RW Aur A es una estrella situada a 450 años luz de la Tierra. Es una estrella que se ha estudiado desde la década de los años 1.930. Una estrella que cambia su luz óptica con el tiempo. Y en los últimos años, los científicos han observado que esta variabilidad ha aumentado, con la estrella oscureciéndose más y por períodos de tiempo más largos.
Chandra
La ilustración muestra la destrucción de un planeta joven que los científicos del Chandra han analizado con el Observatorio de Rayos X Chandra. Un descubrimiento que da una idea de los procesos que afectan la supervivencia de los planetas jóvenes.
Los datos del Chandra sugieren que el evento de atenuación más reciente en RW Aur A fue causado por la colisión de dos planetas en formación...
Chandra
Los rayos X analizados provienen de la atmósfera exterior caliente de la estrella, los cambios en el espectro de rayos x sobre diferentes medidas se usaron para sondear la densidad y la composición del material absorbente alrededor de la estrella.
Chandra
Los investigadores han llegado a la conclusión de que un exceso de hierro encontrado, se creó cuando los dos planetas colisionaron. Si uno o ambos cuerpos planetarios están compuestos en parte por hierro, su aplastamiento podría liberar una gran cantidad de hierro en el disco de la estrella, y oscurecer temporalmente su luz a medida que el material cae en la estrella.
Hay que tener en cuenta que los rayos X no se reflejan en los espejos de la misma manera que la luz visible. Al tener una energía muy alta, los fotones de rayos X penetran en el espejo de la misma manera que las balas chocan contra un muro. Del mismo modo, al igual que las balas rebotan cuando chocan contra el muro, los rayos X rebotan en los espejos. Por ello, los telescopios de rayos X son muy diferentes a los normales. Estos espejos se alinean con una precisión milimétrica ya que los rayos X entran casi en paralelo, de ahí que se parezcan más a un barril.
Chandra
El primer telescopio de rayos X se hizo bajo la supervisión de Riccardo Giacconi, y voló en un pequeño cohete en 1.963. Tenía casi el mismo diámetro y longitud que el telescopio óptico que usó Galileo en 1.610.
Chandra - Primer telescopio de Rayos X
Para aumentar el área total de reflexión del telescopio se construyen grandes espejos curvados que se anidan unos dentro de otros. Los espejos enfocan los fotones de rayos X en detectores de última generación, que registran la dirección y la energía de los fotones. Como la atmósfera de la Tierra absorbe los rayos X, los observatorios de rayos X deben de colocarse muy por encima de la superficie de la Tierra. Pero hay que tener cuidado, porque los telescopios que se lanzan al espacio deben de resistir tanto el lanzamiento del cohete hasta su puesta en órbita, y poder operar en el hostil ambiente del espacio.
NASA - UHURU
UHURU fue lanzado a principio de la década de los años 1.970. Estaba equipado con una instrumentación muy simple, que consistía en un detector muy sensible de rayos X similar a un contador Geiger, conectado a un tubo de observación para localizar su fuente. Sin embargo realizó sorprendentes descubrimientos. Consiguió detectar la evidencia de agujeros negros, estrellas de neutrones superdensas que extraían materia de las estrellas compañeras, y vastas regiones de gas caliente en sistemas gigantescos que contenían miles de galaxias.
NASA - Detector Rayos X UHURU
Cuando se lanzó al espacio la estación espacial SKYLABen los años setenta, incluía un telescopio de rayos X de enfoque. El telescopio utilizaba dos pares de espejos concéntricos para captar las imágenes de rayos X del Sol.
NASA
Años más tarde, en el año 1.978 se lanzó el Observatorio Einstein. Fue el primer gran telescopio de rayos X con espejos. Captó las primeras imágenes de rayos X de ondas de choque de estrellas que habían explotado, e imágenes de gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. También localizó mas de 7.000 fuentes de rayos X, y generó una nueva forma de estudiar la misteriosa materia oscura.
NASA - Einstein RayX
El satélite ROSAT (Roentge) llevó un telescopio de rayos X un poco más grande en 1.990. Amplió el número de fuentes conocidas de rayos X a más de 60.000, y demostró ser muy valioso para el estudio del gas presente en las atmósferas superiores de muchas estrellas.
NASA - ROSAT
El observatorio ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics) lanzado en 1.993, fue diseñado para estudiar la distribución detallada de rayos X con energía. Proporcionó información sobre los elementos que componen el gas emisor de rayos X calientes.
NASA - ASCA
Otro satélite curioso fue elRXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) en 1.995. El RXTE no tenía espejos de rayos X de enfoque, pero tenía la capacidad de estudiar la rápida variabilidad del tiempo en la emisión de rayos X cósmicos, fuentes en una amplia gamas de energías de rayos X, y se esperaba que nos ayudara a comprender las estrellas de neutrones y obtener más información sobre los agujeros negros.
NASA - RXTE
En abril de 1.996 fue lanzado desde Cabo Cañaveral "BeppoSAX", un programa de la Agencia Espacial Italiana con la Holandesa. Fue la primera misión de rayos X con una carga útil científica que abarcaba más de tres décadas de energía. Demostró ser útil para fuentes de imágenes de rayos X asociadas con ráfagas de rayos gamma, determinando sus posiciones con una precisión sin precedentes, y monitoreando el resplandor de rayos X. Una misión que finalizó con la caída al Océano Pacífico en 2.003.
ASDC - BeppoSax
La misión de espectroscopía de rayos X de alto rendimiento XMM fue un observatorio de astrofísica de rayos X de la ESA que se lanzó en diciembre de 1.999. Con una vida útil de 10 años, ha permitido realizar observaciones sensibles de espectroscopía de rayos X de una gran variedad de fuentes cósmicas.
ESA - Telescopio Espacial XMM Newton
Y por último, el Observatorio de Rayos X de la NASA, CHANDRA, que se lanzó al espacio el 23 de julio de 1.999. Es un telescopio que tiene cuatro conjuntos de espejos anidados.
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Puede detectar fuentes a más del doble de distancia y producir imágenes con cinco veces más detalles. La superficie del espejo esta cubierta de iridio,un material reflectante más brillante que el oro. Fuente: Chandra
En astronomía, los rayos X nos muestran cosas que a luz visible seríamos incapaces de ver...
Chandra
La radiación electromagnética viaja en ondas, y la energía de la radiación depende de la distancia entre las crestas de las ondas o longitud de onda. Cuanto menor es la longitud de onda, mayor es la energía de la radiación. Los rayos gamma tienen longitudes de onda del tamaño del núcleo de un átomo, por lo que tienen mucha energía.
famousinventors
Los rayos X fueron descubiertos por el físico alemán Wilhelm Roentgen en 1.895. Una misteriosa radiación que tiene la capacidad de atravesar muchos materiales que absorben la luz visible. De hecho, los rayos X tienen la capacidad de eliminar electrones de los átomos.
Chandra
La materia está en movimiento. Si pudiéramos verla hasta el nivel atómico, observamos átomos y moléculas que están vibrando cientos de billones de veces por segundo y que se chocan entre sí, mientras que los electrones crecían a una velocidad de alrededor de un millón de km por hora. Cuando las partículas cargadas colisionan, o tienen cambios repentinos en su movimiento, producen haces de energía llamados fotones que se alejan del choque a la velocidad de la luz. Es más, son luz o mejor dicho, radiación electromagnética. Como los electrones son la partícula cargada más ligera conocida, son los más inquietos, por lo que son los responsables de la mayoría de los fotones producidos en el Universo.
Chandra
Como sabemos, la luz puede tomar muchas formas, ondas de radio, microondas, infrarrojos, visibles, ultravioleta, rayos X y radiación gamma. La energía del fotón indica que tipo de luz es. Las energías de los fotones de rayos X varían de cientos de miles de veces más altas que las de los fotones ópticos.
Chandra
La velocidad de las partículas cuando colisionan establece un límite en la energía del fotón. La velocidad también es una medida de la temperatura...
Chandra
Las temperaturas muy bajas producen fotones de radio y microondas de baja energía, mientras que los cuerpos fríos producen radiación infrarroja. Las temperaturas muy altas producen rayos X.
Chandra
Los fotones en si también pueden colisionar con electrones. Si los electrones tienen más energía que los fotones, la colisión puede aumentar la energía de los fotones. De esta manera, los fotones pueden cambiarse de fotones de baja energía a fotones de alta energía. Es un proceso llamado dispersión de Compton, muy importante en los agujeros negros, donde la materia es muy densa y se ha calentado a muchos millones de grados.
Chandra
Los fotones recogidos en el espacio por los telescopios de rayos X revelan los puntos calientes del Universo, regiones donde las partículas se han energizado o elevado a altas temperaturas mediante gigantescas explosiones o intensos campos gravitacionales. Condiciones que existen en una asombrosa variedad de lugares, que van desde los vastos espacios entre las galaxias, a estrellas de neutrones, agujeros negros...
Chandra Cluster Perseus (Rayos X)
Cuando un electrón libre se acelera por el campo magnético de un protón o un átomo cargado, los fotones emitidos pueden tener un amplio rango de energías que depende de la velocidad con la que se mueven los electrones, y de cuánto se aceleren. La distribución de las energías de los fotones debido a este proceso se llama espectro contínua, en forma de curva. Por el contrario, si el electrón está en órbita alrededor del núcleo de un átomo neutro o cargado (ión), el espectro es una serie de picos o líneas. Esto sucede porque las órbitas de los electrones en un átomo están reguladas por las reglas de la teoría cuántica. Estas órbitas, o mejor dicho estados de energía, están separadas por una cantidad específica de energía, del mismo modo que las escaleras están separadas por una determinada altura. Del mismo modo que no puede moverse a una posición entre escalones, un electrón en un átomo no puede moverse a una posición entre estados de energía. Los átomos para cada elemento, como el oxígeno, carbono, etc., tienen sus propios conjuntos únicos de estados de energía.
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En su estado normal, los electrones que se encuentran en los átomos están en su estado de energía más bajo. Pero si el átomo se ha excitado por una colisión con un electrón libre, otro átomo o un fotón, el nivel de energía más bajo estará desocupado. Uno de los electrones en órbita saltará rápidamente de nivel, liberando energía en forma de un fotón. Estos fotones dan lugar a una línea de emisión en el espectro. Un gas caliente compuesto de muchos átomos emitirá un espectro compuesto de muchas líneas de emisión debido a los diversos elementos que están presentes en el gas.
Chandra
También puede ocurrir el proceso opuesto. Si una corriente de fotones encuentra un gas, los fotones cuya energía corresponde a los niveles de energía en un átomo serán absorbidos por el átomo. Los estudios de las energías de los fotones emitidos o absorbidos por un átomo de un elemento en particular, dan un modelo para los estados de energía de ese átomo. Al conocer este modelo o espectro de energía, los astrónomos pueden buscarlo en la radiación de las estrellas y el gas, por lo que se puede determinar la cantidad de cada elemento presente. De esta forma, los científicos han determinado que las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno, con una mezcla de helio trazas de elementos más pesados como el carbono, nitrógeno, oxígeno, etc.
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La fluorescencia de rayos X de los átomos ocurre cuando una partícula de alta energía o rayos X, golpea un electrón libre desde el nivel de energía más interno de un átomo, creando un átomo inestable. Un electrón desde un nivel de energía externo inmediatamente sata a un estado de energía más bajo, con la emisión de un rayo X con una energía distinta específica del átomo. Esto sucede alrededor de los agujeros negros cuando los rayos X de alta energía producidos por el gas caliente muy cerca del agujero negro colisionan con los átomos de hierro en el gas más frío y el polvo en las cercanías.
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Los fotones de rayos X también pueden crearse bajo diferentes condiciones. Cuando los científicos estaban investigando con los aceleradores de partículas, descubrieron que los electrones pueden producir fotones sin colisionar. Y esto fue posible porque el campo magnético en los aceleradores de partículas producía que los electrones se movieran en grandes espirales alrededor de las líneas de fuerza del campo magnético. A este proceso se le llama radiación de sincrotón. En el Cosmos, las partículas como los electrones se pueden acelerar a altas energías, cerca de la velocidad de la luz, mediante campos eléctricos y magnéticos. Estas partículas de alta energía pueden producir fotones se sincrotón con longitudes de onda que van desde la radio hasta las energías de rayos X.
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La radiación de sincrotón de fuentes cósmicas tiene un espectro único con fotones con energía. La radiación disminuye con la energía con menos rapidez que el espectro de radiación de un gas caliente. Cuando se observa radiación de sincrotón en los remanentes de una Supernova, chorros cósmicos u otras fuentes de energía, nos revela información sobre los electrones de alta energía y los campos magnéticos que están presentes.
¿Cuántos Planetas del tamaño de la Tierra están en nuestra Galaxia?
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La misión del Telescopio Kepler es detectar planetas similares a la Tierra, que sean rocosos y de un tamaño parecido alrededor de otras estrellas.
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En junio de 2.017 había 4.034 candidatos planetarios conocidos, de los cuales habían sido confirmados como planetas 2.335. Los puntos azules muestran los candidatos planetarios de catálogos anteriores, y los puntos amarillos los nuevos. Día a día se encuentran nuevos candidatos...
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La búsqueda se realiza en la zona habitable de las estrellas, donde el agua liquida podría acumularse en la superficie de un planeta. La zona verde representa una estimación optimista de la zona habitable, y la zona verde mas brillante es una estimación mas conservadora. Los candidatos se trazan en función de la temperatura de a superficie de sus estrellas y de la cantidad de energía que recibe el planeta de su estrella anfitriona.Los círculos amarillos son los nuevos candidatos, y los azules los que ya han sido confirmados como planetas.
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Los planetas más pequeños de hasta cuatro veces el tamaño de la Tierra son más comunes que los planetas grandes...
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Los planetas nacen de remolinos de discos de gas y polvo llamados discos protoplanetarios. Y pueden generar planetas gigantes como Júpiter, o bien planetas mas pequeños de un tamaño entre la Tierra y Neptuno.
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El diagrama anterior muestra como se ensamblan los planetas y se clasifican en dos clases de tamaños distintos. Primero, los núcleos rocosos de los planetas se forman a partir de piezas mas pequeñas; la gravedad de los planetas atrae hidrógeno y helio. Finalmente, los planetas se calientan por la luz de las estrellas y pierden algo de gas. En un cierto umbral de masa, los planetas retienen el gas y se convierten en mini-Neptunianos gaseosos; debajo de este umbral los planetas pierden todo su gas, y se convierten en super-Tierras rocosas.
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Kepler mide el brillo de las estrellas...
Cada vez que un planeta pasa frente a su estrella madre, se produce un pequeño pulso o latido. A partir de los repetidos tiempos, podemos detectar y verificar la existencia de planetas del tamaño de nuestra Tierra, y obtener su órbita y el tamaño del planeta.
A día de hoy...
Planetas confirmados 3.564 a 30 de noviembre de 2.017
El Grupo Locales nuestro pequeño grupo de galaxias. Lo componen un total de cuatro galaxias grandes y más de 30 pequeñas. Incluye nuestra Vía Lactea, la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes. Estas galaxias se extienden en un volumen de caso 10 millones de años luz de diámetro, centrado en algún lugar entre la Vía Láctea y la M-31.
El Grupo Local se localiza en un extremo del Supercúmulo Local, cuyo centro se sitúa en el cúmulo de Virgo, encabezado por la galaxia gigante elíptica M-87, con tanta masa que podría albergar perfectamente a toda la masa del Grupo Local y con dimensiones de unas diez veces superior a la Vía Láctea, se calcula que puede contener un billón de masas solares.
asociacionastronomica - Distribución espacial de la galaxias del Grupo Local
De las galaxias miembros del Grupo Local, la Vía Lácteay la M-31 (Galaxia de Andrómeda) son los miembros más masivos, y por tanto los dominantes. Cada una de estas dos espirales gigantes ha acumulado un sistema de galaxias satélite.
Hubble M-31 (Galaxia de Anrómeda)
- El Sistema de la Vía Láctea contiene muchas galaxias enanas diseminadas por todo el cielo, como la Gran Nube de Magallanes (LMC), la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), Canis Major Dwarf, la galaxia elíptica Sagittarius Dwarft, y las galaxias enanas en la Ursa Minor, Draco, Carina, Sextans, Sculptor, Fornax, Leo I, Leo II, Fenix y Leo A, así como unas once galaxias esferoidales enanas conocidas recientemente.
NASA - LMC Gran Nube de Magallanes
- El Sistema de la Galaxia de Andrómeda se agrupa alrededor de la Galaxia principal M-31, y contiene a laM-32 y M-110 cercanos brillantes, NGC 147, NGC 185 más débiles y lejanos, los sistemas tenues Y I, Y II, Y III y posiblemente Y IV, Y V, Y VI (enano Pegaso), Y VII (enano Cassiopea), Y VIII, Y IX e Y X, así como los esferoidales enanos Y XI, Y XII, Y X III e Y XIV. La tercera galaxia más grande, la espiral Triangulum M-33, puede o no ser una compañera de la M-31, pero probablemente tiene el LGS 3 enano como satélite. Además, la galaxia enana IC 1613, y los miembros dudosos UGCA 86 y UGCA 92.
M-110 (Apod NASA 9 septiembre 2008) - Jean Charles Cuillandre/Giovanni Anselmi
- Hay un tercer subgrupo potencial alrededor de la galaxia NGC 3109, que contiene Sextans A, Sextans B, Antlen Dwarf, y quizás Leo A (aunque puede pertenecer al subgrupo de la Vía Láctea).
NASA - Galaxia Antlia Dwarf
Sextans B - Phil Massey
- Los otros miembros, en su mayoría irregulares enanos, no pueden ser asignados a uno de estos subgrupos principales y flotan solos en el campo gravitacional de los miembros del grupo gigante. Tienden a formar una gran nube, la nube de grupo local.
Bueno, el Grupo Local no está aislado, sino que se encuentra en interacción gravitatoria e intercambio de miembros con los grupos cercanos más próximos. Como el grupo Maffei I, asociado con la IC 324 y una serie de galaxias más pequeñas (Maffei I, MAffei II Dwingeloo I y Dwingeloo II).
AatlasoftheUniverse
O el grupo Sculptor (grupo sur polar), con miembros situados alrededor del polo galáctico sur. Un grupo que se encuentra dominado por la NGC 253.
Apod NASA 3/11/16 (Dietmar Hager, Eric Benson) NGC 253
O el grupo M-81...
M-81 NASA/ESA Hubble Space Telescope
O el grupo M-83...
M-83 NASA/ESA Hubble Space Telescope
Otros grupos de galaxias más distantes como el grupo NGC 4244 y el grupo CVn I (M-64 y M-94), se encuentran demasiado remotos para haber interactuado significativamente con el Grupo Local en el pasado
Con lo que se podría formar una elíptica gigante. También hay evidencia que el cúmulo de Virgo detendrá nuestra recesión cosmológica lejos de él, acelerará al Grupo Local hacia sí mismo para que finalmente caiga y se fusione en este enorme cúmulo de galaxias.
