Archivo mensual: noviembre 2019

Con fósiles de Eobodotria Muisca se pudo establecer cuándo evolucionaron los camarones coma.

Se descubrió los fósiles más antiguos de camarones en forma de “coma”.
Se trata de fósiles de Eobodotria Muisca, un ancestro de la familia Bodotriidae de los actuales camarones coma, llamados de es manera por su morfología similar al signo de puntuación coma.
Tienen 90 millones de años de antigüedad y se trata de los primeros fósiles que pueden ser vinculados con una familia de los actuales. Así, se puede asegurar por primera vez que estos camarones evolucionaron sobre a Tierra hace unos 100 millones de años.

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Fósil de Eobodotria muisca (Foto crédito: Javier Luque)

Hay registros anteriores de camarones en forma de coma de 160 millones de año atrás, pero pese a tener la morfología similar a los actuales, no se los puede vincular con algunas de las especies de hoy en día.

Se hallaron unos 500 fósiles en perfecto estado, de entre 6 y 8 mm de largo. Se aprecian detalles de sus piezas bucales, intestinos, pequeños pelos y ojos compuestos.
Lo curioso es que se trata de machos adultos. Se los distingue de las hembras por tener grandes antenas y apéndices de cola flexible.
Se conjetura con que esta agrupación de machos estaba en busca de hembras y por algún motivo murieron súbitamente. Luego, sus cuerpos fueron al fondo donde quedaron atrapados en material blando para luego fosilizarse.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Se observan 19 galaxias con poca materia obscura.

Cuando hallamos un objeto raro, lo colocamos en la bolsa de las cosas raras; el problema comienza cuando esa bolsa se llena.
Algo similar ocurre con las galaxias de poca materia oscura (MO).
Recordemos que esa materia es la responsable de que las galaxias no vean desmenuzarse sus partes más alejadas; esa materia mantiene a las estrellas más lejanas unidas a la galaxia. Recibe su nombre porque no es observable y sólo se la detecta gravitacionalmente. Mucho se conjetura acerca de su naturaleza (La materia obscura dinámica | pdp, https://paolera.wordpress.com/2018/07/29/la-materia-obscura-dinamica/).

La observación de galaxias lejanas, sugiere que la MO no era tan influyente en los comienzos del Universo (La materia obscura era menos influyente en la juventud del Universo | pdp, https://paolera.wordpress.com/2017/03/15/la-materia-obscura-era-menos-influyente-en-la-juventud-del-universo/).

Las galaxias enanas catalogadas como DF2 y DF4, fueron las primeras en mostrar poco o nada de MO. Al principio se dudó de las mediciones, pero luego se confirmó las sospechas de que tienen escasa MO (DF2 y DF4 serían galaxias carentes de materia obscura | pdp, https://paolera.wordpress.com/2019/10/22/df2-y-df4-serian-galaxias-carentes-de-materia-obscura-despues-de-todo/).

Pero la bolsa de las galaxias sin MO comenzó a llenarse.
Estudiando una 324 galaxias enanas, se encontraron con que 19 de ellas eran carentes de MO.

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Imagen de NGC 5477, una enana con poca materia obscura – crédito: HUBBLE/ESA & NASA

Analizando brillos y movimientos de gases y estrellas en esas galaxias, se puede estimar la masa total involucrada. Comparándola con la observable se calcula la MO.
Por ejemplo: la catalogada como AGC 213086, muestra tener una masa total de 14 mil millones de Soles. En un caso típico, solamente el 2% sería materia ordinaria (gas y estrellas), pero esta galaxia muestra que el 27% de su masa está dada por materia ordinaria.

De esas 19 galaxias, todas dentro de los 500 millones de años luz de casa, sólo 5 están cerca de otras galaxias que les pudieron arrebatar MO. El resto está lejos de otras galaxias y quizás hayan perdido MO por radiación de gran cantidad de estrellas jóvenes y por explosiones estelares.
Para algunos, estas galaxias no tienen poca MO sino mucha materia ordinaria. Tal vez, en su juventud, pudieron haber absorbido materia ordinaria de alguna vecina.
Quizás estas galaxias tuvieron un origen diferente al de la mayoría.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La mínima órbita circular estable en un agujero negro (¿cuánto puede comer un agujero negro?)

Los agujeros negros son regiones del espacio de los que no escapa ni la luz.
Recordemos que para escapar de la gravedad de un cuerpo, hace falta alcanzar la velocidad de escape. Ésta depende de la gravedad, la que depende de su masa y de la distancia al objeto.
Cuando una estrella masiva colapsa, aumenta la gravedad en su superficie porque disminuye la distancia a su centro manteniendo toda la masa debajo de la superficie. Fuera de ella, la gravedad es la misma para una determinada distancia. Luego, para escapar de la superficie de la estrella mientras colapsa, hará falta cada vez más velocidad. Estando fuera de ella, la velocidad es siempre la misma para una determinada distancia. A mayor distancia, menor gravedad y menor será la velocidad de escape.

En el colapso, se llega a un radio límite (radio de Schwarzschild) a partir del cual ni la luz escapa. Nace así una región del espacio llamada agujero negro. Como la velocidad de la luz es un límite físico, nada la supera y por lo tanto nada puede escapar de un agujero negro. La estrella (o estrella de Plank) puede seguir colapsando, pero eso no lo notaremos porque a partir del radio límite nada se observa. Por ese motivo, a ese radio también se lo llama horizonte de sucesos.

Video: La NASA distorsiona el tiempo y el espacio en un agujero negro.

La pregunta es ¿cuánto puede “comer” un agujero negro?
Nada escapa de él. Los hay de masas estelares (varias veces la masa del Sol), de masas intermedias (de cientos a millones de masas Solares) y supermasivos en el centro de las galaxias (millones a decenas de miles de millones – nuestro tiene 4 millones de masas solares – ).

Además del horizonte de sucesos, hay otro parámetro a tener en cuenta. Se trata de la mínima órbita circular estable (MOCE); o sea, la órbita circular más cercana que se puede tener en torno a un agujero negro.
Recordemos que la órbita es un caso particular de caída libre (Qué es estar en órbita | pdp, https://paolera.wordpress.com/2013/02/06/qu-es-estar-en-rbita/).
A menor distancia, necesitaremos más velocidad para estar en órbita; de lo contrario, caeremos en forma de espiral. A mayor velocidad, escaparemos de la órbita. Luego, existe una velocidad que nos permite estar en órbita estable, una caía libre que es un equilibrio entre el escape y la caída en una trayectoria curva.
Pero la mínima orbita (o las más cercana al agujero negro) implica la mayor velocidad posible, y esa es la velocidad de la luz. O sea que la MOCE es la que tiene un objeto moviéndose a la velocidad de la luz.
La MOCE tiene dos propiedades:
1 – dentro de ella nada escapa y cae en espiral al agujero negro.
2 – sobre ella, la partícula nunca escapará ya que no se puede superar la velocidad de la luz.
Luego, la MOCE determina qué está y qué no está condenado a caer en el agujero negro.
Más allá de la MOCE, las cosas aún pueden escapar. Lejos, la materia siente más la gravedad de sus vecindades que la del agujero negro y no sólo puede escapar sino que puede colapsar y formar estrellas. Es así que las galaxias no sucumben a su agujero negro central.
A medida que el agujero negro se alimenta y crece a costa del material que lo rodea, aumenta su horizonte de sucesos y su MOCE. Pero la materia que lo rodea no es infinita. Llega un momento en que ésta es menor y su alimento comienza a escasear. Cuando haya terminado con todo el material que lo rodea, sólo podrá desgarrar algo de materia de algún cuerpo que pase por su MOCE, los que no son tan abundantes. Luego, sólo le quedarán los que caigan directamente a él, los que son menos abundantes aún.
Si bien en una fusión de galaxias los agujeros negros supermasivos se unen formando colosales monstruos, nunca absorberán toda la galaxia resultante, su tamaño estará limitado. Así, si bien pueden alimentarse por siempre, no tienen toda la materia a su disposición.
Haciendo números en base a estas ideas, se estima que un agujero negro supermasivo no llega a crecer más de 270 mil millones de veces la masa del Sol.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La llamativa formación de estrellas en el cúmulo de Fénix.

Para que se formen estrellas hacen falta ciertas condiciones.
Las estrellas nacen del colapso de nubes de gas, y este gas no puede estar caliente, ya que las corrientes por convección atentan contra el colapso del gas. Bajo ciertas condiciones, un frente de onda, como los producidos por el estallido de una estrella, colabora a la compresión del material para la formación de estrellas.
Se encontró cierta relación entre la actividad de los agujeros negros supermasivos centrales y la galaxias donde están naciendo estrellas.
Cuando la actividad es moderada, se observa una moderada formación de estrellas. Cuando la actividad es mayor, también es mayor el nacimiento estelar. Incluso, se han observado nacimientos de estrellas en la dirección de los chorros de materia que salen del centro galáctico. Esto es razonable si te tiene en cuenta que a mayor cantidad de materia, también es mayor la formación de estrellas y la actividad del agujero negro central ya que tiene más “alimento”.
Pero si la actividad es sumamente vigorosa, la tasa de formación de estrellas disminuye porque se recalientan las regiones donde hay gas y éste tiende a dispersarse (Procesos reguladores de la formación estelar | pdp, https://paolera.wordpress.com/2013/05/28/procesos-reguladores-de-la-formacion-estelar/).

A 5700 años luz de casa, se encuentra el cúmulo de galaxias de Fénix.
Se trata de una de las estructuras galácticas más grandes. Está dominado por una enorme galaxia central, la que forma entre 700 y 800 estrellas al año. Nuestra galaxia produce una o dos en ese tiempo.
Y aquí está lo llamativo.
Su agujero negro central muestra una gran actividad, la que debería impedir semejante formación de estrellas.

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Composición de imágenes en Rayos X, luz visible y radio-ondas del centro del cúmulo de Fénix – crédito: Credit: X-ray: NASA/CXC/MIT/M.McDonald et al; Radio: NRAO/AUI/NSF; Optical: NASA/STScI.

Las regiones azules cercanas al centro del cúmulo, se deben a la formación de estrellas en regiones donde hay gas frío pese a la gran actividad del agujero negro central observado en radio-ondas.

Una explicación sería que el agujero negro central disminuyó su actividad en favor de la producción de estrellas y luego la retomó una vez nacidas éstas.
Pero en ese caso, ese proceso no sería muy común. De serlo, debe durar muy poco ya que no se ha observado lo mismo en otros sistemas como éste.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Discos contrarrotantes en torno al agujero negro supermasivo de NGC 1068

Los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias absorben materia de sus vecindades.
Un disco de materia los rodea y ésta cae en el agujero negro en forma de espiral. En ese proceso, autofricciona, se calienta y emite radiación.
Esa radiación, puede alejar materia del agujero negro, quitándole así material que podría absorber y colaborar con su crecimiento. Así surge la pregunta de ¿cómo crecen tan rápido estos objetos? ( Los agujeros negros de rápido crecimiento, pdp, https://paolera.wordpress.com/2018/03/20/los-agujeros-negros-de-rapido-crecimiento/).

La galaxia NGC 1068 es una espiral barrada a 45 millones de años luz (AL) de casa con un núcleo activo potenciado por su agujero negro supermasivo central (NGC 1068, la nebulosa que fue cúmulo y terminó siendo galaxia, pdp, https://paolera.wordpress.com/2015/09/23/ngc-1068-la-nebulosa-que-fue-cumulo-y-termino-siendo-galaxia/).

The spiral galaxy NGC 1068 (NASA / ESA / A. van der Hoeven)

The spiral galaxy NGC 1068 (NASA / ESA / A. van der Hoeven)

Muestra dos discos de materia contrarrotantes en torno a su agujero negro central.
El interior de 2 a 4 AL de ancho, rota en el mismo sentido que la galaxia. El, exterior de 4 a 22 AL de ancho, lo hace en sentido contrario. Estos anillos contrarrotantes podrían haberse formado por la asimilación de otra galaxia que rotaba en dirección opuesta. Este tipo de anillos son inestables y podrían acelerar la caída de materia el agujero negro central. De esta manera, se podría explicar el rápido crecimiento de este agujero negro supermasivo en el centro de esta galaxia.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Coherencia en movimientos de galaxias.

Las galaxias no están solas en el Universo.
Se agrupan en cúmulos de galaxias; la Nuestra pertenece al Gupo Local. A su vez, los cúmulos de galaxias se unen en supercúmulos de galaxias. Nuestro Grupo Local pertenece al Supercúmulo de Virgo que es un lóbulo de uno mayor conocido como Laniakea.

Las galaxias tienen un movimiento propio además de compartir el movimiento de grupo al que pertenecen. Éste, comparte el del supergrupo; recordemos que nada está quieto en el Universo.
Así es como las galaxias viajan y se afectan entre ellas gravitacionalmente; en mayor escala las más cercanas entre sí. De esta manera se encuentran en una danza donde, cada tanto, una se ve desgarrada o es asimilada por otra.

Pero se han observado galaxias muy distantes entre sí, que comparten un movimiento coherente, hasta sincrónico. La gran distancia entre ellas y la coherencia del movimiento, van más allá de la acción gravitacional mutua a distancia.

En el Universo hay estructuras a gran escala.
Se trata de materia ordinaria, mayormente Hidrógeno, y materia obscura. Forman filamentos (estructuras alargadas y delgadas), hojas (estructuras planas y delgadas) y muros (estructuras más gruesas que las hojas).
Las galaxias y cúmulos se encuentran dentro de esas estructuras. Como perlas hilvanadas en los filamentos y como adornos en una tela o pared.

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Simulación de estructuras galácticas a gran escala – crédito: ESO/Illustris Collaboration

Si bien no hay una explicación definitiva para este movimiento coherente de galaxias, todas las ideas involucran a las estructuras a gran escala.

Más aún. Ya se había detectado una llamativa alineación de los Cuasares (galaxias lejanas que aparecen como jóvenes, con agujeros negros supermasivos muy activos en su centro) en la dirección de los filamentos al que pertenecen (Llamativa alineación de los Cuasares | pdp, https://paolera.wordpress.com/2014/12/22/la-llamativa-alineacion-de-los-cuasares/).

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Ilustración de la orientación de los ejes de rotación de los Cuasares según el filamento al que pertenecen. Los filamentos son dibujados en azul, los Cuasares son indicados con puntos amarillos y la orientación de sus ejes de rotación está dada por la inclinación de un pequeño segmento. – ESO.

O sea que, las galaxias tienen su eje de rotación a lo largo de la estructura a gran escala (La orientación de las Galaxias | pdp, https://paolera.wordpress.com/2015/03/19/la-orientacion-de-las-galaxias/). Incluso las galaxias enanas tienden a linearse alrededor de las grandes, y esto se da a pequeñas escalas. En nuestra Galaxia, en Andrómeda y en Centaurus A, se observan galaxias satélites enanas que se sincronizan en un plano orbital ordenado.

Video: A whirling plane of satellite galaxies around Centaurus A

Universität Basel

Si bien no son muchos casos para armar una estadística definitiva, estos tres casos permiten pensar que pueden haber más por descubrir.
Todo esto rompe con el orden aleatorio esperado según las últimas teoría de evolución de Universo.

Referencias:

Fuentes:

pdp.

Se habría detectado un agujero negro de baja masa (cerca del límite inferior).

Los agujeros negros son regiones del espacio de donde no puede escapar la luz.
Luego, como la luz es lo más veloz concebible, nada puede escapar de un agujero negro. Nacen del colapso de una estrella masiva. Como la gravedad depende de la distancia al objeto y de su masa, fuera de la estrella la gravedad es la misma para una cierta distancia.
Pero en su superficie, la gravedad va en aumento a medida que ella colapsa. Llega un momento en que el radio toma un valor límite y la gravedad superficial es tan alta que la luz no puede escapar; nace así un agujero negro. Incluso, el objeto o estrella de Planck puede seguir colapsando y ser menor al agujero negro y no lo notaremos porque dentro de ese radio límite nada sale para ser observado.

Pero no cualquier estrella termina generando un agujero negro.
Para eso, debe tener mucha masa que le permita autogravitar lo suficiente como para que la gravedad superficial no deje escapar la luz.
Así, la teoría sugiere que la masa mínima para que se genere un agujero negro es de unas 3 veces la masa del Sol. Por debajo de esa masa, la estrella colapsa y termina como un resto evolutivo enano y frío.

La estrella catalogada como 2MASS J05215658+4359220, es más masiva que el Sol, alrededor de 3 a 4 veces (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=2MASS+J05215658%2B4359220).

The star 2MASS J05215658+4359220 (arrowed) is possibly orbiting a low-mass black hole (not arrowed, because it’s black, so you can’t see it anyway). Credit: SkyView

Imagen de 2MASS J05215658+4359220 crédito SkyView

Está en la etapa de gigante roja. Luego, está en la etapa final de su evolución. Como toda estrella de ese tipo, tiene baja temperatura superficial, cerca de 4000°C (el Sol tiene casi 6000°C) y su gran tamaño, de casi 30 veces el del Sol, la hace muy luminosa, unas 150 veces el Sol.

Pero resulta que muestra el movimiento oscilatorio de estar orbitando otro objeto con un período de 83 días. Luego, está formando así un sistema binario.
Su compañero no es observable. Como el período y amplitud depende la las masas involucradas (tercera ley de Keplerhttps://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler), y la masa de la gigante es conocida, se desprende que su compañero tiene una masa de 3,3 masas Solares.

Una estrella de esa masa debería ser observable, a menos que… se trate de un agujero negro.
De ser así, éste sería el menos masivo descubierto hasta Hoy (noviembre del 2019) y el más cercano a la masa mínima para un objeto de este tipo.

Fanciful artwork depicting a low-mass stellar black hole (lower left) and a red giant star orbiting each other. Credit: Ohio State / Jason Shults

Ilustración de la gigante roja (arriba a la derecha) y su compañero agujero negro (abajo a la izquierda) crédito de Ohio State / Jason Shults

Referencia:

Fuente:

pdp.