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LHS 1815b, un balcón a la Vía Láctea.

Antes de entrar en el tema del exoplaneta LHS 1815b, es bueno recordar algo de la estructura de La Vía Láctea (VL).

Nuestra Galaxia es una gran espiral y por lo tanto tiene una componente llamada disco. El disco de la VL no es tan simple como parece. Hay un disco delgado o fino de unos 1000 años luz (AL) de espesor. Por encima y por debajo de éste, hay otro grueso de unos 2000 AL; como un sandwich donde el disco fino es el contenido entre las capas del grueso.
La VL tiene un diámetro de unos 100 mil AL aunque hay estudios que indican que es el doble. A una distancia de 25 mil AL del centro está nuestro Sol. Como la mayoría de las estrellas, su órbita alrededor del centro Galáctico está casi por completo contenida dentro de las estructuras de disco; la inclinación de su trayectoria no lo lleva más que unos cientos de AL del plano Galáctico. Así, no salimos del sandwich de discos.

En la constelación de Pictor (el caballete del pintor) se descubrió el exoplaneta LHS 1815b a casi 100 AL de Casa. Su estrella hospedante (LHS 1815) es una débil enana roja con un brillo de solamente el 4% del Sol.
El exoplaneta tiene un tamaño similar al de la Tierra y parece que su masa es de cuatro veces la Terrestre. De ser así, eso sugiere que podría tratarse del núcleo de un planeta de mayor tamaño que perdió sus capas exteriores. Está a unos 6 millones de Km. de la estrella; por lo que su translación es de casi 4 días de los Nuestros y su temperatura llegaría a los 350°C, lo suficiente para fundir la roca.

Lo interesante es la órbita de la estrella al rededor del centro Galáctico.
Tiene un radio de 28 mil AL, algo mayor al del Sol, pero su inclinación es de 12° respecto del plano Galáctico. Eso hace que llegue a estar 6000 AL por encima (y luego por debajo) del plano Galáctico; eso es por encima del disco grueso.

Schematic of the position of LHS 1815 when it is high above the galactic plane; the angle from the center to it is about 12°, affording it a good view of the Milky Way’s heart. Credit: Phil Plait

Ilustración de la altura de LHS 1815 respecto del plano Galáctico. El ángulo con vértice en el centro Galáctico es de 12° – Crédito de: Phil Plait.

En estas posiciones de la órbita de la estrella, el exoplaneta tiene una visión privilegiada de la Galaxia, ya que desde allí no molesta la mayor parte del gas y polvo cercano al plano Galáctico.

Se piensa que el disco grueso de la VL se formó por la asimilación de otras galaxias. Luego, es posible que la estrella y su planeta no sean autóctonos de la Vía Láctea y provengan de una galaxia menor asimilada

Referencia:

Fuente:

pdp.

Nuestro lugar en la Galaxia.

La Astronomía nos ubica en el Universo.
En particular, dónde estamos dentro de nuestra Galaxia, La Vía Láctea (VL), junto con los otros objetos que comparten nuestro Sistema Solar.

La VL es una galaxia espiral barrada de tipo Sb o Sbc, es decir que tiene una estructura de barra en su centro (La forma de la Vía Láctea | pdp | https://paolera.wordpress.com/2012/12/29/la-forma-de-la-va-lctea/) (Detalles de la estructura de las galaxias espirales | pdp | https://paolera.wordpress.com/2014/11/12/detalles-de-la-estructura-de-las-galaxias-espirales/).

Tiene un diámetro de 200 mil años luz (AL) y un espesor de unos 2 mil AL. En ella hay unas 100 mil millones a 400 mil millones de estrellas, dentro de las cuales está nuestro Sol y su séquito de planetas.
Estamos a unos 20 mil AL del centro galáctico

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Ilustración: Rursus/ Wikimedia Commons.

Desde nuestra posición, hay una zona no observable detrás del centro galáctico (CG)
Hay 4 brazos principales: el brazo de Perseo, el de Carina – Sagitario, el de la Cruz – Sculptor y el de Norma. Hay estructuras entre brazos como el brazo de 3 kiloparsecs y el de Orión – Cisne, también conocido como brazo local, brazo de Orión o Puente de Orión.
El Sol se encuentra en el borde interior de esta estructura de 3500 AL de ancho y 20 mil AL de largo, encerrada entre los brazos de Sagitario y Perseo.

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Ilustración detallada de la VL donde se aprecia la órbita Solar en torno al CG –  NASA/ JPL-Caltech/ R. Hurt/ Wikimedia Commons.

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 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.

Nuestro disco Galáctico está deformado.

La morfología de nuestra Galaxia sigue dando sorpresas.
Como una gran espiral, resultó tener barras (Barras para la Vía Láctea | pdp, https://paolera.wordpress.com/2010/09/24/barras-para-la-via-lactea/). Pero además, y gracias al estudio de las variables de tipo Cefeidas, se encontró otra propiedad llamativa.

Las variables de este tipo deben su nombre a la constelación de Cefeo donde se descubrió la primera de ellas. Son muy regulares en sus variaciones por lo que están muy bien estudiadas; a tal punto, que se conoce su brillo intrínseco. Luego, midiendo su brillo aparente se puede estimar su distancia. De hecho se las busca para calcular la distancia al sistema en el cual se encuentran.

Observando Cefeidas en la Vía Láctea, se encontró que se agrupan en estructuras de diferentes edades.

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Las Cefeidas graficadas azules son las más jóvenes, le siguen las graficada en amarillo y en rojo.  La posición del Sol está señalada con el círculo amarillo. Crédito: J. Skowron / OGLE / Astronomical Observatory, University of Warsaw

Esto sugiere que se formaron en grupos para la misma época y que, luego, la rotación galáctica las diseminó.

Pero hay más.
Graficando sus posiciones, se encontró que el plano galáctico se va ensanchando hacia afuera del centro de la galaxia. Pero eso no es todo.
El disco de la Vía Láctea es bastante plano hasta las vecindades del Sol. Luego, comienza a “doblarse” en una dirección y en el lado opuesto lo hace en la dirección contraria.

Video: The Milky Way galaxy is warped!

Publicado el 5 ago. 2019

Esto puede deberse a la acción gravitatoria de las galaxias vecinas y hasta esté involucrada la materia obscura que nos rodea.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Conclusiones de la observación del agujero negro de M87

La observación del agujero negro central de M87, sirvió para mucho.
Son varios los beneficios de haber observado la sombra del agujero negro central de la galaxia M87 a unos 55 millones de años luz de casa (pdp, Primera imagen de agujero negro – El supermasivo de M87 en Virgo, https://paolera.wordpress.com/2019/04/10/primera-imagen-de-agujero-negro-el-supermasivo-de-m87-en-virgo/).

Imagen del agujero negro supermasivo en M87 – Crédito: The Event Horizon Telescope (EHT).

En primer lugar se pudo observar lo que hasta ese momento era un objeto predicho por la teoría, o sea que se confirmó su teórica existencia con la observación.

En base al estudio de las estrellas que lo orbitan se estimaba que se mas era de 6 600 000 000 de masas Solares. En base al gas que lo rodeaba (observado en Rayos X), se estimaba que su masa era de 2 400 000 000 masas Solares, cifra que luego de mejoró a 3 500 000 000 de masas Solares.
En base a la observación, el diámetro del horizonte de sucesos (diámetro dentro del cual nada se observa) es de unos 38 000 000 000 Km. Eso implica una masa de 6 500 000 000 de masas Solares.
Luego, no sólo se pudo confirmar su masa sino que, además, se demuestra que el método basado en las estrellas que orbitan un agujero negro es mejor que el basado en el gas que lo rodea.

Finalmente, se pensaba que el agujero negro de M87 estaba relacionado con un agujero de gusano; un pasaje entre distintos lugares del espacio – tiempo.
Según la misma teoría que respalda la existencia de ese tipo de pasadizos, este agujero negro no cumple con las características que debería tener para estar relacionado a un agujero de gusano. Por ejemplo, entre otras cosas, debería ser más chico de lo que se observa. Así entonces, al menos el agujero negro central de M87, no está relacionado con un agujero de gusano.

Rerefencia:

Fuente:

pdp.