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El Universo es mucho mas que lo que ven nuestros ojos. Por Ing. Ricardo F. Sánchez

Coordinador de Radioastronomía de la LIADA [email protected]

Y eso se hizo muy evidente durante el siglo pasado, cuando además de los grandes telescopios ópticos clásicos de a poco vieron la luz nuevos instrumentos, desconocidos hasta ese momento: antenas parabólicas, sensores infrarrojos, ultravioletas, de rayos X y gamma. Sin lugar a dudas, la Astronomía ha progresado mas en los últimos cincuenta años que en los cincuenta siglos anteriores, y el estudio en una gama tan amplia de longitudes de onda nos ha llevado a ver un Universo mucho mas rico y complejo del que habíamos imaginado. La intención de este artículo es hablar un poco de lo que hemos aprendido con la Radioastronomía, una especialidad bastante técnica, pero considero que nadie que pretenda comprender como funciona el Universo puede ignorar su importancia y todo lo que aporta en la actualidad y desde hace mas de medio siglo. Y su esfera de acción es tan amplia -desde encontrar moléculas orgánicas en el medio interestelar hasta sondear los núcleos de galaxias remotas- que no la podemos ignorar. Para esto creo que lo mejor es hacerlo por medio de sus logros, por ejemplo durante el último año, sin tecnicismos. Las antenas de los radiotelescopios están dispersas por todo el planeta, algunas funcionan individualmente, como en el caso de la gran antena de Arecibo en Puerto Rico, de 300 metros de diámetro, o el radiotelescopio de Green Bank (GBT) de 100 metros de diámetro, otras lo hacen en pequeños arreglos, como en el caso del Very Large Array (VLA) en Nuevo México, que es un conjunto de 27 antenas de 25 metros de diámetro que se mueven sobre rieles, y que forman un interfe-rómetro que permite obtener imágenes de gran resolución, o una gran cantidad de grandes discos parabólicos combinados para formar un inmenso interferómetro, el Very Long Baseline Array (VLBA) , dispersos por todos los EE. UU. y que equivalen a un disco tan grande como un continente, y finalmente el Very Large Baseline Interferometer (VLBI) que une a los radiotelescopios de todo el mundo y que equivale a una antena del diámetro de la Tierra, que permiten resoluciones del orden de los milisegundos de arco. El NRAO (National Radio Astronomy Observatory) administra estas antenas dispersas por todo el continente americano, y resumo aquí los hallazgos que me parecieron de mayor importancia.

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Distribución de los radiotelescopios mas importantes en el continente americano

El GBT (Green Bank Telescope) Algunas antenas del Very Large Array (VLA)


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Primeros signos de un cadáver estelar: el núcleo compacto de la Supernova 1986J

El VLBA, junto con el VLA, el GBT y los telescopios Effelsberg han descubierto una nueva radiofuente en la Supernova 1986J, un remanente compacto alimentado por un agujero negro o una estrella de neutrones, y que puede convertirse en el agujero negro o estrella de neutrones mas joven que se ha descubierto. Esta supernova se encuentra en la galaxia NGC 891. A lo largo de sus vidas las estrellas se alimentan de la fusión, y la energía liberada en el proceso evita que la estrella colapse bajo su propio peso.. Las estrellas muy masivas queman todo su combustible del hidrógeno al helio, pero cuando llegan a esta etapa, la reacción absorbe en lugar de liberar energía, se produce una implosión, el núcleo colapsa y alcanza densidades enormes. Los protones y neutrones se fusionan formando neutrones y liberando neutrinos. Algunas estrellas resisten el colapso, las ondas de choque se mueven hacia el exterior liberando una envoltura y dejando una estrella de neutrones. Para estrellas demasiado masivas esta presión no es suficiente y el colapso comprime el material del núcleo formando un agujero negro. A pesar de esto no todo el material cae hacia el centro. El momento angular asegura la creación de un disco de acreción.


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Según sea la masa de los componentes del disco, una parte cae hacia el agujero negro y otra es expulsada a muy altas velocidades, formando chorros (jets) con velocidades relativistas. Si tienen suficiente energía, pueden invertir la implosión y nuevamente crear ondas de choque hacia el exterior. Viajan a decenas de miles de kilómetros por segundo y libera varias masas solares de material. La supernova resultante puede brillar mas que toda la galaxia. El VLBI puede resolver estas ondas de choque. La presencia de pulsares cerca del centro de viejos remanentes de supernova confirma la asociación entre las ondas de choque y la creación de las estrellas de neutrones. Pero hasta ahora no existía una evidencia directa de una estrella de neutrones o un agujero negro en una supernova reciente. La 1986J es la primera en ser descubierta en ondas de radio y se encuentra entre las mas brillantes y persistentes conocidas. Debido a esto es que se la ha monitoreado constantemente con distintos instrumentos, y se han tomado imágenes con el VLBI. Al principio su espectro era el de una supernova típica, pero recientemente eso cambió: apareció una componente de alta frecuencia (15-43 GHz). Una observación mas minuciosa logró identificar a la fuente dentro de la nebulosa. Como se muestra en las imágenes a 5 GHz vemos una nube distorsionada, a 8 GHz comienzan a aparecer el componente central, mientras que a 15 GHz solo vemos al componente central. ¿Qué es ese componente central?. Todo sugiere que observamos los distintos mecanismos físicos de la onda de choque en expansión asociado a una estrella de neutrones o un agujero negro creado en la supernova. Para tener una idea de magnitudes, 1986J es unas 200 veces mas intenso que el púlsar de la nebulosa del Cangrejo a 15 GHz, seguramente debido a su juventud (18 años frente a 950 años). El componente central de 1986J puede representar la primera asociación entre un agujero negro o estrella de neutrones con una supernova moderna.

Explorando los origenes de los agujeros negros y las estrellas de neutrones

Sabemos que las estrellas de neutrones y los agujeros negros son fósiles de estrellas muy masivas. Existen varios modelos teóricos sobre las propiedades de los progenitores estelares y la física involucrada en su colapso, pero la evidencia observacional que apoye a estas teorías es casi nula.


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Por lo tanto, el límite de masa por encima del cual las estrellas se transforman en agujeros negros, y bajo que condiciones éstos se forman en las supernovas energéticas son ambos tema de un continuo debate. Pero el estudio del movimiento de las binarias de rayos X en nuestra galaxia tal vez ayude a responder este tipo de preguntas. Cuando una estrella de neutrones o un agujero negro interactúa con una estrella que le cede masa se pueden medir la distancia, el movimiento propio, su velocidad radial y la velocidad espacial de la binaria en tres dimensiones. Las observaciones con el VLBA demuestran que las binarias de rayos X producen chorros compactos que se extienden unas 100 unidades astronómicas. Un equipo liderado por el astrofísico argentino Félix Mirabel hizo observaciones con el VLBA del microcuásar XTE J1118+480 en el halo galáctico que permitió determinar su movimiento propio con una precisión sin precedentes durante el año 2001. Aquellos primeros resultados impulsaron a hacer mediciones astrométricas con el VLBA, que integradas con observaciones ópticas de diversas fuentes permitan extraer las velocidades espaciales y así deducir los lugares de nacimiento y los mecanismos de formación de los objetos compactos en numerosas binarias de rayos X.

Recientemente, Mirabel encontró que LS I +61° 303 está saliendo rápidamente de su lugar de nacimiento dentro de un joven complejo de estrellas masivas. La explosión de supernova que formó al objeto compacto, de unas 2 masas solares, le dio una velocidad lineal al sistema que es comparable al de las estrellas

de neutrones solitarias o a los púlsares de milisegundos.. Los parámetros orbitales de la binaria combinados con su movimiento en el espacio implican una supernova original asimétrica. El objeto compacto se formó cuatro o cinco millones de años atrás en el cúmulo IC 1805 como una de sus estrellas mas masivas, unas 60 ó mas veces la masa solar y debe haber eyectado un 90% de la misma antes de la explosión. En el caso del primer candidato a agujero negro conocido, Cygnus X-1, se mueve con su estrellas “parientes” como todo un conjunto de estrellas masivas. La velocidad a la que se mueve indica un agujero negro de unas 10 masas solares.


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Cygnus X-1 se formó en ese mismo lugar, y la estrella original debió tener unas 40 masas solares. Conclusión: aunque estadísticamente son un número bajo, estas observaciones preliminares son consistentes con los modelos existentes para binarias masivas, en donde las estrellas de neutrones y agujeros negros de baja masa se forman en las explosiones de supernovas energéticas, mientras que los agujeros negros muy masivos se forman en las supernovas muy poco luminosas o aún en la oscuridad total. El desarrollo de las posibilidades astrométricas que brinda la interferometría en radio (VLBI) junto con los que se consiguen en otras longitudes de onda nos ayudará a comprender tanto la evolución de las estrellas antes de explotar como supernova como la física de las explosiones de supernovas en sí mismas.

El GBT descubre dos nuevas moléculas interestelares:

Propenal y Propanal.

Utilizando el radiotelescopio de Green Bank, se descubrieron dos nuevas moléculas interestelares: propenal (CH2CHCHCO) y propanal (CH3CH2CHO) hacia la nube molecular gigante en Sagitario Sgr B2(N). Se detectaron dos transiciones de los 8 átomos de la molécula de propenal y seis transiciones de las 10 moléculas de propanal. Esta última es ahora una de las mas grandes conocidas en el medio interestelar y su detección ayuda a la comprensión de los mecanismos de formación de estas grandes moléculas. Las observaciones se realizaron entre el 25 de febrero y el 17 de abril de 2004. Estas observaciones son muy importantes no solo por ser las primeras detecciones de nuevas moléculas usando el GBT, sino que también dan indicaciones acerca de su formación. La mayoría de las moléculas complejas vistas en la dirección de Sgr B2(N) se observan por interferometría en la región conocida como la Gran Nube Molecular


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de Heimat (LMH), que es una nube caliente de unos 5 segundos de arco de diámetro. Entre las moléculas encontradas allí están: ácido acético, acetona, ácido fórmico y metil cianuro.

No obstante, los aldehídos incluyendo formaldehído, acetaldehído, glicolaldehído, propinal, propenal y propanal son detectados con radiotelescopios de una sola antena o interferómetros con haces amplios, indicando su gran distribución espacial, del orden de los minutos de arco. De esta forma, debe existir un mecanismo de formación eficiente que las construya y las distribuya en su fase de gas frío. Uno de los mecanismos de formación mas simples para construir grandes nubes moleculares es el agregado de hidrógeno en forma sucesiva a una molécula, posiblemente en granos de polvo. Una secuencia de formación podría ser:

HC2CHO + 2H CH2CHCHCO + 2H CH3CH2CHO (Propinal) (Propenal) (Propanal)

Finalmente, la detección de estas dos moléculas tiene implicaciones en lo que hace a la química orgánica prebiótica. Por ejemplo, una forma de crear aminoácidos en laboratorio (síntesis de Strecker) requiere la combinación de amoníaco(NH3), cianuro de hidrógeno (HCN) y aldehídos (-CHO). De esto se deduce que estas observaciones están ayudando a la astroquímica interestelar y lleva a preguntarse si alguna parte de la química orgánica prebiótica que ocurrió en la Tierra primitiva podría haber tenido lugar en el espacio entre las estrellas.


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Estructuras térmicas y no-térmicas manejadas por el nacimiento de estrellas en el centro de nuestra galaxia

El centro de nuestra galaxia no es visible. Enormes nubes de polvo evitan que los telescopios ópticos analicen su interior, por lo que hasta hace poco ignorábamos lo que sucede allí. Las ondas de radio atraviesan ese polvo sin dificultad, así que en estos últimos años pudimos aprender mas de lo que hubiéramos imaginado tan solo veinte años atrás. Dos grandes fuentes emisoras de ondas de radio cerca del centro de la Vía Láctea se conocen desde esa época: los impactantes filamentos de emisión no-térmica y el enigmático “Lóbulo del Centro Galáctico”. Los filamentos se encuentran solamente dentro de dos grados del Centro Galáctico y miden transversalmente una fracción de parsec, mientras que su longitud es de decenas de parsecs. En cuanto al lóbulo del Centro Galáctico, consta de dos columnas dentro de aproximadamente un grado (unos 150 parsecs) en una dirección bien por fuera del plano galáctico. Dentro de la región en que se encuentran el Lóbulo y los filamentos no-térmicos hay una considerable cantidad de emisión de gas ionizado y polvo asociados con regiones de formación estelar. Para comprender mejor como están relacionados estos fenómenos es que se combinaron el poder del VLA y el GBT para sondear varios grados alrededor del Centro Galáctico. En la figura 1 se puede ver el resultado de un segmento del barrido a combinando los datos de ambos radiotelescopios a la frecuencia de 1.4 GHz.

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Figura 1: Imagen combinada del VLA y el GBT en una longitud de onda de 20 cm. Con una resolución de 30” de arco. En la parte superior se observan algunos filamentos no térmicos. Se ven también algunos remanentes de supernovas conocidas y regiones HII

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En la figura 2 vemos una porción de la imagen creada por el GBT a 5 GHz conteniendo el Lóbulo del Centro Galáctico.

Figura 2: Una imagen en 6 cm. de la región del Centro Galáctico obtenida con el GBT con una resolución de 3´ de arco. Se dibujó sobre ella el Lóbulo Galáctico Central. El plano galáctico está horizontal.

Este estudio produjo varias líneas de evidencia que sugieren que los pocos cientos de parsecs centrales de la Vía Láctea vivieron un proceso de gran formación de estrellas hace menos de diez millones de años. Por un lado, está el número de cúmulos estelares jóvenes con edades similares, de unos pocos millones de años, distribuidos en esta región. La formación de cúmulos como estos siempre se ha considerado una fuente importante de nacimiento de estrellas en las galaxias activas. Una región muy oscura en la que pueden existir mas cúmulos ocultos es el complejo Sagitario B (Sgr B). Este complejo consta de una región antigua y muy extensa de HII denominada Sgr B1 y la fuente mas joven Sgr B2 cuya emisión está dominada por regiones brillantes y compactas de HII. Sgr B2 podría ser la más espectacular región de formación estelar en toda la galaxia, conteniendo mas de 50 regiones compactas HII, muchas de las cuales son excitadas por jóvenes estrellas masivas.

Figura 3: una imagen en 20 cm. de la región del complejo Sgr B con una resolución de 2.5” x 1.7”. Sgr B2 y Sgr B1 están en el noreste y suroeste respectivamente. El plano galáctico está horizontal.


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Según el modelo mas aceptado, Sgr B es un ejemplo típico de región de formación de estrellas que tuvo lugar unos pocos millones de años atrás.. Debido a su entorno molecular masivo y denso, las regiones HII en expansión han inducido la creación de estrellas hasta el presente. La figura 3 muestra el complejo Sgr B a 1.4 GHz. La figura 4 es un diagrama esquemático de la distribución de mas de 80 filamentos. Los mas largos son casi perpendiculares al plano galáctico, y los mas cortos no tienen una dirección preferencial. No es una coincidencia que las mayores concentraciones de filamentos se encuentren en estas regiones y a solo dos grados del centro galáctico. Estas observaciones sugieren el origen de campos magnéticos que trazan el camino de los filamentos en forma local.

Mas específicamente, lotérmicas generadas en laDe hecho, las binarias focantidad de polvo encon

Figura 4: un diagrama esquemático de todos los filamentos identificados con ondas de radio.. La posición de Sgr A* está indicado con un asterisco. El fondo azul muestra la extensión de la zona

s filamentos podrían ser la emisión de partículas no- colisión de los vientos entre estrellas Wolf-Rayet y OB. rmadas entre ellas pueden ser las responsables por la trado en el Lóbulo.


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Otra especulación sobre el origen de los filamentos es que son el resultado de la frenética presencia de agujeros negros formados en cúmulos estelares jóvenes y masivos. Este trabajo además puede ayudar a encontrar una conexión entre los fenómenos tipo Wolf-Rayet encontrados y el material que cae en el agujero negro central de la Vía Láctea (Sgr A*), los cúmulos estelares jóvenes, los filamentos no-térmicos y el Lóbulo Galáctico Central. Futuros estudios de esta región puede ayudar a comprender lo que sucede en galaxias distantes e inversamente, el estudio de las galaxias distantes puede permitirnos inferir lo que ocurre en el interior de la nuestra.

Las supernovas señalan la muerte violenta de estrellas masivas

Hacen unos seis años una peculiar explosión de una supernova ultra-energética sorprendió a la comunidad astronómica. Por primera vez fue observado un pulso corto de fotones de rayos gamma de muy alta energía junto con la luz visible de una supernova, convirtiendo a la SN1998bw en el mas poderoso evento de su tipo y veinte veces mas poderosa que cualquier supernova conocida. En los años que siguieron, se propusieron una serie de hipótesis que expliquen semejante cantidad de energía. Una particularmente intrigante es la idea de que el evento sea el origen de los misteriosos pulsos de rayos gamma (GRB). Estos son los eventos mas luminosos del Universo, con energías del orden de los 1051 ergios de energía ultra-relativística. Los GRB y su origen han sido un enigma para los astrónomos desde su descubrimiento en los 60’s. Si SN1998bw fue la fuente de esos rayos gamma, entonces la supernova y los pulsos de rayos gamma tienen que estar relacionados, indicando que la muerte de una estrella masiva es el origen de los GRB. Después de seis años, se descubrió otro evento similar. El satélite INTEGRAL detecta pulsos débiles de rayos gamma el 3 de diciembre de 2003. Un equipo de radioastrónomos apunta las antenas del VLA en la dirección de los pulsos y detecta un débil brillo en ondas de radio. Comparando estos datos con observaciones ópticas tomadas con el telescopio Magallanes en Chile quedó claro que la fuente de esas ondas de radio estaban


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asociadas a una supernova cercana (SN2003lw) a una distancia de mil millones de años luz, siendo el GRB mas cercano a excepción de la SN1998bw. Esta distancia indica que la luminosidad de los rayos gamma y las emisiones de radio fueron veinte veces mas débiles que los GRB típicos. Una de la implicaciones mas imteresantes de este descubrimiento es la posible existencia de una significativa población de GRB’s a pequeñas distancias. Con el lanzamiento del satélite Swift se espera detectar muchos mas eventos de este tipo gracias a su gran sensibilidad.

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El GBT encuentra azúc

El GBT fue noticia nuevamente consimple azúcar–aldehído posible haUtilizando la antena de 100 metrosde ocho átomos de la molécula glic

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Gráfico de la energía de las explosiones cósmicas en dos dimensiones. Se muestra la energía de la emisión en rayos gamma como función de la energía en un gran ancho de banda para GRB´s bien estudiados. Los GRB´s cosmológicos tienden a agruparse en energías alrededor de los 2 x 1051 ergios indicados por el arco sombreado.

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ar: Glicolaldehído hacia Sgr B2(N)

el hallazgo de una fuente muy fría del mas cia la nube molecular gigante Sgr B2(N). de diámetro se detectaron cuatro transiciones olaldehído (CH2OHCHO).

También se determinó que existen al menos en dos regiones a temperaturas distintas, lo que implica un mecanismo de formación por colisión. Con esto mas el hallazgo de propenal y propanal se demuestra que los aldehídos están dispersos y distribuidos a lo largo de unos pocos minutos de arco hacia Sgr B2(N).

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Además se pudo determinar la temperatura estimada de la región, la cual está en el orden de los 8 K. Esta zona estaría rodeada por otra con una temperatura estimada de 50 K. ¡Un verdadero azúcar bajas calorías!.

El VLA investiga las emisiones de radio de las Enanas Marrones Los astrónomos están sospechando que existe una conexión entre las emisiones de radio en estos objetos sub-estelares y su actividad magnética, en concordancia con lo observado con la actividad magnética en las estrellas de mayor masa. Se sabe que los campos magnéticos son importantes en la producción de calentamiento atmosférico en estrellas del tipo tardío, con plasma a temperaturas desde 104 a 106 K (observando en visible, ultravioleta y rayos X), y acelerando las partículas energéticas que producen la emisión de radio no térmica. Muchos resultados recientes muestran evidencias contradictorias acerca de la supervivencia y naturaleza de la actividad magnética en enanas extremadamente frías.

La disminución de la fracción de estrellas cromosféricamente activas en tipos espectrales posteriores al M8 sugiere que la actividad magnética va desapareciendo en los objetos estelares mas fríos. Esto tiene una explicación teórica que involucra a la temperatura:

lastarcaNLaes

Tamaños relativos del Sol, enanas M, L y T y Júpiter.

atmósferas crecen y se hacen eléctricamente neutras y frías en los objetos M díos y en los primeros L, y la gran resistividad evita la formación de grandes

mpos magnéticos que implicaría un mayor calentamiento de sus atmósferas. o obstante, su magnetismo no desaparece, lo cual es un verdadero misterio. s detecciones en ondas de radio son importantes justamente porque estas trellas frías emiten una radiación llamada girosincrotrón, provocada por


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electrones que giran a muy alta velocidad alrededor de las líneas de campo magnético. Si la interpretación que hacemos del origen de la emisión de ondas de radio en estas enanas frías es la misma que en las estrellas activas, entonces el campo magnético sobrevive aún en las enanas marrones. Las observaciones en radioondas pueden indicar actividad magnética por dos caminos: el primero es observar que tan común es el campo magnético en las enanas marrones, y el segundo es explorar la naturaleza de las emisiones de radio por su polarización y espectro. En el primer caso, el VLA está monitoreando 65 enanas M, L y T a menos de 13 parsecs. En los primeros diez objetos estudiados, tres presentan emisiones de radio (dos enanas L y una T). Para el segundo caso, se observa en múltiples frecuencias y podemos explorar el mecanismo de la emisión girosincrotrón y la geometría de los campos magnéticos. Para la primera estrella analizada, la enana M9 TVLM513-46546 también se utilizó el VLA observando en longitudes de onda de 20, 6 y 3.6 cm. El pico espectral se localizó entre los 1.4 y 5 GHz, y la polarización es ligeramente circular, lo cual coincide bien con los parámetros esperados en las enanas M. Cuando se complete el análisis de todos los datos completaremos el panorama y veremos que tan bien se ajustan las distintas teorías a la realidad. Con ingenio, tecnología e imaginación el hombre ha dejado de estar limitado por sus sentidos, y poco a poco va avanzando en la comprensión del Cosmos tanto en el espacio como en el tiempo, y los ha extendido para avanzar desde lo infinitamente grande a lo infinitamente pequeño. En el camino hemos descubierto mucho, pero aún queda mucho mas por descubrir (por suerte...)


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