Crédito: NASA/JPL-Caltech/M

Un sorprendente descubrimiento: la estrella Delta Cephei, prototipo de las estrellas variables Cefeidas, tiene una compañera. Así lo han anunciado investigadores de la Universidad de Ginebra (Suiza), de la Universidad John Hopkins y de la Agencia Espacial Europea (ESA). La nueva compañera descubierta es una estrella relativamente pequeña. Tiene diez veces menos masa que Delta Cephei, aunque hay que recordar que esta estrella es gigante, con un radio cercano a 43 veces el del Sol.
Para el descubrimiento se ha realizado usando espectroscopía Doppler, con el espectrógrafo Hermes, del telescopio Mercator, en La Palma. Los investigadores realizarán nuevas observaciones tanto desde La Palma como con Gaia (ESA) con el fin de calcular con mayor precisión la órbita del sistema binario, aunque se cree que posiblemente sea muy cerrada, llegando incluso a existir interacción entre ambos componentes.

La región en el diagrama HR identificada como la banda de inestabilidad está poblada de estrellas cuyas luminosidades varían en el tiempo, denominadas estrellas variables. Las más importantes a efectos cosmológicos son las llamadas variables Cefeidas. La primera de su clase fue Delta Cephei, identificada en 1784 por John Goodricke.
Gracias a Henrietta Leavitt sabemos una relación notable entre periodo de variación y luminosidad. Su luminosidad cambian con el tiempo de modo característico: son pulsantes y su capa exterior se expande y contrae, siendo la amplitud y periodo del pulso muy estable. Cuando la distancia a este tipo de objetos es medida, muestra que su luminosidad media durante el ciclo se correlaciona extremadamente bien con el periodo de oscilación. Así, dado un periodo de oscilación, se puede estimar la máxima luminosidad de la estrella. Las Cefeidas son pues, además de unas importantes standard candles por esta peculiaridad, también por ser muy numerosas (más de 2000 conocidas), brillantes y características (fácilmente identificables con respecto a otros tipos de estrellas variables existentes). 
Sus principales características son:
– Magnitud absoluta entre -2 y -6 con un ascenso rápido seguido de una caída de brillo lenta.
– Durante el ciclo su magnitud absoluta varía aproximadamente 1 magnitud.
– El periodo va de 1 a 50 días, siendo la mayoría sobre los 5 días.
– Tienden a ser azules
Gracias al conocimiento de estas estrellas variables podemos medir distancias dentro de la Galaxia. No obstante, todos los métodos que usan la medición de magnitudes aparentes son muy sensibles al fenómeno conocido como extinción. La extinción está causada por polvo interestelar que se encuentra entre el observador y el objeto observado, y es especialmente problemático cuando observamos en el plano de nuestra Galaxia. La luz al pasar la nube de polvo es parcialmente absorvida y parcialmente desviada, causando un reducción del flujo luminoso medido, y como consecuencia, una sobre-estimación de la distancia. Este fenómeno también muestra dependencia con la longitud de onda de la luz, siendo mayor la fracción de luz azul afectada que de luz roja. De este modo un objeto considerado como standard candle (las variables Cefeidas son el primer objeto estelar conocido que se se puede catalogar como standard candle) puede ser usado como tal únicamente si en la línea de observación la extinción es insignificante.
El descubrimiento será publicado en The Astrophysical Journal. Se puede ampliar información en los artículos “Estrellas variables cefeidas” de Astrofísica y Física, “Delta Cephei’s hidden companion” de Phys.org.
Concepción artística de 51 Pegasi b. Crédito: ESO

Usando el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros del ESO en el observatorio de La Silla (Chile), el investigador portugués Jorge Martins (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), Oporto) ha registrado la luz visible reflejada en el exoplaneta 51 Pegasi b. Este exoplaneta fue el primero confirmado en orbitar alrededor de una estrella similar al Sol. Desde entonces han pasado 20 años (1995) y nuevamente vuelve a ser noticia.
Este exoplaneta, situado a 50 años luz de la Tierra en la constelación de Pegaso, es lo que se conoce como Júpiter caliente, un tipo de exoplaneta con masa similar a la de Júpiter y que tiene altas temperaturas debido a la proximidad orbital con su estrella. Hasta ahora, para estudiar las atmósferas se recurría a observar espectroscópicamente durante un tránsito la luz de la estrella pasar a través de la atmósfera del exoplaneta. Con la nueva técnica desarrollada, no es necesario.

Se observa el espectro la luz reflejada y puede ser vista en luz visible. Una de las ventajas más notables es que permite determinar mejor la masa e inclinación orbital del exoplaneta, e incluso inferir la composición superficial y atmosférica. De los datos recogidos, el trabajo indica que 51 Pegasi b tiene la mitad de masa de Júpiter pero un tamaño similar.
Se puede ampliar información en el artículo “First Detection of Reflected Visible Light from 51 Pegasi b” del ESO.
Si la luminosidad de las estrellas vecinas del Sol fuese dibujada contra el color, el gráfico resultante sería el denominado Hertzprung-Russell (o diagrama HR).
La mayoría de las estrellas se sitúan en una banda ancha denominada secuencia principal. Esta zona está ocupada por estrellas durante su etapa de combustión del hidrógeno.
Normalmente los colores son medidos en la escala UBV. Los colores son definidos en términos del ratio de su flujo en dos bandas estrechas en una longitud de onda. Así:
      [B-V] = -2,5 x log (F(B) /F(V))
donde F(B) es el flujo en la banda B, F(V) en la banda V y log el logaritmo decimal. De este modo, un objeto azul tiene un índice de color más negativo que un objeto rojo. Las estrellas calientes son normalmente blancas o azules y muy brillantes, mientras que las frías son rojas y pequeñas. Las enanas blancas  y las gigantes rojas no entrarían dentro de este patrón porque se encuentran fuera de la secuencia principal.. El diagrama HR se puede usar para estimar la luminosidad de una estrella, aunque para usarlo con estrellas individuales tenga poca precisión. Sin embargo, para cúmulos globulares, la precisión es muy alta.
Espectroscopía
Para obtener un espectro es necesario hacer pasar la luz por una rejilla de difracción antes de proyectarla en el detector. Las características permiten realizar una clasificación espectral e identificar tipos de objetos. En las siguientes imágenes se puede ver esquemáticamente la técnica y el espectro característico de un quasar (a diferentes desplazamientos al rojo).
Gracias a la energía de los fotones se puede determinar el elemento. La altura o profundidad de cada línea es dependiente de factores como la abundancia del elemento, la temperatura… Hay dos tipos de líneas:
Líneas de absorción.
Ejemplo: Las creadas por las capas externas frías de las estrellas en las cuales los átomos absorben fotones emitidos desde el interior estelar.
Líneas de emisión.
Ejemplo: Las creadas por estrellas calientes. A medida que el gas se enfría, los electrones que han sido excitados a estados de gran energía caen a niveles de energía inferiores emitiendo fotones.

El VLT (Very Large Telescope. Observatorio del ESO situado en Paranal -Chile-) está de estreno. Ha comenzado a usar el espectrógrafo en 3D llamado MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) con total éxito en sus primeras observaciones. Este instrumento, tras 10 años de diseño, superó las pruebas iniciales en Europa y el pasado mes de Septiembre fue enviado a su destino final, el telescopio unitario 4 del VLT.
El objetivo del nuevo instrumento es el estudio de las primeras épocas de vida del Universo, en concreto durante la formación de las galaxias. No obstante, el instrumento es totalmente operativo para otros estudios como la formación estelar en nuestra galaxia, el Sistema Solar, etc…
MUSE consiste en 24 espectrógrafos que crean vistas en 3D usando una técnica denominada espectroscopia de campo integral y gracias a la cual se toman espectros en diferentes longitudes de onda, permitiendo estudiar simultáneamente diferentes puntos de un objeto.
Se puede ampliar información visitando el artículo “La primera luz de MUSE” del ESO.

Organizado por Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC (Granada)) se está presentando estos días (20 al 22 de Febrero) el proyecto para el nuevo telescopio HEXA que se instalará en el observatorio de Calar Alto (Almería). HEXA será un telescopio muy especial. Con sus 6,5 metros de apertura se dedicará a cartografiar el cielo de una manera muy especial, mediante espectroscopía de alta resolución. Los datos que recoja serán muy importante para misiones como Gaia. La importancia de dichas observaciones se hace patente cuando por ejemplo se ve que en el SDSS, las observaciones fotométricas son 5 veces más que las espectroscópicas. Para más información se puede visitar el sitio web de la reunión.
[This post participates in the Carnival of Space #186 at Weirdwarp
 
Si hay un fenómeno físico importantísimo para cosmología y que sea conocido por todo el mundo, ese sin duda es el desplazamiento al rojo. Y es importantísimo porque gracias al desplazamiento al rojo, cambió por completo nuestra forma de ver y entender el Universo. 
El espectro muestra las líneas características de un elemento. Los objetos al alejarse de nosotros presentan en su espectro un desplazamiento en la longitud de onda de las líneas espectrales respecto a como se ven en un laboratorio. Este efecto es el conocido como desplazamiento al rojo o efecto Doppler (un ejemplo de la vida común es la diferencia de como suena un sonido al aproximarse a nosotros su fuente (p.e. la sirena de una ambulancia) o a la alejarse). Sin embargo, hay varios tipos.

Relación desplazamiento al rojo vs. distancia. Fuente: Wikipedia

Desplazamiento al rojo Doppler
Es el más importante en las observaciones estelares. Como se indicó antes, es similar a lo que ocurre con el sonido de la sirena de una ambulancia según pasa delante de nosotros. Comparando las posiciones de las líneas espectrales conocidas en un laboratorio con las observadas en la estrella, podemos ver:
      z = delta(L) / L(0)
donde z es el desplazamiento al rojo, delta es la función de diferencia (p.e. si v(i) es velocidad inicial, v(f) es velocidad final, delta(v)=v(f)-v(i)), L la longitud de onda de la línea espectral observada y L(0) la longitud de onda de la línea espectral en el laboratorio. 
También se establece que:
      z = v / c
donde v es la velocidad relativa del objeto y c la velocidad de la luz. Por ejemplo esta sencilla ecuación nos permitiría medir, mediante una análisis espectral, la velocidad de movimiento de las capas externas de las estrellas variables cefeidas.
Desplazamiento al rojo cosmológico
En 1926 Edwin Hubble determinó que la técnica del desplazamiento al rojo Doppler que gran número de galaxias presentaban un desplazamiento al rojo independientemente de la dirección en la que se observase. Presentando en un diagrama velocidad contra distancia (ver diagrama del post), aparece una correlación entre desplazamiento al rojo y distancia. La conclusión de semejante descubrimiento fue que el Universo se está expandiendo. El gradiente del gráfico es la llamada constante de Hubble, H(0). Originalmente el valor de H(0) fue 500 Kms/s.Mpc: estimaciones modernas calculan que el valor varía de 60 a 75 Kms/s.Mpc.
La explicación a este fenómeno es que un fotón es afectado por la expansión del espacio, alargando la longitud de onda, de modo que el fotón progresivamente presenta longitudes de onda más rojas. Hay que destacar que el desplazamiento al rojo Doppler es causado por el movimiento relativo de los cuerpos a través del espacio, mientras que el cosmológico es el resultado de la expansión cosmológica. Por tanto, la velocidad de recesión es solo una velocidad aparente. Se establece que:
      v = H(0) D      (Válida para distancias pequeñas)
      z = H(0) D / c       (Válida para distancias hasta 1000 Mpc)
donde v es la velocidad de recesión, z es el desplazamiento y D la distancia en Mpc. Estas medidas son sensibles a la incertidumbre del valor de H(0) y a las llamadas velocidades peculariares (El desplazamiento al rojo Doppler propio de un objeto debido a sus propios movimientos independientemente de la expansión del espacio) 
Desplazamiento al rojo gravitacional
Los campos gravitatorios intentos (p.e. cerca de un agujero negro) pueden producir desplazamiento al rojo, pero no suele importante a efectos de determinación de distancias.
Se puede encontrar un fabuloso artículo sobre ondas gravitacionales en el blog Astrofísica y Física de Verónica Casanova.

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Si la luminosidad de las estrellas vecinas del Sol fuese dibujada contra el color, el gráfico resultante sería el denominado Hertzprung-Russell (o diagrama HR).
La mayoría de las estrellas se sitúan en una banda ancha denominada secuencia principal. Esta zona está ocupada por estrellas durante su etapa de combustión del hidrógeno.
Normalmente los colores son medidos en la escala UBV. Los colores son definidos en términos del ratio de su flujo en dos bandas estrechas en una longitud de onda. Así:
      [B-V] = -2,5 x log (F(B) /F(V))
donde F(B) es el flujo en la banda B, F(V) en la banda V y log el logaritmo decimal. De este modo, un objeto azul tiene un índice de color más negativo que un objeto rojo. Las estrellas calientes son normalmente blancas o azules y muy brillantes, mientras que las frías son rojas y pequeñas. Las enanas blancas  y las gigantes rojas no entrarían dentro de este patrón porque se encuentran fuera de la secuencia principal.. El diagrama HR se puede usar para estimar la luminosidad de una estrella, aunque para usarlo con estrellas individuales tenga poca precisión. Sin embargo, para cúmulos globulares, la precisión es muy alta.

Espectroscopía
Para obtener un espectro es necesario hacer pasar la luz por una rejilla de difracción antes de proyectarla en el detector. Las características permiten realizar una clasificación espectral e identificar tipos de objetos. En las siguientes imágenes se puede ver esquemáticamente la técnica y el espectro característico de un quasar (a diferentes desplazamientos al rojo).
Gracias a la energía de los fotones se puede determinar el elemento. La altura o profundidad de cada línea es dependiente de factores como la abundancia del elemento, la temperatura… Hay dos tipos de líneas:
Líneas de absorción. Ejemplo: Las creadas por las capas externas frías de las estrellas en las cuales los átomos absorben fotones emitidos desde el interior estelar.
Líneas de emisión. Ejemplo: Las creadas por estrellas calientes. A medida que el gas se enfría, los electrones que han sido excitados a estados de gran energía caen a niveles de energía inferiores emitiendo fotones.

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La espectroscopia es una técnica muy usada en astronomía pues permite analizar la luz de las estrellas. La espectroscopia consiste en disipar la luz de un determinado elemento para poder analizar en detalle su espectro y conocer más profundamente sus propiedades.

En un átomo, los electrones se encuentran en diferentes niveles energéticos, en función de su distancia al núcleo atómico. Cuando éstos son excitados, saltan a otro nivel energético, en el cual permanece un tiempo, que puede oscilar desde 10-16 a 10-9 segundos. Transcurrido dicho tiempo el electrón retorna a un nivel energético más estable, emitiendo un fotón cuya energía es h.f.

Debido a dicha emisión de fotones, unida al hecho de que son estados energéticos de diferencia mesurable, a analizar su luz (mediante la difracción de su luz con un prisma), vemos que este se presenta como una serie de rayas salteadas, en lugar de continuas, los cuales se sitúan en diferentes puntos del espectro electromagnético. Las longitudes de onda comprendidas entre 380 y 750 nm, se denominan espectro visible.

En el caso particular del estudio de moléculas, éstas presentan, dependiendo del número de átomos que la formen, un espectro denominado continuo. Cuando se juntan átomos para formar una molécula, en lugar de solaparse los niveles energéticos, se distribuyen de tal manera, que si estos son muchos parecen que emiten en lugar de rayas un banda continua, debido al poco espaciamiento entre ellos, el cual es prácticamente imposible de medir.