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Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) – http://www.eso.org/public/images/eso1001a/

Para las nuevas observaciones de TW Hydrae, los astrónomos capturaron las débiles emisiones radio para los granos de polvo del disco de tamaño milimétrico, revelando detalles del orden de la distancia entre la Tierra y el So (sobre unos 150 millones de kilómetros). Estas observaciones detalladas fueron posibles gracias a la alta resolución de ALMA. Cuando las antenas de ALMA están a su máxima separación, hasta 15 kilómetros, el telescopio es capaz de resolver finos detalles.

Para David Wilner, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics y coautor del paper, “TW Hydrae es muy especial. Es el disco protoplanetario más cercano a la Tierra conocido y puede recordarnos bastante al Sistema Solar cuando tenía únicamente 10 millones de años de edad”.

Anteriores observaciones de ALMA de otro sistema, HL Tauri, mostraron que incluso discos protoplanetarios más jóvenes -sólo 1 millón de años de edad- pueden mostrar similares configuraciones de formación planetaria. Estudiando el disco más viejo de TW Hydrae los astrónomos esperan comprender mejor la evolución de nuestro propio planeta y estudiar sistemas similares a lo largo de la Vía Láctea.

Los astrónomos quieren ahora saber lo comunes que son este tipo de configuraciones en los discos alrededor de otras estrellas jóvenes y como pueden cambiar con el tiempo o el entorno.

Fuente del artículo: “ALMA’s Most Detailed Image of a Protoplanetary Disc” de ESO.

 

ALMA’s best image of a protoplanetary disc to date. This picture of the nearby young star TW Hydrae reveals the classic rings and gaps that signify planets are in formation in this system.

Imagen de ALMA del disco alrededor de la joven estrella TW Hydrae. Crédito: ESO

Esta nueva imagen del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) muestra finos detalles jamás vistos hasta ahora del disco de formación planetaria alrededor de una estrella similar al Sol y conocida como TW Hydrae. Revela un hueco a la misma distancia de la estrella de la que se encuentra la Tierra del Sol, lo que puede significar que un planeta similar a la Tierra o un poco más masivo, se esté formando allí.

La estrella TW Hydrae es un objetivo popular para los astrónomos debido a su proximidad a la Tierra (sólo unos 175 años luz) y su status como estrella muy joven (unos 10 millones de años de edad). También es favorable su orientación. Esto permite a los astrónomos tener una visión privilegiada del disco protoplanetario completo existente alrededor de la estrella.

Según Sean Andrews, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cambridge, Massachusetts, EEUU) y líder del paper publicado en Astrophysical Journal Letters, “Estudios previos con telescopio ópticos y radiotelescopios confirman que TW Hydrae contiene un disco prominente con características que sugieren fuertemente que hay planetas formándose. Las nuevas imágenes de ALMA muestran el disco con un detalle sin precedentes, revelando una serie de anillos brillantes y huecos oscuros concéntricos, incluyendo unas intrigantes características que podrían indicar que un planeta con órbita similar a la terrestre se está formando”.

Otros huecos pronunciados que aparecen en las nuevas imágenes están situados a 3.000 millones y 6.000 millones de kilómetros de la estrella central, similar a las distancias medias del Sol a Urano y Plutón en el Sistema Solar. Es muy posible que sean el resultado de partículas que se juntaron para formar planetas, limpiando sus órbitas de polvo y gas, y dejando el material sobrante en bandas bien definidas.

Fuente del artículo: “ALMA’s Most Detailed Image of a Protoplanetary Disc” de ESO.

 

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Crédito: L. Calçada / ESO

Para comenzar, ¿Qué es una FBR?. Una FRB es una explosión de radio rápida, cuyo origen es desconocido. Se comenzaron a detectar hace aproximadamente una década, y las detectadas hasta ahora eran sucesos aislados. De aquí que se suponía que tenían su origen en fenómenos violentos que implicaban la destrucción del objeto que las originaba o un colapso en un agujero negro. Sin embargo hasta ahora no se había logrado detectar dos señales repetidas.

Sin embargo podría cambiar nuestra idea sobre las FRBs a raíz de nuevas observaciones. El pasado 5 de noviembre de 2015, Pablo Scholz (Universidad McGill), con los datos del radiotelescopio de Arecibo (Puerto Rico), detectó varias ráfagas consistentes con un evento FRB del año 2012. El trabajo, que se publica en Nature, muestra los resultados de la investigación. El objeto fuente, aún desconocido, estaría fuera de la Vía Láctea, y podría llevar a tener que plantear el origen de los FRBs.

se puede ampliar información en el Artículo “Ráfagas procedentes de una galaxia desconocida” de Astrofísica y Física.

 

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.
Impresión artística de un disco transicional alrededor de una estrella joven. Crédito: ESO

Astrónomos usando el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) han encontrado los indicadores más claros hasta el momento de planetas con varias veces la masa de Júpiter se han formado recientemente en el disco de gas y polvo alrededor de cuatro estrellas jóvenes. Las medidas del gas alrededor de las estrellas también proporcionan indicaciones adicionales sobre las propiedades de dichos planetas.

Los planetas están siendo encontrado alrededor de casi cualquier estrella, pero los astrónomos todavía no han comprendido por completo como [y bajo qué condiciones] se forman. Para responder tales preguntas, se estudian los discos rotatorios de gas y polvo presentes alrededor de las estrellas jóvenes y de los cuales son creados los planetas. Pero estos discos son pequeños y están muy alejados de la Tierra, por lo que toda la potencia de ALMA ha sido necesaria para estudiar sus secretos.
Un clase especial de discos, denominados discos transicionales, tienen una sorprendente ausencia de polvo en sus centros, en la región alrededor de la estrella. Dos ideas principales podrían explicar estos misteriosos huecos. La primera indicaría que potentes vientos estelares e intensa radiación podría haber alejado o destruido el material cercano a la estrella. La segunda apuntaría a una formación de planetas masivos en proceso de formación y que habrían limpiado el material a medida que orbitan la estrella.
La sensibilidad y nitidez de las imágenes de ALMA han permitido ahora a un equipo de astrónomos, liderados por Nienke van der Marel (Leiden Observatory, Holanda), mapear la distribución de gas y polvo en cuatro de estos discos transicionales mejor que nunca. Esto ha permitido por primera vez elegir entre una de las dos causas de la existencia de estos huecos.
Las nuevas imágenes muestran que hay cantidades significativas de gas dentro de los huecos de polvo. Pero para sorpresa del equipo, el gas también presenta un hueco, tres veces menor que el observado para el polvo.
Esto únicamente puede ser explicado con el escenario en el cual planetas masivos recientemente formados han limpiado el gas a medida que viajan en sus órbitas, pero capturan también partículas de polvo.
Tal y como explica Nienke van der Marel “Observaciones previas indicaban la presencia de gas dentro de los huecos de polvo. Pero ALMA puede mostrar el material del disco entero en mucho mayor detalle que otras instalaciones, permitiéndonos descartar un escenario. Los huecos apuntan claramente a la presencia de planetas con varias veces la masa de Júpiter, creados estos vacíos a medida que se desplazan por el disco”.
Hay que destacar estas observaciones fueron realizadas usando una décima parte del poder de resolución actual, dado que fueron realizadas mientras la mitad del array estaba aún bajo construcción en el Chajnantor Plateau (norte de Chile).
Estudios adicionales son necesarios para determinar si más discos transicionales también apuntan hacia este mismo escenario (origen planetario).
Según Ewine van Dishoeck (de la Leiden University y del Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics), “Todos los discos transicionales estudiados tienen grandes cavidades de polvo y de gas. Así, con ALMA, ahora podemos buscar donde y cuando nacen en dicho disco planetas gigantes, y comparar estos resultados con los modelos de formación planetaria”.
Fuente de la noticia: “ALMA Reveals Planetary Construction Sites” de ESO.

La temperatura de antena

El parámetro temperatura de Antena T(A) es muy importante en radioastronomía pues el radiotelescopio actúa como un radiómetro que mide la temperatura de los objetos observados. T(A) es una temperatura medida por el radiotelescopio y debida a la fuente. Se debe a que al mirar un cuerpo a temperatura T se recibe una señal cuya potencia tiene dependencia de la temperatura T del cuerpo emisor:

 

Sea o(x) una función que describe el tamaño angular. En el caso de que el tamaño angular del haz del radiotelescopio, o(h), sea mayor que el tamaño angular de la fuente, o(o), no es necesario corregir la medición, pero en caso contrario si que lo sería, pues el parámetro de temperatura de Antena sería superior a la de la fuente. Para aumentar la temperatura mínima detectable se puede lograr: (i) con más tiempo de integración, (ii) ampliando el ancho de banda o (iii) sumando observaciones.

Veamos un ejemplo sencillo. Supongamos que se detecta una T(A) de 0,24K en la longitud de onda de 3,15 cm al observar Marte (que tiene un diámetro angular de 18 segundos de arco) y teniendo un haz de antena de 0,018º cuadrados. Así el radio angular de Marte será (18/2)x3600=0,0025º y su función o(Marte) será:
      o(Marte) = pi x r^2 = 3,14 x (0,0025º)^2 = 0,00002º cuadrados
de este modo:
      T = T(A) x o(h) / o(Marte) = 0,24 x 0,018 / 0,00002 = 216K

La interferometría

La interferometría es una técnica por la que varios instrumentos sin tener un foco común, se combinan. Esta técnica, principalmente usada en radioastronomía, también es usada en el óptico, en el VLT en Chile. De este modo la señal en fase se combina mediante un correlacionador, dando una imagen única de una resolución suma de las antenas combinadas. En el siguiente gráfico se puede ver  como funciona (2 antenas):
Ambas antenas apuntan en la misma dirección, si bien hay una diferencia entre la señal que recibe una y otra proporcional al vector b de la distancia que las separa y el vector s que está orientado hacia la fuente.
La interferometría puede ser de dos tipos. Por un lado la que tiene las antenas próximas entre sí, obteniendo una resolución de cerca de 0,05 segundos de arco. Por otro lado, una técnica más complicada, denominada VLBI (Very Large Baseline Interferometry), en la cual entre las antenas la distancia es muy notable. Evidentemente la ganancia de resolución puede ser enorme (pudiéndose alcanzar hasta 0,0005 segundos de arco dependiendo de la distancia usada), si bien la dificultad técnica es enorme.

Referencias

– “Astronomía básica” García Barreto 2000. Ed. Ediciones Científicas Universitarias.
– “Campos electromagnéticos” Wangsness 1994. Ed. Limusa
– “Flares and Coronal Mass Ejections (CMEs) in the Sun: Coronal and Heliospheric investigations with STEREO” Sevilla 2010. Vega 0.0
– “Radio-Astronomía” Zamorano 2001. Ed. Universidad Complutense de Madrid
– “Radioastronomía” Varios autores 2003 . Ed. FECYT
– “Universe” Freedman y Kaufmann III 2007. Ed. Freeman

La contaminación de la señal

Los radiotelescopios no están afectados por la polución luminosa de las ciudades, aunque son muy sensibles a la contaminación electromagnética: hay que tener en cuenta que los objetos celestes suelen ser entre 6 y 12 veces menos brillantes en radio que los dispositivos de comunicación que usamos.

 

Veamos dos casos. Los teléfonos móviles son una fuente grave de contaminación de la señal que se recibe, pues un teléfono móvil en la Luna puede producir una señal de 1 Jy en la Tierra, mientras que un objeto celeste sólo produce una señal de 0,0001 Jy. Pero si es impresionante el ejemplo del móvil veamos otro que lo supera por completo: los satélites Iridium. Esta “constelación” de satélites encargados de la telefonía móvil de alcance planetario contaminan con una señal de 160 Jy. De este modo un radiotelescopio debe tener en cuenta el paso de uno de estos satélites dentro de su haz y evitarlo, pues de lo contrario la señal recogida será únicamente del satélites.


Intensidad

La intensidad es parámetro fundamental en la operativa del telescopio. Tomemos un elemento do (léase diferencial de o [omega]). Así definimos B como la intensidad en el elemento do. Ver el primer gráfico.

Así la función normalizada P(theta,phi) (llamada diagrama polar de potencia) es máxima en el cenit, y siendo la intensidad función de P, tenemos que vale:

donde B(theta,phi) es la intensidad del cielo.

Es más sencillo de entenderlo con un ejemplo. Supongamos un radiotelescopio con un haz de 5ºx20º, el cielo emitiendo a 10^(-21) W/m2/Hz/rad2 y una apertura efectiva de 36 m2. Teniendo en cuenta que 5ºx20º son 133º cuadrados y que un stereoradián son 3282º cuadrados, tenemos:
      w = 1/2 x A x B x o(h) = 1/2 x 36 x 10^(-21) x 133/3282 = 7,3×10(-22) W/Hz
donde o(h) es el tamaño angular del haz.
 
Los radiotelescopios
Los radiotelescopios básicamente constan de una antena y de una montura para su guiado. Las antenas suelen ser de tipo parabólico, que permite la máxima recolección de fotones, y tienen normalmente diseños de tipo Cassegrain o Gregory.
En cuanto a las monturas pueden ser tanto ecuatoriales o acimutales, si bien, estas últimas suelen ser las predominantes. En algunos caso, el plato de la antena es fijo, como en el caso del radiotelescopio de 300 m de Arecibo.
Los radiotelescopios pueden operar de modo individual (simple) obteniendo resoluciones de 10 segundos de arco generalmente (depende de la antena. Nota: resolución del ojo humano: 1 minuto de arco), o mediante interferometría (conectados entre varios. Ver más adelante). Algunos radiotelescopios destacados son el de Effelsberg (100 m), Green Bank (100 m), Arecibo (300 m), Yebes en España (14 m), IRAM (1 antena de 30 m en Sierra Nevada y 6 de 15 m en los Alpes franceses) o el proyecto ALMA (situado en Chile, constará de 64 antenas de 12 m).
Resolución de un radiotelescopio
La resolución que proporciona un instrumento es proporcional a la longitud de onda l que se observa e inversamente proporcional al diámetro D del instrumento: l/D. De este modo, por ejemplo, un radiotelescopio observando en la longitud de onda de 21 cm (Hidrógeno neutro), está observando radiación con una longitud de onda unas 500.000 veces superior a las longitudes de onda típica en luz visible. Esto fuerza a que para observar con la misma resolución que un telescopio óptico, necesite un diámetro 500.000 veces superior. Y solamente hay dos formas de lograrlo: disminuir la longitud de onda observada (lo que no es deseable) o aumentar el diámetro (que como siempre va asociado a problemas técnicos y en muchas ocasiones, económicos).

La ventana de observación en radioastronomía

La ventana que permite la atmósfera terrestre está limitada entre los 15 MHz y 200 GHz. ¿Cual es el motivo de dicha limitación?

 

Analicemos primero el límite de baja frecuencia: 15 MHz. Este límite viene dado por la ionosfera terrestre, donde los electrones libres que forman un plasma impide el paso de frecuencias v<v(p), donde v(p) viene dado por:

 

De este modo, de noche como N(e) vale 2,5×10^(-11) m(-3), v(p) vale 4,5 MHz, y de día, N(e) vale 1,5×10^(-12) m(-3), siendo v(p) 11 MHz: cualquier frecuencia inferior no es capaz de atravesar este plasma. Pero además hay otra consecuencia, este límite varía entre la noche y el día. Por razones de calidad de los datos recogidos, no se observa por debajo de los 15 MHz.

 

En el extremo opuesto, el límite de 200 GHz es debido a la absorción resonante de ciertas moléculas en la troposfera. En el caso de vapor de agua, está situada en 22,2 y 184 GHz, y para el oxígeno molecular en 60 y 119 GHz.
Introducción
El espectro electromagnético está compuesto (en orden creciente de frecuencia) de ondas de radio (desde menos de 10^3 Hz hasta unos 10^11 Hz), microondas (desde unos 10^11 Hz a 10^12 Hz), infrarrojo (Desde 10^12 Hz hasta casi 10^15 Hz), luz visible (sobre los 10^15 Hz), ultravioleta (de unos 10^15 Hz a 10^17 Hz), rayos X (de 10^17 Hz a 10^21 Hz) y rayos gamma (a partir de 10^21 Hz). En la siguiente figura se puede ver dicho espectro:

Desde la Tierra tenemos únicamente dos ventanas transparentes al espacio: la luz visible y las ondas de radio (en concreto entre los 15 MHz y 200 GHz de frecuencia). De la existencia de estas dos ventanas surgen dos ramas de la astronomía instrumental.
Por un lado la que usa telescopios ópticos para la luz visible, y por otro lado, los radiotelescopios, para las ondas de radio. El resto de la radiación que llega del espacio nos es opaca debido a la atmósfera, y para observar el universo en dichas longitudes de onda es necesario hacerlo mediante instrumentos situados en el espacio.
Un poco de historia…
La radioastronomía surgió en 1931, cuando Karl G. Jansky, observa en una longitud de onda de 14,6 cm, un objeto desconocido que se mueve en el firmamento: no sería hasta 1935 cuando se identifica el dicho objeto: ¡El centro de nuestra galaxia! Arranca la radioastronomía y nos abre un Universo desconocido hasta entonces.
En 1937 Grote Reber realiza el primer radio-mapa de la galaxia y en 1951, Ewen y Purcell observando en la línea de 21 cm del HI (Hidrógeno neutro) detectan la estructura espiral de nuestra galaxia. Las sorpresas no se reservaban únicamente a nuestra galaxia: en 1946 se detectarían las primeras radiogalaxias. Otros descubrimientos destacados serían los realizados en 1967 por M. Ryle (recibiendo el premio Nobel en 1974) del primer pulsar y en 1963 la detección de la molécula OH por Weireb, Barrett, Meeks y Henry.

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]


Es probable que durante los últimos días os haya llamado la atención del descubrimiento de un cuerpo masivo en nuestro Sistema Solar, una súper-Tierra. Hoy queremos hacernos eco de esta importante noticia, pero no precisamente para presentar dicho descubrimiento, sino más bien para lo contrario.
Es sabido por parte de muchos aficionados que los astrónomos buscan un cuerpo masivo muy lejano que explique muchas propiedades dinámicas que observamos en los cuerpos situados más allá de Neptuno. Entonces, ¿qué hay de verdad en esta noticia?
Dos equipos de investigadores independientes (uno de México y otro de Suecia) han publicado recientemente dos documentos en los que describían dos objetos de grandes dimensiones observados en los bordes exteriores del Sistema Solar, gracias a los datos aportados por ALMA.

Uno de los equipos encontró el cuerpo cerca de W Aquilae, y el otro equipo situó su descubrimiento cerca de Alpha Centauri. Los científicos informaron que observaron un débil resplandor que cambiaba de posición, lo que indicaría que el objeto está relativamente cerca y orbitando alrededor del Sol. Pero ninguno de los investigadores pudo aportar más datos acerca de estos cuerpos y sus propiedades ya que sólo habían sido capaces de realizar dos observaciones. Aún así, sugirieron tener datos suficientes como para descartar que el objeto observado se tratara de una estrella ordinaria.
El equipo sueco ha apodado a este objeto Gna, dios nórdico conocido por su rapidez. Además, comentaron a la prensa que no tenían intención de sugerir que habían localizado al mítico planeta X, la supuesta súper-Tierra que algunos científicos creen que podría encontrarse más allá de Plutón. En su lugar, sugirieron que podría tratarse de un gran asteroide. Por otra parte, el equipo mexicano apuntó más alto y comentaron que podrían haber localizado una enana marrón.

Pero son muchas las voces de los profesionales que han leído los documentos que apuntan que estos resultados podrían ser fruto de una ilusión, debida al ruido de los instrumentos, es decir, a su error en la medida.

A pesar del escepticismo generalizado, es probable que otros grupos de investigación se encuentren precisamente observando esas mismas zonas del cielo y puedan aportar más datos para confirmar o descartar ambos descubrimientos. Así que tenemos que esperar para saber si los científicos han observado errores en la medida debida a los instrumentos o realmente han realizado un gran descubrimiento.
Más información en el enlace.

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]