campo gravitatorio. En 1686 su brillante mente, comprende que la fuerza que actúa sobre una manzana que cae de un árbol y la que mantiene a la Luna orbitando alrededor de la Tierra, en realidad es la misma. A partir de aquí desarrolla su teoría de la gravitación universal, capaz de explicar el movimiento de los planetas. El universo, en ese momento, pasa a ser algo mecánico, predecible. Sin embargo Newton no sabía explicar exactamente que era esa fuerza. 

Pasaron más de 200 años, hasta que un joven e inquieto físico llamado Albert Einstein, decidiese cambiar radicalmente esta visión. Eran comienzos del siglo XX. Planck había dado inicio a la mecánica cuántica. Nuestra forma de entender el microuniverso a partir de Planck no iba a ser igual. Cambiaba radicalmente. Pero para los científicos de la época no terminaban aquí las sorpresas. En 1905 Einstein presentaba su teoría de la relatividad especial, y posteriormente, en 1915, la teoría de la relatividad general. Nuestra visión del universo a gran escala, cambiaría radicalmente.

Según la teoría de la gravitación universal, la gravedad era una fuerza de acción a distancia instantánea. De este modo, si bien la luz del Sol tarda 8 minutos en llegar a la Tierra, sus efectos gravitatorios son instantáneos. Imaginemos que ocurriría si nuestro Sol desaparece del Universo, desde el punto de vista clásico. Notaríamos de modo instantáneo la desaparición de la atracción gravitatoria que ejerce el Sol. Y nos preguntaríamos “¿A que es debido? No puede ser por el Sol, le seguimos observando en el cielo”. Efectivamente, 8 minutos después dejaríamos de recibir su luz. Desde luego esta diferencia no mola…

Einstein en su relatividad general, soluciona el problema. La gravedad pasa a ser consecuencia de la curvatura del espacio tiempo. Ahora, en el nuevo escenario, la masa del Sol causa una curvatura en el tejido del espacio-tiempo, y dicha curvatura es la que nosotros sentimos como atracción gravitatoria. Si el Sol desaparece, dicha curvatura nunca podría ir desapareciendo a un ritmo superior a la velocidad de la luz. Luego detectaríamos los efectos -desaparición atracción gravitatoria y desaparición de su luz- simultáneamente.

… Einstein wins ….

Los principios de la relatividad general


La teoría de la relatividad general se basa en tres puntos: el principio de covarianza, el principio de equivalencia y la curvatura del espacio-tiempo. El principio de covarianza fue lo que permitió generalizar la relatividad especial, que presenta que para todos los sistemas de referencia, las leyes físicas tienen una misma forma: son indistinguibles y físicamente equivalentes.

El principio de equivalencia (también conocido como invariancia local de Lorentz) nos presenta algo que parece evidente una vez presentado, pero que no lo era tanto antes de abordarlo de este modo. Sean dos sistemas. El primero, un cuerpo en caída libre. El segundo, un cuerpo en una región del espacio-tiempo en la cual no hay campo gravitatorio. Por este principio, ambos están en un estado físico que es básicamente igual. No sólo eso, además ambos son sistemas inerciales. Desde el punto de vista de la física clásica (de Newton) un sistema inercial era aquel que tiene una velocidad constante (puede estar o no en movimiento), mientras que será no inercial si presenta una aceleración. Además, dicha aceleración, en base a las leyes de Newton (F=ma) es causada por una fuerza exterior.

Pero el cambio radical de ver las cosas con que Einstein dotó a su teoría fue el ver que el efecto gravitatorio no es una fuerza: es consecuencia de la curvatura del espacio-tiempo. Esto suena muy bonito, pero ¿qué tiene que ver con los sistemas inerciales? Desde este nuevo punto de vista, un cuerpo en caída libre es un sistema inercial (cosa que a Newton le hubiese parecido un disparate). ¿Otro ejemplo? Un cuerpo sobre la superficie terrestre sería no inercial, pues experimenta una aceleración de origen gravitatorio.

La curvatura del espacio-tiempo

La curvatura del espacio-tiempo nos da la clave para comprender el motivo por el cual el tiempo transcurre más lento en la proximidad de cuerpos masivos. Como ya hemos indicado, la presencia de un cuerpo deforma el tejido del espacio-tiempo creando lo que será un campo gravitatorio.

Supongamos que un fotón, emitido por una estrella lejana, llega tras años de viaje a la Tierra. Desde el punto de vista del fotón, al llegar a la Tierra, está en caída libre. De este modo el fotón constituye un sistema inercial (para Einstein), y su energía (y longitud de onda, ya que según nos presenta la mecánica cuántica, la energía del fotón depende de la longitud de onda en la forma E=hf, donde f es la frecuencia) no variará debido a la presencia del campo gravitatorio.

Ahora bien, veamos con lo verá un observador situado en la superficie terrestre. En este caso, el observador ve que el fotón cae dentro del campo gravitatorio. Dicha caída implica que el fotón absorbe energía potencial gravitatoria. Al aumentar su energía, aumenta su frecuencia, se reduce su longitud de onda, y lo veríamos más azul. La energía que observaremos será:
donde phi representa el potencial gravitatorio en la región donde observamos el fotón y E(fot) la energía del fotón.

Todo esto parece contradictorio, pues en un sistema y otro se mide diferente energía. Evidentemente ambos valores deben ser iguales. Igualemos las energías:
 
donde t(obs) es el tiempo medido por el observador en la Tierra, y t(fot) es el tiempo medido en el sistema del fotón. De este modo tenemos una expresión que nos delata que los tiempos medidos en un sistema y otro son diferentes y que están en relación a la intensidad del campo gravitatorio: ¡El tiempo se ralentiza en presencia de campos gravitatorios!

Y ¿podría llegar a congelarse el tiempo de algún modo? Efectivamente. En la proximidad de una singularidad puede ocurrir. Según las ecuaciones de la gravedad, la intensidad del campo gravitatorio depende de la masa y del radio del cuerpo. De este modo, en un agujero negro, el radio tiende a cero y la masa a valores enormes. De este modo, el potencial creado en la proximidad de dicho cuerpo tiende a infinito. Aplicando esto a los tiempos medidos, tendremos:
Por lo que un observador verá que el tiempo medido se congela.

Este efecto fue confirmado en 1959 mediante el experimento Pound-Rebka-Snider y sin tenerlo en cuenta, de nada nos servirían el GPS que habitualmente usamos cuando conducimos. Pero recuerda…. esto no es más que la punta de iceberg…


Referencias

– “Cosmology. The science of the universe“. E. Harrison. Editorial Cambridge. 2000
– “Física“. P.A. Tipler. Editorial Reverté. 1993
– “El universo desbocado“. P. Davies. Editorial Salvat. 1988
– “Universe“. Freedman y Kaufmann III. Editorial Freeman. 2007
– “Relatividad especial. MIT physics course“. A.P. French. Editorial Reverté. 1988
– “Agujeros negros y tiempo curvo“. K.S. Thorne. Editorial Crítica. 1995
– “La Relatividad General. 1ª parte“, Astrofísica y Física. 2010
– “La Relatividad General. 2ª parte“, Astrofísica y Física. 2010
– “Artículo de Verónica Casanova: Ondas Gravitatorias“. Vega 0.0. 2011
– “Introducción a la Cosmología (4): Física usada en Cosmología“, Vega 0.0. 2010
– “Introducción a la Cosmología (14): La relatividad en la cosmología“, Vega 0.0, 2011
– “Los archivos de Einstein a tu disposición en internet“, Vega 0.0, 2012
– “Einstein tenía razón – por ahora“, Vega 0.0, 2013
– “La sonda Gravity Probe B de la NASA confirma dos teorías…“, Vega 0.0, 2011

Crédito: ESA

Esta nueva imagen del observatorio de rayos-X XMM-Newton (ESA) de remanentes de estrellas muertas y su posible acción en el gas circundantes revela algunos de los más intensos procesos que tienen lugar en el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Las brillantes fuentes puntuales que aparecen a lo largo de la imagen marcan sistemas estelares binarios en la cuales una de sus estrellas ha alcanzado el final de su vida, evolucionando hacia un objeto denso y compacto -una estrella de neutrones o un agujero negro-. Debido a sus altas densidades, estos remanentes compactos devoran la masa de su estrella compañera, calentando el material y haciendo que brillen de manera notable en rayos-X.

La región central de nuestra galaxia también contiene estrellas jóvenes y cúmulos estelares, y algunos de ellos son visibles como fuentes blancas o rojas esparcidas a lo largo de la imagen, que cubre mil años luz.
La mayoría de los eventos están ocurriendo en el centro, donde nubes difusas de gas están siento traspasadas por potentes vientos creados en estrellas jóvenes y en supernovas, la explosiva muerte de las estrellas masivas.
El agujero negro supermasivo existente en el centro de la Galaxia es también responsable de algunos de estos eventos. Conocido como Sagittarius A*, este agujero negro tiene una masa millones de veces la del Sol, y está situado en la a la derecha del centro de la imagen.

Crédito: ESA

Mientras los agujeros negros por si mismos no emiten luz, su intenso tirón gravitacional desgarra el material que le rodea, el cual durante el proceso emite luz en muchas longitudes de onda y notablemente en rayos-X. Además, dos lóbulos de gas caliente pueden ser observados extendiéndose por encima y debajo del agujero negro.
Los astrónomos creen que estos lóbulos son causados directamente por el agujero negro, el cual expulsa parte del material que fluye hacia él, o por un efecto acumulativo de numerosos vientos estelares y explosiones supernova que ocurren en un ambiente tan denso.
Esta imagen nos muestra una vista sin precedentes del energético núcleo de la Vía Láctea, y que se usa en un nuevo estudio que recoge todas las observaciones realizadas con XMM-Newton de la región, añadiendo un mes y medio de estudio en total.
La gran estructura elíptica debajo a la derecha de Sagittarius A* es una enorme burbuja de gas caliente, probablemente alimentada por los remanentes de varias supernovas en su centro. Mientras esta estructura ya era conocida por los astrónomos, este estudio confirma por primera vez que consiste en una única y enorme burbuja, en lugar de una superposición de varios remanentes de supernovas a lo largo de nuestra línea de visión.
Otra gran bolsa de gas caliente, denominada como la ‘Arc Bubble’ (Burbuja Arco) debido a su forma, puede ser vista cerca del centro de la imagen, a la izquierda del agujero negro supermasivo. Está expandiéndose por potentes vientos estelares causados por las estrellas de un cúmulo estelar cercano, a la vez que por supernovas; el remanente de una de estas explosiones fue detectado en el núcleo de la burbuja.
El magnífico conjunto de datos recogidos en este estudio incluyen observaciones que se extienden en el rango completo de energías en rayos-X cubierto por XMM-Newton; incluyendo algunas energías correspondientes a luz emitida por elementos pesados silicio, azufre y argón, los cuales son creados principalmente por explosiones supernova. Combinando esta información adicional presente en el estudio, los astrónomos han obtenido otra vista del centro galáctico, la cual revela unos hermosos lóbulos y burbujas descritos anteriormente.
Además, esta vista alternativa muestra también la emisión de plasma templado en las partes superiores e inferiores de la imagen. Este plasma puede ser un efecto macroscópico colectivo fluyendo hacia fuera de la zona de formación estelar.
Otro de las posibles explicaciones de tal emisión la vincula con el pasado turbulento del ahora no tan activo agujero negro supermasivo. Los astrónomos creen que en los comienzos de nuestra galaxia, Sagittarius A* acretaba y emitía masa a un ritmo mucho mayor, como los agujeros negros encontrados en el centro de muchas galaxias, y estas nubes difusas de plasma templado podría ser el legado de su actividad pasada.
Fuente de la noticia: ESA

Crédito: NASA, ESA y P.Jeffries/A.Feild (STScI)

Para Foley “Con un solo agujero negro, ocasionalmente una estrella puede acercarse mucho y tener una interacción lo suficientemente fuerte. Con dos agujeros negros, hay dos grupos de estrellas que se aproximan de uno al otro agujero negro. Esto incrementa dramáticamente la probabilidad de que una estrella sea eyectada”. Mientras que el agujero negro del centro de la vía Láctea puede eyectar una estrella por siglo, los agujeros negros supermasivos binarios podrían eyectar hasta 100 estrellas al año.
Después de ser expulsadas de la galaxia, las estrellas binarias adquieren una órbita más cercana a medida que sus órbitas continúan acelerándose con el paso del tiempo. En los sistemas estelares binarios que dan lugar a supernovas es probable que sean -ambas estrellas- enanas blancas, las cuales están a final de sus vidas. Puntualmente, una enana blanca se acerca lo suficiente como para que sea desgarrada por las fuerzas de marea. El material de la estrella es rápidamente capturado por la otra estrella, que gana masa hasta que explota como supernova.

El tiempo necesario para que una de estas estrellas expulsadas explote es relativamente corto, sobre 50 millones de años. Normalmente, estos tipos de estrellas binarias necesitan mucho tiempo para fusionarse, probablemente tanto como la edad de Universo, que es superior a los 13.000 millones de años. Como explicó Foley “la interacción con agujeros negros acorta esta fusión”.
Mientras los científicos piensan que han encontrado las causas de estas peculiares supernovas, algunos misterios continúan sin explicación, como por ejemplo el motivo por el que son inusualmente débiles. Estas supernovas producen más de cinco veces el calcio que se observa en otras explosiones estelares. Normalmente estas explosiones supernova tienen suficiente energía para crear elementos más pesados, tales como el hierro y el níquel, a expensas de producir menor cantidad de calcio. Sin embargo, para estas explosiones atípicas, parece que la cadena de fusión se detiene a medio camino, dejando gran cantidad de calcio y poco hierro.
Para Foley “todo apunta a un explosión débil. Sabemos que estas explosiones tienen menor energía cinética y menor luminosidad que las supernovas típicas. También parece expulsar menor masa, mientras que las explosiones más energéticas suele desmembrar la estrella”. Los resultados aparecieron publicados el 14 de agosto en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Fuente de la noticia: NASA

Crédito: NASA, ESA y R.Foley (University of Illinois)

Los científicos han estado fascinados por una serie de estrellas explosivas inusuales. Un nuevo análisis de 13 supernovas -incluyendo datos procedentes del Telescopio Espacial Hubble- está ayudando a los astrónomos a explicar cómo algunas estrellas jóvenes explotan antes de lo esperado y son expulsadas hacia un lugar solitario lejos de sus galaxias.
Es un misterio complicado que empezó en el año 2000 cuando la primera supernova de este tipo fue descubierta (de acuerdo con el líder del estudio, Ryan Foley, de la Universidad de Illinois), y que envuelve a sistemas estelares dobles, galaxias que se fusionan y agujeros negros gemelos. Según señaló “Esta historia ha dado muchos giros y vueltas, y fue sorprendente cada paso del camino. Sabemos que estas estrellas están lejos del punto donde explotaron como supernovas y queremos encontrar cómo llegaron hasta sus posiciones actuales”.

Foley piensa que estas estrellas han migrado de algún modo hasta sus posiciones finales. Para probar esta idea, ha estudiado datos del Observatorio Lick (California) y de los telescopios Subaru y W.M.Keck, ambos en Hawaii, para determinar cómo de rápido pueden viajar las estrellas. Para su sorpresa, descubrió que viajaban a más de 7 millones de kilómetros por hora.
Entonces el astrónomo puso su atención en datar la edad de las galaxias en la región de estas supernovas. Estudiando el archivo de imágenes del Hubble confirmó que muchas son galaxias elípticas que se fusionaron y mezclaron con otras galaxias. Otras observaciones aportaron evidencias circunstanciales para estos encuentros, mostrando que los núcleos de muchas de estas galaxias tienen agujeros negros supermasivos alimentados por el proceso de fusión. Muchas de las galaxias también residen en entornos densos en el corazón de cúmulos de galaxias, un área donde son más probables estos encuentros. Una de las evidencias son las estructuras de polvo extendiéndose a lo largo de los centros de varias de ellas.
Tal y como razono Foley, la localización de las supernovas en relación con las galaxias indica que las estrellas debían ser viejas. Y si las estrellas eran viejas, entonces deberían tener compañeras que aportasen material suficiente para iniciar el proceso de explosión supernova.
¿Cómo puede un sistema estelar doble escapas los límites de una galaxia?
La hipótesis de Foley es que un par de agujeros negros supermasivos de las galaxias que han se han fusionado pueden aportar un pulso gravitacional que lance el sistema binario al espacio intergaláctico. Las observaciones del Hubble muestran que casi toda galaxia tiene un agujero negro masivo en su centro. De acuerdo con el escenario de Foley, tras fusionarse dos galaxias, sus agujeros negros migran al centro de la nueva galaxia creada, cada uno arrastrando un conjunto de estrellas. A medida que los agujeros negros giran uno alrededor del otro, acercándose cada vez más, uno de los sistemas binarios de uno de los agujeros negros se puede aproximar al otro. Muchas de estas estrellas serán lanzadas lejos, y orbitarán más cerca que antes del encuentro.
Fuente de la noticia: NASA