¿Dónde demonios está Earendel?

¿Dónde demonios está Earendel?

En la tarde (en España) del pasado miércoles 30 de marzo, la NASA -a través de los datos obtenidos por el telescopio Espacial Hubble (HST)- ha hecho público el estudio [1] en el cual se da a conocer la primera observación de una estrella que podría ser de población III, esto es, la primera generación estelar tras el Big Bang. Esta estrella ha sido denominada Earandel, nombre vinculado al «universo» del escritor J.R Tolkien, que parece ser se basó en leyendas medievales o incluso muy anteriores, vinculadas a menciones a algún astro brillante en el cielo.

Crédito: NASA/ESA

La detección ha sido posible gracias a una lente gravitacional, una especial alineación con la misma, y lógicamente al brillo que sustentó esta estrella. Y digo que «sustentó» porque según el comunicado, su luz partió de ella hace 12900 millones de años.

Esta posible primera detección de este ansiado y buscado tipo de estrellas -las primeras que brillaron tras el Big Bang- abre la posibilidad por fin de empezar a analizar este tipo de objetos con el telescopio espacial James Webb, (JWST), que empezará a trabajar este verano. El James Webb, con un diámetro casi tres veces superior al del Hubble, será capaz de analizar con mayor resolución este tipo de objetos y aportarnos información sobre si son las tan ansiadas estrellas de primera generación con una composición similar al universo primigenio, ya que su luz partió de ella cuando el universo solo contaba con unos 1000 millones de años.

Rápidamente muchos medios de comunicación han interpretado que el tiempo que la luz ha tardado en llegarnos es también la distancia en años luz a la que se encuentra -o mejor se encontraba- este objeto.

Si consideremos que la velocidad de la luz es constante, lógicamente vemos una estrella que se encuentra a 1 año luz de distancia exactamente como era hace un año, que es lo que ha tardado la luz en llegarnos. Es la propia definición de esta medida de distancia que es el año luz. Podemos decir que, a escalas cercanas o galácticas, el tiempo que tarda la luz es exactamente la distancia a la que se encuentra el objeto que lo emite, si utilizamos este patrón.

Pero a escala cosmológica la cosa se complica y no funciona así, y no porque la velocidad de la luz no sea una constante ahora y también en el pasado -ya que mirar lejos en el espacio es por tanto mirar atrás en el tiempo-, sino porque el universo se expande desde su inicio y además la velocidad de expansión del universo no es una constante a lo largo del tiempo.

De hecho, el modelo del Big Bang aceptado actualmente, contempla una muy breve época inicial llamada «la gran inflación», en el que el tamaño del universo se agrandó de forma brutal (exponencial diría yo) que resuelve algunos aspectos complejos de la cosmología moderna. Actualmente sabemos que la expansión del universo es acelerada.

Así, el universo que se originó hace unos 14000 millones de años no tiene un radio de 7000 millones de años luz, si no mucho más, unos 45000 millones de años luz de radio. Me anticipo: NO preguntéis que hay más allá de esa distancia, la luz aún no ha tenido tiempo de llegarnos pues el universo es finito en el tiempo (14000 millones de años) y la luz finita en su velocidad.

De hecho, cuando la luz fue emitida por esta estrella, el universo era lógicamente mucho más pequeño (solo llevaba unos 1000 millones de años existiendo), y nuestro supuesto punto en el universo estaba «solo» a unos 4000 millones de años luz de distancia de Earandel. Pero antes que te líes con estas cosas, vamos a aclarar algo.

Para evitar confusiones, en distancias cosmológicas, se utiliza el término de distancias comóviles, o más sencillamente el término adimensional corrimiento al rojo o «redshift» (z), en cuya definición no voy a entrar en detalle para no liarte más, pero que tiene que ver con lo lejos que está la luz que observamos en función de lo cambiada que están las longitudes de onda de esa luz que analizamos al descomponerla en su espectro (y que siempre están desplazadas hacía la zona roja del espectro electromagnético debida a la expansión del universo).

Earendel en concreto tiene un redshif de z= 6,2, lo que la situará a una distancia aproximada de unos 8800 Mpc, o lo que es lo mismo, unos 28000 millones de años luz. Puede resultar paradójico el pensar que mientras que la luz de la estrella ha estado recorriendo temporalmente 12900 millones de años, su distancia de detección actual sea en realidad a la distancia de unos 28000 millones de años luz. Pero es lo que tiene que el universo se expanda y tanto más rápidamente cuanto más lejos miramos, según nuestro modelo actual [2]

Nadie dijo que la cosmología fuera sencilla, explicarla de forma que no parezca compleja es un reto, comprenderla un triunfo, pero al contrario de lo que decía el gran Richard Feynman sobre la mecánica cuántica «si crees que entiendes la mecánica cuántica es que no la entiendes», la cosmología es mucho más gratificante y familiar en sus observaciones.

Creedme que, el modelo cosmológico actual que tenemos (∆CDM), con unos determinados valores para unas determinadas constantes (como la de Hubble, H0), es el que mejor se ajusta para todo lo que llevamos observando desde que aprendimos que las nebulosas espirales eran otras galaxias y que el universo se expandía, cosa que por cierto descubrió E. Hubble hace un siglo (el señor de la foto superior, que quizás te sonríe).

Espero que os guste y os anime a profundizar en una disciplina apasionante.

Gracias por leerme y si os gusta, os animo a seguir el blog.

Referencias:

[1] https://www.nature.com/articles/s41586-022-04449-y

El comunicado de NASA aquí: https://www.nasa.gov/feature/goddard/2022/record-broken-hubble-spots-farthest-star-ever-seen

[2] https://www.astro.ucla.edu/~wright/Dltt_is_Dumb.html

Y de regalo para los más interesados e interesadas, algo que os encantará y nunca más os volverán a liar cuando os den un valor de z:

Paper-and-pencil cosmological calculator: https://arxiv.org/pdf/1303.5961v1.pdf

100 años del principio del fin del universo de las estrellas

100 años del principio del fin del universo de las estrellas

 

La astronomía es una ciencia eminentemente visual. A pesar de la actual especialización, y de los diversos escenarios que estudia, muchos de los cuales se desarrollan en entornos que poco tienen que ver con una fotografía y mucho con datos y -poco emocionales -gráficas, la astronomía es una de esas pocas ciencias que sigue manteniendo en gran parte su aspecto visual, quizás por eso tiene una legión numerosa de aficionados y seguidores como ninguna otra disciplina científica.

El año pasado atisbamos a ver un agujero negro por primera vez en la historia de la humanidad. Podemos recordar esa figura de «rojizo dónut» que inundó los medios de comunicación y las redes sociales, que fue un gran hito que pasará a los libros de historia de la astronomía y de la ciencia.

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Nota de prensa del EHT, el pasado 10 de abril de 2019. Una fecha y una imagen para la historia de la astronomía.

Pero lo que vimos por primera vez el 10 de abril del pasado año no era una fotografía, era una imagen generada por súper-ordenadores a partir de multitud de datos de diferentes radio-telescopios situados por toda la Tierra y trabajando por interferometría [1].  Está imagen ni siquiera respondía a la luz visible, no es lo que veríamos con nuestros ojos si nos plantáramos por arte de magia allí, cerca del agujero negro, pues los radiotelescopios no trabajan en el rango visible si no en las longitudes de ondas de radio. Es más, para ser estrictos, era una imagen de la sombra del horizonte de sucesos (o sus proximidades) sobre la materia acretada gravitatoriamente por el mismo [2].

Pero ahora  ya podemos decir que todos hemos «visto» por primera vez un agujero negro y podemos exclamar de admiración al conocer las magnitudes de lo que estamos contemplando.  Un agujero negro súpermasivo con varias miles de millones de masas solares, que constituye el corazón de la galaxia Messier 87 (llamada también habitualmente Virgo A), a nada menos que 53 millones de años luz de nuestro planeta.

Está claro, ¿verdad?, la astronomía además de eminentemente visual es altamente adictiva quizás por el asombro  que produce en nuestro cerebro intentar comprender las magnitudes que baraja y la naturaleza de objetos tan exóticos de los que trata.

Si estás leyendo estas líneas, la mala noticia es que probablemente tú seas una de esas personas enganchadas a esta ciencia o estás a punto de serlo. Pero por si no lo eres o por si no lo conoces, vamos a repasar uno de los capítulos más apasionantes de la astronomía «moderna» que tiene mucho que ver con el proceso de cómo la astronomía nos eleva -emocionalmente hablando- sobre la superficie de nuestro planeta, y al mismo tiempo nos recuerda nuestra insignificancia (¿infinitesimal?) respecto al universo que habitamos.

Y este capítulo que revivimos tiene que ver precisamente con el aniversario al cumplirse estos meses, 100 años en que en que vislumbramos por primera vez el principio del fin de nuestro de universo de estrellas, de nuestro universo local , para convertirse en el universo de las galaxias.

Y es que sí ahora, en 2020, nos movemos entre la detección incipiente de ondas gravitacionales, imágenes de agujeros negros en lejanas galaxias y «olemos» una nueva frontera próxima por explorar en la física, que nos explique más satisfactoriamente tanto el microcosmos (modelo estándar de partículas) como el macrocosmos (la materia y energía oscura), hace 100 años los astrónomos «olían »que la comprensión del universo estaba a punto de cambiar… ¡y tanto si cambió!

En julio de 2017 realice una entrada [3] en la que reflexionaba sobre el año en el que universo empezó a «encoger», ese año fue 1838, cuando Bessel publicó el cálculo -mediante la técnica de la paralaje- de la distancia a la estrella 61 del Cisne. Ese año conocimos, no solo que las estrellas –que ya pensábamos eran otros soles como el nuestro- estaban muy lejos, si no que empezamos a saber cuán lejos se encontraban de nosotros.

Una vieja y sencilla geometría griega, con unos telescopios tecnológicamente simplistas en la época del triunfo mecanicista (cálculo de órbitas y posiciones), nos ofrecía por fin unos resultados sobre el tamaño de nuestro universo…la distancia a las estrellas que vemos brillar en el cielo en una noche despejada. Y poco a poco empezamos a conocer distancias a estrellas cercanas de nuestro universo al que denominábamos Vía Láctea.

Pero a finales del siglo XIX y especialmente principios del XX, nos encontrábamos ante un cambio importantísimo (una verdadera revolución) en la comprensión del microcosmos y del macrocosmos. En la física de lo muy pequeño, de la mano de la llamada escuela Alemana principalmente, y cuyas figuras más representativas podemos encontrar recogidas en el primer congreso Solvay (Bruselas, 1911) o en las ediciones sucesivas [4], con cierta preferencia por aquellos científicos que participaron en el de 1927, cuya foto reproducimos aquí.

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Congreso Solvay de 1927. Seguro que al lector le suenan algunas caras. Crédito: Benjamin Couprie (dominio público)

Pero junto al desarrollo de la física y mecánica cuántica, también se desarrollaba la Relatividad, la teoría que vendría a sustituir a la mecánica Newtoniana vigente durante tres siglos, de la mano de una de las más icónicas figuras de la ciencia del siglo XX, de sobra conocido por todos, A. Einstein.

Sin embargo, si bien la teoría de la Relatividad que iba a explicar el universo y su evolución de una forma mucho más exacta, se había desarrollado de una forma teórica, el siglo XX veía nacer las disciplinas observacionales potentes que nos iban a meter de lleno en la astronomía moderna. Estas disciplinas fueron la astrometría de precisión gracias al perfeccionamiento de los telescopios y la incipiente fotografía, la espectroscopia y la fotometría.

El registro mediante la fotografía (en placas de vidrio) permitía que el error humano en el registro desapareciera, y sobre todo que aumentara el rango dinámico en el que podíamos captar del universo: la placa fotográfica permitía acumular la luz durante la exposición, y volver visibles estrellas y detalles invisibles al ojo humano.

En este escenario de astronomía en «ebullición» es normal que nos preguntáramos si todo nuestro universo eran las estrellas que veíamos y fotografiábamos. Empezábamos a clasificar las estrellas de una forma adecuada, más allá de la única clasificación que habíamos mantenido durante 2000 años y que se basaba en su brillo aparente. La nueva clasificación que se basaba en su tipo espectral, sin duda tenía que ver con la naturaleza de la estrella y con sus propiedades físicas, que a la vez muy probablemente tenía que ver con su estado evolutivo.

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Annie Jump Cannon, del Observatorio de la Universidad de Harvard, clasificó durante su vida más de 350 000 espectros estelares. Su clasificación fue adoptada por la IAU en 1922. Crédito: Smithsonian Institute (dominio público).

Empezamos a sospechar que la fuente de la energía de las estrellas se encontraba en su núcleo y que era la fusión nuclear de los átomos de hidrógeno, el elemento más abundante de nuestro universo. El estado de la materia a esas temperaturas tenía mucho que ver con la física de partículas subatómicas.

De vez en cuando alguna estrella experimentaba un súbito aumento de brillo, proseguido de un descenso de diferente caracterización o su desaparición. ¿Nos mostraba esto un fenómeno físico intrínseco de la estrella o tan solo un escenario geométrico como cuando se produce un eclipse?

Las nebulosas eran analizadas por primera vez como zonas de nacimiento estelar, ricas en hidrógeno molecular, sin embargo otras se resistían a integrarse en un vínculo estelar, solían poseer una simetría esférica y un extraño elemento que espectroscópicamente se había llamado «Nebulio» (y que después se identificaría como oxigeno doblemente ionizado). Otras que también se resistían a vincularse con las estrellas eran aquellas que presentaban una simetría espiral, si bien su marca espectral no se alejaba mucho de las estelares.

Curiosamente se suele citar que sobre la naturaleza de estas nebulosas espirales se había especulado a mediados del siglo XIX, cuando el tercer conde de Rosse, William Parsons, había construido el telescopio más grande del mundo para estudiarlas, el Leviatán de Parsonstown, un monstruo de 1,8 metros de diámetro. Sin embargo no me ha sido posible constatar mayor aportación que su descripción morfológica, que no puede compararse con las deducciones previas de E. Kant en 1755 [5] sobre la posibilidad que las nebulosas fueran en realidad otros «universo islas».

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Heber D. Curtis. Crédito: Lick Observatory.

Volviendo al finales del siglo XIX, entre los astrónomos que tienen a su alcance los trabajos científicos con las nuevas técnicas que se están aplicando en la astronomía, encontramos a Heber D. Curtis (1872-1942), astrónomo estadounidense  de la universidad de Stanford (California), aunque previamente había trabajado en el Observatorio Lick (Universidad de California, Berkeley) donde en enero de 1888 se había inaugurado el refractor más grande del mundo, un telescopio de 91 centímetros de diámetro.

Tras su doctorado en la Universidad de Virginia regresó al Observatorio Lick, estudiando diversos campos tan diversos como las estrellas binarias o las nebulosas espirales. Había reparado en el estudio de estrellas «novas» como método para calcular distancias, en particular los estudios de las variables cefeidas desarrollados por Henrietta Leavit (Universidad de Harvard) en 1912 como« candelas estándar» para el cálculo de distancias en el universo.

Las  observaciones de V. Slipher (Observatorio de Flagstaff, Arizona) del corrimiento de las líneas espectrales [6] de las galaxias espirales (1912-1914), parecían indicar altas velocidades, 11 de ellas alejándose y 1 acercándose. Estas velocidades eran varias decenas de veces superiores a las velocidades mostradas por las estrellas que podemos observar, por lo que se podía intuir que quizás se tratara de objetos mucho más lejanos, los más lejanos conocidos.

Además, Slipher dedujo del análisis espectroscópico que al menos la nebulosa espiral que mostraba una velocidad de acercamiento, rotaba [7], y esta no era otra que la nebulosa de la constelación de Andrómeda.

Curtis empezó a interesarse de forma creciente por estos objetos, y dedujo que la distancia a la nebulosa espiral que se acercaba hacia nosotros, la nebulosa espiral de Andrómeda, quizás se encontrara mucho más allá de nuestro universo de estrellas, a unos 500 000 años luz, constituyendo por si misma otro universo, un «universo isla», en un «universo de universos isla». La Vía Láctea era más pequeña de lo que nos creíamos, pero solo era nuestro universo local, más allá se encontraban otras galaxias, y todas ellas configuraban lo que era realmente el universo.

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Harlow Shapley. Crédito: Smithsonian Institute.

Sin embargo, entre sus colegas contemporáneos encontramos a Harlow Shapley (1885-1972), doctorado en Princeton (Nueva Jersey) bajo la tutela de Henry N. Russell, con el que se especializaría en el estudio de sistemas estelares binarios.

En 1914 entró a trabajar en el Observatorio de Monte Wilson (Los Ángeles), donde destacaba el gran reflector de 2,5 metros (telescopio Hooker). Su interés en los trabajos de H. Leavitt y la identificación de estrellas variables de este tipo (cefeidas) en cúmulos estelares globulares  le llevó a plantear dos teorías interesantes; la primera es que las variables cefeidas debían sus variaciones de brillo a pulsaciones físicas y no a ser parte de un sistema binario mutuamente eclipsante. La segunda, que se podía calcular distancias a los cúmulos globulares de acuerdo a los estudios de H. leavitt respecto a estas estrellas. Estas ubicaciones de los cúmulos globulares hacían nuestro universo conocido mucho más grande de lo que suponíamos, y también desplazaban al Sol de una supuesta situación privilegiada [8].

Sin embargo, convencido de la relación periodo-luminosidad de las cefeidas, pero no de las conclusiones obtenidas de los corrimientos espectrales de las galaxias espirales, abogaba por un universo más grande del que se pensaba a principios del siglo XX, una Vía Láctea que englobaba todo el universo conocido –incluidas las nebulosas espirales- y más allá, la nada.

Dos posturas armadas de las herramientas más destacadas de la astronomía, pero confrontadas. Aunque nunca existió un debate entre ellos para aceptar o refutar teorías sobre el tamaño del universo, lo cierto es que lo que se ha conocido como «Gran debate» se produjo el 26 de abril de 1920 (hace casi justo 100 años) en el Museo Nacional de Historia Natural del instituto Smithsoniano (Washintong D.C). Ambos defendieron -con total respeto- sus respectivas visones del tamaño del universo y de la naturaleza de las nebulosas espirales, y ahí finalizó temporalmente este aparente dilema.

Pero las estrellas variables cefeidas como método de determinar distancias se aliaría en pro del principio del fin de nuestro universo local, el universo de las galaxias estaba a punto de aparecer para quedarse.

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E. Hubble. Un astrónomo que sigue siendo conocido entre el público ¿Por qué será?. Crédito: Johan Hagemeyer, dominio público.

Edwin Hubble (Observatorio de Monte Wilson), con insistencia y dosis de fortuna buscó entre 1922 y 1923 estrellas cefeidas en la nebulosa espiral de Andrómeda y otras nebulosas espirales destacables. Una primera cefeida descubierta en la nebulosa espiral de Andrómeda cifró su distancia no inferior a 1 500 000 años luz, y ello  desencadenó una verdadera revolución en la visión del universo [9].

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Una histórica imagen de la galaxia de Andrómeda, tomada por Edwin Hubble en 1923. En la placa se ve tachada una «N» de nova y escrito «VAR!» de estrella variable (cefeida). Crédito: Smithsonian Institute

Los datos recogidos mediante el desplazamiento Doppler en las líneas de estos objetos cobraba ahora coherencia, y el  «Gran Debate» sobre el tamaño de nuestro universo empezaba a tener una dirección clara en su resolución. Hubble publicó sus resultados el 1 de enero de 1925 en el encuentro de la American Astronomical Society.

La Vía Láctea había muerto como un único «universo» de estrellas, y era tan solo una de las muchas galaxias que poblaban el cosmos, que además poco después se demostraría que se encontraba en expansión.

Notas del texto

[1] La interferometría es una técnica que permite combinar la radiación procedente de una misma fuente en diferentes telescopios o radiotelescopios, perfectamente sincronizados, aumentando así la resolución individual de los telescopios individuales y gracias al principio de superposición de las propiedades ondulatorias de la luz. La interferometría que hizo posible la primera imagen de un agujero negro fueron los radiotelescopios que componían el llamado Event Horizon Telescope: https://eventhorizontelescope.org/

[2] Aunque un agujero negro es un objeto muy denso cuya gravedad no deja escapar la luz, la materia que cae bajo el efecto de su campo gravitatorio, suele formar un disco de acreción de materia muy denso y altamente caliente (emisor de radiación), que progresivamente va siendo engullido. El primero de los agujeros negros detectados, Cygnus X-1 (1964) fue descubierto gracias a la emisión de rayos X que llegaban a la Tierra, generada por su disco de acreción, desde 6000 años luz de distancia.

[3] https://cielosestrellados.net/2017/07/23/2793/

[4] Las conferencias o congresos Solvay iniciales se celebraron en los años 1913, 1921, 1921, 1924, 1927, 1930, 1933, 1948, 1954, 1958, y algunos de estos reunieron a las mentes más brillantes del siglo XX.  Posteriormente se han venido celebrando aproximadamente cada 3 años. Este año, la 28 conferencia, se realizará en octubre.

http://www.solvayinstitutes.be/html/solvayconference.html

[5] Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, 1755.

[6] El efecto Doppler tiene que ver con el cambio de frecuencia de una onda sonora en movimiento. Aplicado en la espectroscopia, es posible conocer el desplazamiento de una fuente de luz estudiando el desplazamiento de sus líneas de absorción respecto a una fuente en reposo.

[7] http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1913LowOB…2…56S

[8] http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1918PASP…30…42S

[9] http://adsabs.harvard.edu/abs/1925Obs….48..139H

 

 

 

 

 

La galaxia de Andrómeda: mucho más que nuestra galaxia más cercana

La galaxia de Andrómeda: mucho más que nuestra galaxia más cercana

La galaxia de Andrómeda es una galaxia espiral en muchos aspectos similar a nuestra galaxia, la Vía Láctea. Pero esta galaxia es mucho más que eso.

Conocida en círculos astronómicos más habitualmente como Messier 31 (M31), es unos de nuestros vecinos cósmicos más cercanos e importantes, a tan solo unos 2,5 millones de años luz. Junto con la nuestra, es una de las galaxias dominantes en tamaño y masa del llamado «Grupo Local», en la que destaca también la galaxia del Triángulo, Messier 33, -aconsejo mi entrada sobre M33 [1] si quieres saber un poco más sobre esta-. La  cercanía y el tamaño de M31 permiten que sea un objeto capaz de ser fotografiado con una resolución asombrosa desde la Tierra [2].

No es la primera vez que escribo sobre ella, de hecho con motivo de la captura de una mis fotografías relativamente recientes (noviembre, 2015) al telescopio desde La Pobla Tornesa, me extendí en sus características principales [3], en enero de 2016.

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Andrómeda es posiblemente más grande y masiva (y con ello, con más estrellas) que nuestra galaxia, se estima que aproximadamente tiene un diámetro superior a los 200 000 años luz y unos 150 000 millones de estrellas.

Recuperando información de la entrada de mi blog, citada con anterioridad, recordamos que los conocimientos de la galaxia de Andrómeda se han ido incrementando en precisión en las últimas décadas gracias a la astronomía multiespectro, y que sigue aportándonos sorpresas, como lo fueron las variaciones en la determinación de su masa (y número de componentes estelares), así recordamos los descubrimientos relativamente recientes (en década pasada) gracias al telescopio espacial GALEX  (GALaxy Evolution eXplorer, 2003-2013)  sobre la dinámica y formación galáctica a partir de datos obtenidos en  el  espectro ultravioleta [4], que aportaron también algo más de luz sobre objetos extraños, como las estrellas subenanas calientes azules (Sdb).

Observaciones en la zona del infrarrojo del espectro con telescopios espaciales como HST (1990-actualidad) y Spitzer (2003-2009 y 2000-actualidad, en la Spitzer Warm Mission), también han aportado datos importantes sobre las zonas ricas en polvo interestelar, hidrógeno molecular y formación estelar (zonas HII), así como observaciones en las zonas próximas al núcleo galáctico.

A partir de estudios sobre la distribución de regiones HII (regiones de formación estelar), cúmulos globulares, y otros objetos identificables [5] en la galaxia, ha sido posible establecer hipótesis sobre la formación y dinámica estelar de la galaxia. Así, la elevada presencia de cúmulos globulares (más de 450), en su halo galáctico, duplicando los conocidos en la nuestra, han indicado la posible captura de componentes más pequeños del grupo local por parte de M31 a lo largo de su formación e historia.

Fotometría con el Isaac Newton Telescope (La Palma) de 2,5 metros y espectroscopia con el Gemini-Nord Telescope (Hawai) de 8 metros, de estrellas binarias eclipsantes (EBs) de las que se conocen actualmente más de 150 sistemas, han permitido establecer la distancia a la galaxia con una alta precisión [6], en unos estudios que se han depurado en más de una década, con el español Ignasi Ribas (IECC-CSIC) como Investigador Principal de los mismos.

Respecto al cálculo de la masa total de la galaxia, y en base a estudios de la última década, se cita una masa total (incluyendo materia oscura) de 1,4 x 1012 masas solares [7] en base a estudios cinemáticos de los cúmulos globulares y pequeñas galaxias satélites de la misma que se cuentan hasta en un número mayor de veinte. Sin embargo,  en cuanto al dato sobre el número de estrellas, podemos afirmar  que se encuentra en revisión, entre otros motivos por las observaciones en el ultravioleta que se han citado anteriormente y por las de Spitzer, de las que que algunos autores calculan que es posible deducir un millón de millones de estrellas, lejos de los 150 000 millones que se suelen citar.

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La constelación de Andrómeda. Ilustración de la obra «Tratado de las estrellas fijas»  atribuido al Sûfi (Irán, 1090). Crédito: Yale University Press

 

Como podemos ver, a pesar de ser una de las galaxias más cercanas y por tanto brillantes -es posible localizarla a simple vista en una noche oscura y existen referencias de su detección antes del año 1000 de nuestra era [8]- su observación cada vez más detallada gracias a los avances de las técnicas de la astrofísica moderna, han puesto al descubierto nuestra incertidumbre sobre algunos parámetros básicos de su caracterización galáctica, en parte debida a su orientación hacía nosotros.

Recordemos que la determinación de su distancia ha sido uno de los grandes hitos de la astronomía moderna del pasado siglo XX. Nos encontramos ante uno de los objetos que han marcado la cosmología moderna, pues a partir de la primera estimación de su distancia por E. Hubble, empezamos a conocer la verdadera estructura y dimensiones del universo.

El estudio de estrellas novas por parte de H. Curtis a partir de 1917, motivó el llamado «Gran Debate» sobre las distancias y naturalezas de las llamadas entonces «nebulosas espirales». Curtis había llegado a la conclusión por la comparativa de la luminosidades del estudio de novas en la galaxia, que M31 debía estar a unos 500 000 años luz de distancia de nuestra Vía Láctea, y que constituía por sí misma un «universo isla» como nuestra galaxia, en un universo donde existían muchas más.

Algunos estudios previos, utilizando otros métodos ya habían devuelto resultados significativos en cuanto a sus distancias, como el de E. Opik en 1922 [9]. Pero el estudio de las estrellas variables cefeidas  (H. Leavitt, 1912) para medir distancias, fue el método utilizado adecuado para calcular la distancia a la galaxia de Andrómeda utilizado por E. Hubble (Mount Wilson, 1924) con tesón y fortuna. Entre 1922 y 1923 buscó estrellas cefeidas en M31 y galaxias cercanas, y su cálculo en la distancia a M31 -estimado una distancia no inferior a 800 000 años luz- desencadenó una verdadera revolución en la visión del universo [10]. Este dato, junto con la posible naturaleza mayormente estelar del objeto, ya conocida desde la obtención de los primeros espectros de M31 (W. Huggins, 1864) [11], parecían pruebas irrefutables para cerrar el mencionado «gran debate», por parte de Hubble, cuyos resultados publicó el 1 de enero de 1925 en el encuentro de la American Astronomical Society, si  bien ya se había permitido la publicación el 23 de noviembre de 1924 en The New York Times de sus resultados preliminares.

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La estrella variable Cefeida V1 M31 marcada (var!) en la placa original por E. Hubble. Esta estrella cambió la cosmología moderna. La estrella varía  entre las magnitudes 18,2 y 19,5 en 31 días. Fuente: AAVSO

 

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La misma estrella variable captada por un telescopio de aficionado. Carlos Segarra, con un reflector de 20 centímetros captó con una cámara CCD (Atik16) y 25 tomas de 4 minutos de exposición, en la magnitud 19. Los aficionados tienen medios más potentes que los profesionales más punteros de hace un siglo.

 

En 1929, Hubble volvería nuevamente a la primera línea de los descubrimientos al demostrar la expansión del universo y su ley de recesión de las galaxias.

El estudio de la distancia a la galaxia de Andrómeda había abierto un universo insospechado y desconocido que nos sigue dando sorpresas. Para concluir esta larga entrada, mencionar el reciente estudio sobre los movimientos de las estrellas de la parte del halo, que parecen inducir en simulaciones numéricas que la galaxia es en realidad el resultado reciente de la interacción de dos galaxias hace solamente entre 2000 y 3000 millones de años, según investigadores franceses (Observatorio de Paris) liderados por F. Hammer et Al. [12]. Esta simulación, que ha requerido de importante potencia de cálculo, confirma lo que observaciones precedentes en las últimas décadas ya habían empezado a poner de manifiesto aunque no con la citada rotundidad del poder de la simulación, como la presencia de dos cuerpos compactos en el núcleo galáctico, la extensión del disco de la galaxia, o la posible interacción con otras galaxias en el pasado, pero de mucha menor envergadura [13].

Uno de nuestros vecinos galácticos más cercanos, nos sigue deparando muchas sorpresas, acertijos necesarios para comprender más sobre la formación y la evolución de las galaxias, los verdaderos ladrillos que conforman nuestro universo observable. La cosmología es sin duda la mayor lección de humildad para el intelecto humano.

Referencias del texto:

[1] https://cielosestrellados.net/2016/12/17/una-galaxia-como-posiblemente-nunca-antes-la-habias-visto/

[2] http://www.spacetelescope.org/images/heic1502a/zoomable/

[3] https://cielosestrellados.net/2016/01/09/la-historia-de-dos-fotografias-y-de-una-galaxia-muy-muy-cercana/

[4] http://www.galex.caltech.edu/researcher/publications.html

[5] http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AJ….110.2715M

[6] https://arxiv.org/abs/astro-ph/0511045v1

[7] https://arxiv.org/abs/1002.4565

[8] https://web.archive.org/web/20101127201449/http://seds.org/messier/xtra/Bios/alsufi.html

[9] http://adsabs.harvard.edu/abs/1922ApJ….55..406O

[10] http://adsabs.harvard.edu/abs/1925Obs….48..139H

[11] http://www.jstor.org/stable/108925?origin=ads

[12] https://academic.oup.com/mnras/article/475/2/2754/4839413?searchresult=1

[13] https://www.cfa.harvard.edu/news/2006-28

El Quinteto de Stephan y el otoño que se acerca

El Quinteto de Stephan: el otoño que se acerca

Las noches de otoño ya están muy cercanas. La constelación del Cisne, que ha dominado las noches de verano, cruza el meridiano nada más anochecer, para acercarse al horizonte oeste. Es hora de pensar en tomar tierra de sus largos vuelos sobre la Vía Láctea.

Por el horizonte Este emerge el cielo de otoño, que viene dominado por una ausencia de estrellas especialmente brillantes, e incluso por un marcado vacío formado por el asterismo que componen el llamado «gran cuadrado de Pegaso», que configura el cuerpo de la constelación que representa (boca abajo, recordemos que la estrella Enif significa “la nariz”) el mítico caballo alado.

Nada más mencionar la constelación de Pegaso se nos viene a la cabeza la constelación de Andrómeda y con ella la gran galaxia Messier 31 y la cercana a esta, Messier 33, ambas motivo de entradas pasadas en [1] y en [2].

Pero no sería justo que en esta ocasión no nos dejáramos llevar por nuestros instrumentos amateurs un poco más lejos, también en el reino de las galaxias, pero más allá de los 200 millones de años luz, mucho más lejos de nuestro universo local.

En la imagen presentada en esta entrada, dominada por una preciosa galaxia espiral en la parte inferior de la misma, vemos un pequeño agrupamiento de lejanas galaxias. Este grupo denominado «de tipo compacto» e identificado por E. Stephan –principalmente dedicado a la búsqueda de nebulosas débiles desde el observatorio de Marsella en 1877- , no es producto de la perspectiva espacial desde la Tierra, no al menos en 4 de los 5 componentes del grupo.

Imagen tomada desde el OPT por German Peris y Maite Sánchez

 

De hecho NGC7318A (galaxia de tipo E2 peculiar) y NGC7318B (galaxia de tipo SBsbc peculiar) son dos galaxias que están actualmente en interacción. Por otra parte NGC7317 es la galaxia pequeña y elíptica más separada del grupo (galaxia de tipo E2). Finalmente, la galaxia NGC7319 (tipo SBsbc peculiar) es la galaxia próxima a la pareja en clara interacción con ellas, y la que domina en brillo el conjunto. Sin embargo la galaxia NGC7320 se encuentra mucho más cercana y en realidad no forma parte del grupo, al que seguimos denominando de forma popular «Quinteto de Stephan», pero que más correctamente se denominan Hickson Compact Group 92 (HGC92) y excluiría a la galaxia de primer plano.

Detalle con el telescopio espacial Hubble (NASA)

A compact group of galaxies about 280 million light years from Earth.
Detalle con el telescopio espacial Chandra (NASA). En rayos X podemos apreciar las emisiones más energéticas, por desgracia con menos resolución que en visible

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 Visible y rayos X combinado. Crédito: NASA

¿Cómo sabemos las distancias con exactitud a cada uno de los componentes del grupo?

Evidentemente, los componentes en interacción se encuentran a la misma distancia. Para el cálculo de las distancias a las galaxias, existen varios métodos. El más apreciado es encontrar una supernova de tipo Ia que constituyen por si mismas un método muy eficaz de determinación de distancias lejanas, pues conocemos bastante bien la curva de luz de este tipo de supernovas. La otra forma, con más error que el método de las supernovas, es medir el desplazamiento al rojo de su espectro –el redshift z–, a grandes distancias el desplazamiento al rojo cosmológico (debido a la expansión del universo, descubierta por E. Hubble) es mucho mayor que su desplazamiento al rojo (o al azul si se acerca) por causas cinéticas.

Históricamente nos solemos referir a este pequeño (aparentemente) grupo de galaxias, como el primer grupo de tipo compacto descubierto.

¿Qué interés primario tiene para la cosmología el estudio de los grupos compactos de galaxias?

En la cosmología moderna es importante el estudio de la evolución de las galaxias, y los grupos compactos nos ofrecen información de cómo evolucionan las galaxias en interacción cercana.

Esta interacción se muestra con importantes emisiones energéticas, especialmente llamativas en las imágenes en rayos X [3]. Aunque grupos compactos –de hasta 10 miembros- se han identificado cerca de un centenar, lo cierto es que solo se detectan de momento hasta una distancia de unos mil millones de años luz.

Desconocemos la forma exacta de su evolución. Así, por ejemplo, si su destino es la fusión formando una galaxia elíptica gigante, sería interesante la detección de grupos compactos más lejanos, y por tanto más tempranos (mirar lejos es mirar al pasado), con la finalidad de marcar una línea evolutiva de formación e interacción.

 

Referencias del texto:

[1] https://cielosestrellados.net/2016/01/09/la-historia-de-dos-fotografias-y-de-una-galaxia-muy-muy-cercana/

[2] https://cielosestrellados.net/2016/12/17/una-galaxia-como-posiblemente-nunca-antes-la-habias-visto/

[3] http://chandra.harvard.edu/photo/2003/stephan/

 

El año en el que el universo se empezó a encoger

El año en el que el universo se empezó a encoger

 

La teoría del Big Bang es el marco científico que mejor explica el universo que conocemos. Desde que se confirmó la existencia de otras galaxias (Gran Debate, 1920) a partir del cálculo de distancias a las más cercanas y la expansión del universo, por parte de E. Hubble, la teoría del Big Bang solo recibió comprobaciones empíricas que predecían el modelo de forma adecuada y ninguna refutación. Aunque siguen sin responderse determinadas particularidades, todas las ramas de la astronomía implicadas, desde la física de partículas hasta la cosmología, están bastante de acuerdo en que es la mejor teoría de la que disponemos para explicar lo que observamos: el propio universo.

Sin embargo, este universo enorme para la escala habitual humana, que hoy calculamos en unos 90 000 millones de años luz de diámetro, empezó a quedarse pequeño antes del cálculo de distancias a las galaxias más cercanas.

Porque, si las galaxias son los ladrillos del universo, las estrellas que las componen son la argamasa, y también la unidad que empleamos de referencia y de medida.

Durante milenios, pensamos que la Tierra se situaba inmóvil en el centro del universo, y el Sol, la Luna y los cinco planetas que veíamos a simple vista giraban a nuestro alrededor. Las estrellas se situaban más allá, en una última esfera indefinida en distancia, y hacían lo mismo que el resto de astros, girar alrededor de nuestro planeta.

Con el cambio de concepción copernicano, el Sol se sitúo en el centro del universo, y la Tierra junto con los planetas y las estrellas pasaron a girar entorno a nuestra estrella.

Pero las preguntas sobre qué eran las estrellas, cuántas había y lo lejos que se encontraban tuvieron que esperar varios siglos. Solo respondiendo a estas preguntas llegaríamos a las respuestas que a principios del siglo XX empezaron a explicar el universo.

El movimiento de la Tierra alrededor del Sol no había dado como resultado la observación de un pequeño movimiento de las estrellas que pudiera delatar que había estrellas más próximas respecto a otras estrellas que estuvieran más lejanas. Este fenómeno de perspectiva se conoce como paralaje. De hecho, este argumento se esgrimió en contra de la teoría heliocéntrica; la falta de observación de paralaje en estrellas cercanas (respecto a las más lejanas) era una de las pruebas que confirmaban que la Tierra no se movía alrededor del Sol.

Pero lo que ocurría en realidad es que las estrellas, incluidas las más cercanas, estaban tan lejos de nuestra estrella que los ángulos de desplazamiento de paralaje como consecuencia de la órbita de la Tierra alrededor del Sol eran inobservables por su pequeñez. Ni la invención del telescopio ni su uso para mirar las estrellas (Galileo, 1610) nos revelaba esos pequeños movimientos.

Con la ley de la gravitación universal de Newton, las leyes del movimiento planetario de Kepler y el estudio de las órbitas de los planetas y los cometas, junto con la mejora de los telescopios, la mecánica celeste vivió una época de esplendor. Halley convenció a su amigo Newton de la publicación de los Principia, pero, a partir del estudio de los registros del paso de un cometa en 1531, 1607 y 1682, concluyó que se trataba del mismo astro y calculó que volvería en 1757. En realidad, volvió en 1758, pero fue un triunfo del mundo mecanicista y lanzó a los astrónomos-matemáticos a calcular órbitas de los cometas, que esporádicamente se veían en el cielo.

F.W. Bessel era uno de ellos, pero, afortunadamente y por sugerencia de Olbers, empezó a trabajar en la posición detallada de unas 3000 estrellas estudiadas por J. Bradley, quien había descubierto la aberración de la luz estelar, y también el movimiento de nutación del eje de la Tierra, aunque por ello sea menos conocido.

El acceso a posiciones estelares medidas con mucha precisión provocó que Bessel destacara el movimiento propio de unas pocas estrellas respecto al resto, lo que podía implicar que, si éramos capaces de detectar esas pequeñas variaciones en su posición, es posible que su ubicación en el universo fuera de las más cercanas a nosotros.

Eligió una estrella de la constelación del Cisne, 61 Cygni [1], y esta elección era previsible. La estrella se puede observar a simple vista (cerca del límite visual) en la citada constelación boreal, y su movimiento propio respecto a sus estrellas vecinas ya había sido señalado por Piazzi en 1792 al comparar sus observaciones con las observaciones de varias décadas anteriores por parte de James Bradley (1753), observaciones que el propio Piazzi repetiría durante varios años y publicaría en 1802 [2].

Cabe destacar que, al telescopio de aficionado, la estrella se muestra como una estrella doble (binaria física) compuesta por dos estrellas rojas de tipos espectrales [3] K5 y K7 y de brillos aparentes +5,2 y +6,0, respectivamente, separadas por unos cómodos 29 segundos de arco, por lo que es posible resolverla con cualquier instrumento óptico de astrónomo aficionado. Las separaciones reales de este par de estrellas son de entre 45 y 125 unidades astronómicas entre ellas.

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61 del Cisne. Imagen tomada por el autor con un telescopio de 20 cm de diámetro

 

La estrella 61 del Cisne estaba en el punto de mira de varios astrónomos contemporáneos en la segunda década del siglo XIX (Arago o Mathieu, entre otros) con la finalidad de intentar determinar su ángulo de paralaje, pero solo gracias a la invención del heliómetro [4] de Fraunhofer (1820), se disponía de la suficiente precisión de medición micrométrica para estudiar con detalle el movimiento de la estrella, medidas que realizó Bessel [5] en 1837 y 1938.

Durante año y medio, siguió midiendo su posición mediante un micrómetro dispuesto en el ocular de su telescopio. En 1838, hizo público el ángulo de paralaje de esta estrella, 0,314 segundos de arco, que se correspondía con unas 657 000 veces la distancia de la Tierra al Sol, lo que vienen a ser unos 10,3 años luz de distancia. El error cometido por Bessel fue de casi el 10 %. Hoy conocemos que su distancia real es de 11,4 años luz, pero este dato de error es anecdótico; el ser humano había conseguido medir lo inmedible hasta entonces: la primera distancia a una estrella del firmamento.

Bessel tendría muchos otros éxitos en la astronomía y en las matemáticas, pero aquel año en el que fue la primera persona capaz de calcular la distancia a una estrella, el universo se encogió para toda la humanidad, aunque cerca de un siglo después descubriéramos de forma casi irrefutable que se estaba expandiendo.

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Mapa de la constelación del Cisne. Es posible localizar 61 Cyg cerca de Tau y Sigma Cyg . Crédito: Sky & Telescope

 

En una noche de verano como esta, no te pierdas salir a cielo abierto con una carta celeste de la constelación del Cisne, localizar a simple vista la estrella (si el cielo es bastante oscuro) y observar su naturaleza como estrella doble de componentes rojizas al telescopio, y después, pensar que esas dos estrellas —a 11 años luz de nuestra estrella— encogieron el universo hace casi 200 años.

[1] http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+201091&jsessionid=856DDB382546441AFD424EF92FDE57D3

[2] http://adsabs.harvard.edu/full/1990JHA….21..275F

[3] http://astro.unl.edu/naap/hr/hr_background1.HTML

[4] https://archive.org/stream/encyclopaediabrit13chisrich#page/224/mode/2up

[5] http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1838AN…..16…65B