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✨Markarian 3 por Judy Schmidt

Jueves 19 de Julio de 2018



La astrónoma Judy Schmidt, nos presenta 2 imágenes de la galaxia de tipo temprano Seyfert, Markarian 3. En la parte superior la imagen es del Telescopio Espacial Hubble, y la imagen inferior es una composición de imágenes del Hubble con imágenes del Observatorio de rayos X Chandra. Los astrónomos han utilizado éstas observaciones para realizar un estudio del núcleo activo de ésta galaxia, que contiene un AGN energético, lo que se conoce como un agujero negro supermasivo galáctico. Un análisis preliminar del primer espectro de rayos X de alta resolución de una galaxia Seyfert 2, Markarian 3,  fue obtenido con el espectrómetro de alta velocidad de transmisión de energía a bordo del Observatorio de Rayos X Chandra. El espectro de alta energía está dominado por la reflexión de la radiación continua del núcleo galáctico activo en un medio frío, ópticamente grueso y contiene líneas fluorescentes brillantes de hierro y silicio, así como líneas débiles y mezcladas de azufre y magnesio.

La emisión de rayos X blandos se extiende espacialmente a lo largo del cono de ionización y muestra firmas discretas de emisión tras recombinación y fotoexcitación producidas en una región fotoionizada cálida. Los flujos de línea de hierro medidos indican que la emisión del plasma ionizado en colisión es casi completamente insignificante y no contribuye significativamente al presupuesto total de energía de la emisión de rayos X. Encontramos que se producen fracciones significativas de las líneas de resonancia de tipo H y He, así como las líneas L de hierro observadas, a través de la reemisión desde el medio de absorción cálida observado en las galaxias de tipo Seyfert 1. Sus propiedades espectrales de rayos X son cualitativamente consistentes con las de una galaxia Seyfert 1 típica vista en una orientación diferente y proporcionan evidencia convincente adicional de la existencia de un núcleo oscurecido de Seyfert 1 en Mrk 3.



Sin embargo, se obtuvo la espectroscopia óptica del Telescopio Espacial Hubble del interior del núcleo de Mrk 3, y se tomaron espectros en seis ubicaciones aproximadamente perpendiculares al eje de la emisión de radio. En la región situada en el costado del chorro de radio, donde se encuentran los nudos más brillantes de la línea de emisión, el campo de velocidad está muy perturbado, mostrando dos sistemas de velocidad con diferencias de 1.700 km/s. En varios lugares, las líneas divisorias forman elipsoides de velocidad casi completa, lo que implica que estamos viendo una capa de gas en expansión. Los astrónomos interpretan esto como la consecuencia de la rápida expansión de un capullo de gas caliente, conmocionado y calentado por la salida de emisión de radio, que comprime y acelera el gas ambiente. Los movimientos de gas dentro de la región de línea estrecha (NLR) de Mrk 3 están claramente dominados por la interacción entre los chorros y el medio interestelar; el NLR en sí es esencialmente una concha cilíndrica que se expande de manera supersónica.

La energía cinética total del gas de alta velocidad asociado con el chorro de radio puede estimarse como comparable a la energía total transportada por el jet durante su vida útil; esto apoya cuantitativamente la idea de que el gas NLR es acelerado por el chorro. Las salidas de radio están asociadas con al menos el 50% de las galaxias Seyfert con tamaños típicos más pequeños. Si la velocidad de avance de Mrk 3 es representativa de la población de galaxias de tipo Seyfert, estas fuentes también deben ser de corta duración y probablemente recurrentes. La evidencia de que este es el caso es proporcionada por el hecho de que la escala de tiempo de expansión derivada de NGC 1068 es comparable a la observada en Mrk 3. La luminosidad cinética del chorro de Mrk 3 es de una magnitud entre 2 y 3 veces más pequeña que la derivada para la fuente de radio del AGN ruidosos con una luminosidad de línea de emisión similar. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:  Imágenes: Judy Schmidt; Texto: The Astrophysical Journal / NASA / ESA / AURA / JPL Caltech 

Mrk 3     RA = 06:15:36.458     DEC = +71º 02' 15.24''     Mag V = 12.97     Simbad 

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✨El cúmulo abierto Collinder 261

Miércoles 18 de Julio de 2018



Usando el Very Large Telescope, un equipo internacional de astrónomos ha mostrado cómo usar la composición química de las estrellas en los cúmulos para conocer más sobre la formación de nuestra Vía Láctea. Este descubrimiento es una prueba fundamental para el desarrollo de una nueva técnica de marcado químico que descubre el nacimiento y el crecimiento de nuestra cuna galáctica. La formación y evolución de las galaxias, y en particular de la Vía Láctea, el llamado Universo Insular, en el que vivimos, es uno de los mayores acertijos de la astrofísica, de hecho todavía falta un escenario físico detallado y su comprensión requiere el esfuerzo conjunto de observaciones, teorías y simulaciones numéricas complejas. El astrónomo de ESO Gayandhi De Silva y sus colegas utilizaron el Espectrógrafo Ultravioleta y Visual Echelle (UVES) en el VLT para encontrar nuevas formas de abordar este enigma fundamental. "Hemos analizado en gran detalle la composición química de las estrellas en tres grupos estelares y hemos demostrado que cada grupo presenta un alto nivel de homogeneidad y una firma química muy distintiva", dice De Silva, quien comenzó esta investigación mientras trabajaba en el Monte Stromlo Observatorio, en Australia. "Esto allana el camino para etiquetar químicamente estrellas en nuestra galaxia en sitios de formación estelar comunes y así desentrañar la historia de la Vía Láctea", agrega. "Los cúmulos galácticos de estrellas son testigos de la historia de formación del disco galáctico" , dice Kenneth Freeman, también del Monte Stromlo y otro miembro del equipo.

"El análisis de su composición es como estudiar fósiles antiguos. ¡Estamos persiguiendo piezas de ADN galáctico!" Los cúmulos de estrellas abiertos se encuentran entre las herramientas más importantes para el estudio de la evolución estelar y galáctica. Se componen desde unas pocas decenas hasta unos miles de estrellas que están unidas por gravedad, y abarcan una amplia gama de edades. La fecha más joven data de hace unos pocos millones de años, mientras que la más antigua y más rara, puede tener edades de hasta diez mil millones de años. El bien conocido Cumulo abierto Pléyades, también llamadas las Siete Hermanas, son un grupo abierto brillante y joven. Por el contrario, Collinder 261, que fue el objetivo del actual equipo de astrónomos, se encuentra entre los más antiguos. Por lo tanto, puede proporcionar información útil sobre los primeros días de la existencia de nuestra galaxia. Los astrónomos utilizaron UVES para observar una docena de gigantes rojas en el cúmulo abierto Collinder 261, ubicado a unos 25.000 años luz del Centro Galáctico. Los gigantes son más luminosos, por lo tanto, son muy adecuados para mediciones de alta precisión. A partir de estas observaciones, se pudo determinar la abundancia de un gran conjunto de elementos químicos para cada estrella, lo que demuestra convincentemente que todas las estrellas del grupo comparten la misma firma química. "Este alto nivel de homogeneidad indica que la información química sobrevivió durante varios miles de millones de años", explica De Silva. "De este modo, todas las estrellas del cúmulo se pueden asociar a la misma nube prehistórica".

"Esto corrobora lo que habíamos encontrado para otros dos grupos de estrellas". Pero esto no es todo. Una comparación con el grupo abierto llamado Hyades, y el grupo de estrellas que se mueve con la estrella brillante HR 1614, muestra que cada uno de ellos contiene los mismos elementos en diferentes proporciones. Esto indica que cada grupo de estrellas se formó en una región primordial diferente, desde una nube diferente con una composición química diferente. "Las consecuencias de estas observaciones son emocionantes", dice Freeman. "Las edades de los cúmulos abiertos cubren toda la vida de la Galaxia y se espera que cada uno de ellos provenga de un parche diferente de masa. Ver cuánto sodio, magnesio, calcio, hierro y muchos otros elementos están presentes en cada grupo de estrellas, somos como cocineros precisos que pueden decir la cantidad de sal, azúcar, huevos y harina que se usan en las diferentes galletas. Cada uno de ellos tiene una firma química única". Los astrónomos ahora intentarán medir las abundancias químicas en una muestra más grande de cúmulos abiertos. Una vez que se deduce el "ADN" de cada cúmulo estelar, será posible rastrear el árbol genealógico de la Vía Láctea. Este mapeo químico a través del tiempo y el espacio será una forma de probar modelos teóricos. "El camino para un uso extensivo del marcado químico sigue siendo largo" , advierte De Silva, "Pero nuestro estudio muestra que es posible. Cuando se prueba y se vuelve a probar la técnica, seremos capaces de obtener una imagen detallada de la forma en que se ha formado nuestro entorno galáctico".

 Fotografía Original 

Crédito:   ESO / DSS 

Collinder 261     RA = 12:38:11.5     DEC = -68º 22' 01''     Mag V = 10.7     Simbad 

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✨Nebulosas en Orión por Terry Hancock

Martes 17 de Julio de 2018



En Grand Mesa Observatory hemos recogido una imagen procesada de forma inusual por el extraordinario astrónomo Terry Hancock. Con un total de 12 horas de exposiciones, la composición se procesó asignando a la paleta del Hubble el color rojo al azufre SII, el verde al hidrógeno H-Alpha y el azul al oxígeno OIII. Los aficionados a las ciencias del espacio no nos queda más que maravillarnos con la vista del complejo de nebulosas de Orión que nos ofrece la trabajada imagen. Arriba en el centro está la Gran Nebulosa de Orión M42, que brilla intensamente en los colores asignados por el astrofotógrafo, los avances tecnológicos en procesamiento fotográfico permiten ver con mejore detalles los filamentos de los que se compone tanto la parte interna como externa de la gran nebulosa. La Nebulosa de Orión, catalogada como Messier 42 y NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del cinturón de Orión. Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturno. Está situada a 1.270 años luz de la Tierra, y posee un diámetro aproximado de 24 años luz. La Nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados, examinados, e investigados. De ella se ha obtenido información determinante acerca de la formación de estrellas y planetas a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enanas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas próximas a la nebulosa.

Pero en la imagen aparecen otros objetos de interés, como el joven cúmulo estelar NGC 1980, visible en la imagen justo encima de M42, está asociado con una nebulosa de emisión, fue descubierto por John Herschel el 31 de noviembre de 1786. También vemos justo debajo y a la derecha de la Gran Nebulosa de Orión, un penacho anaranjado con un borde rojo, se trata de la Pequeña Nebulosa de Orión M43, catalogada como Messier 43 y NGC 1982, popularmente conocida como la Nebulosa de Marian, es una región HII de formación estelar,forma parte de M42 y está separada de ella por un filamento de polvo oscuro. Más abajo, lo que se ve como una nebulosa anaranjada es NGC 1977, una nebulosa de reflexión, popularmente conocida como El Atleta, contiene una brillante región HII. Las estrellas de NGC 1777 son los miembros más jóvenes de la asociación estelar OB1 de Orión. Las estrellas en ésta región tienen entre 2 y 4 millones de años de edad y es uno de los sitios más activos de formación de estrellas de masa baja e intermedia conocido. En esta región se han encontrado una gran cantidad de flujos de salida energéticos, objetos Herbig-Haro y protoestrellas incrustadas, que se han visto en longitudes de onda infrarrojas. El borde brillante representa la interfaz de la nebulosa con su complejo de nubes moleculares. Pagado al borde inferior de la imagen se ve el cúmulo estelar abierto NGC 1981, un grupo de estrellas descubierto por John Herschel el 4 de enero de 1827. En la Imagen el norte está abajo. Detalles técnicos.

 Fotografía Original 

Crédito:  Terry Hancock / Downunder Observatory / Grand Mesa Observatory 

M42     RA = 05:35:17.3     DEC = -05º 23' 28''     Simbad 
M43     RA = 05:35:31.0     DEC = -05º 16' 12''     Simbad 
NGC 1980     RA = 05:35:24.0     DEC = -05º 54' 54''     Mag V = 2.5     Simbad 
NGC 1977     RA = 05:35:16.0     DEC = -04º 49' 15''     Simbad 
NGC 1981     RA = 05:35:09.0    DEC = -04º 25' 54''     Mag V = 4.2     Simbad 

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✨1.700 fuentes de rayos X en la Nebulosa del Águila

Lunes 16 de Julio de 2018



Las cálidas atmósferas exteriores de estrellas jóvenes producen emisión de rayos X. Los discos de polvo y gas, detectables con observaciones infrarrojas, rodean a muchas estrellas jóvenes. Los astrónomos utilizaron datos del Observatorio de rayos X Chandra y observaciones infrarrojas para identificar a 1.183 estrellas jóvenes en la Nebulosa del Águila M16. Su trabajo muestra que la actividad de rayos X en estrellas jóvenes con discos es, en promedio, algunas veces menos intensa que en estrellas jóvenes sin discos. La Nebulosa del Águila, también conocida como Messier 16, contiene el cúmulo estelar joven NGC 6611. También es el sitio de la espectacular región de formación estelar conocida como Los Pilares de la Creación, que se encuentra en la porción sur de la Nebulosa del Águila. Usando Chandra, los investigadores detectaron más de 1,700 fuentes individuales de rayos X en la Nebulosa del Águila. Las identificaciones ópticas e infrarrojas con estrellas se usaron para clasificar a los intrusos casuales en primer plano o en segundo plano, y para determinar que más de dos tercios de las fuentes son posibles estrellas jóvenes que son miembros del cúmulo NGC 6611.

La capacidad única de Chandra para resolver y localizar fuentes de rayos X permitió identificar cientos de estrellas muy jóvenes, y aquellas que todavía están en proceso de formación, conocidas como protoestrellas. Las observaciones infrarrojas del Telescopio Espacial Spitzer y el Observatorio Europeo Austral indican que 219 de las fuentes de rayos X en la Nebulosa del Águila son estrellas jóvenes rodeadas de discos de polvo y gas y 964 son estrellas jóvenes sin estos discos. En combinación con las observaciones de Chandra, los datos muestran que la actividad de rayos X en estrellas jóvenes con discos es, en promedio, unas veces menos intensa que en estrellas jóvenes sin discos. Este comportamiento probablemente se deba a la interacción del disco con el campo magnético de la estrella anfitriona. Gran parte de la materia de los discos que rodean a estas protoestrellas acabará siendo arrastrada por la radiación de sus estrellas anfitrionas, pero en ciertos casos, parte de ella puede transformarse en planetas. Esta nueva imagen compuesta muestra la región alrededor de los Pilares, que están dentro de la Vía Láctea, a unos 5.700 años luz de la Tierra.



La imagen combina datos del Observatorio de rayos X Chandra y datos ópticos del Telescopio Espacial Hubble. La imagen óptica, tomada con filtros para enfatizar el gas y el polvo interestelares, muestra una polvorienta nebulosa marrón inmersa en una neblina verde azulada y algunas estrellas que aparecen como puntos rosados en la imagen. Los datos de Chandra revelan rayos X de las atmósferas exteriores calientes de las estrellas. En esta imagen, los rayos X de baja, media y alta energía detectados por Chandra se han teñido de rojo, verde y azul respectivamente. Algunas de las fuentes de rayos X parecen estar ubicadas en los Pilares. Sin embargo, un análisis de la absorción de rayos X de estas fuentes indica que casi todas estas fuentes pertenecen a la Nebulosa del Águila, mucho más grande, en lugar de estar inmersas en los Pilares. Tres fuentes de rayos X parecen estar cerca de la punta del Pilar más grande. Las observaciones infrarrojas muestran que una protoestrella que contiene cuatro o cinco veces la masa del Sol, se encuentra cerca de una de estas fuentes, la azul cerca de la punta del Pilar. Esta fuente muestra una fuerte absorción de rayos X de baja energía, ubicada dentro del Pilar.

 Fotografía Original 

Crédito:  Rayos X: NASA / CXC / INAF / M.Guarcello; Óptico: NASA / STScI 

NGC 6611     RA = 18:18:48.0     DEC = -13º 48' 24''     Mag V = 6     Simbad 

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✨M92 por Adam Block

Domingo 15 de Julio de 2018



Messier 92, también conocido como NGC 6341, es un cúmulo globular situado en la constelación de Hércules. Fue descubierto por Johann Elert Bode en el año 1777 e independientemente redescubierto por Charles Messier el 18 de marzo de 1781, quien lo agregó a su famoso catálogo con el número 92. Está situado a una distancia de unos 26.000 años luz de la Tierra, por encima del plano galáctico, por lo que su aspecto visual es menos impresionante para la imagen fotográfica o CCD, sin embargo es visible a simple vista bajo condiciones excepcionalmente buena. M92 es uno de los cúmulos globulares más brillantes que se pueden ver en el hemisferio norte, pero a menudo es pasado por alto por los astrónomos por su proximidad a otro cúmulo incluso más espectacular, el Cumulo globular M13. M92 posee una metalicidad, contenido en elementos químicos pesados, extraordinariamente baja, aproximadamente una centésima parte que la metalicidad del Sol, esto podría explicarse si se tratase de uno de los cúmulos más viejos de la Vía Láctea, ya que sus estrellas componentes sólo contendrían hidrógeno y helio.

La edad de M92 se puede estimar en unos 14.200 millones de años, se podría decir que tiene casi la misma edad que el propio Universo. La primera de sus estrellas variables descubiertas es V11,  fue descubierta por Wood en 1916; más tarde se descubrieron 28 estrellas variables más, de las cuales sólo 17 son del tipo RR Lyrae y una V7 es una cefeida con un período igual a 1.0614 días. Extrañamente no se ha detectado ni una sola variable del tipo Gigante Roja, posiblemente debido a su baja metalicidad, aunque en los observatorios de Violat, Observatorio Astronómico de Cáceres, y Arranz, Observatorio Astronómico de Navas de Oro, los trabajos fotométricos realizados en el verano de 2007 fueron esperanzadores al analizar gran cantidad de estrellas rojas con una amplia cobertura temporal y observacional. Los resultados preliminares de 13 gigantes rojas estudiadas fueron negativos, ninguna de ellas ha mostrado oscilaciones en su brillo. También se han detectado 10 fuentes de rayos X dentro del radio de media masa de 1.02 minutos de arco del grupo, de los cuales la mitad son candidatas a estrellas variables cataclísmicas.

 Fotografía Original 

Crédito:  Adam Block / Fine Astrophotography / Mount Lemmon SkyCenter / Univ. Arizona 

M92     RA = 17:17:07.39     DEC = +43º 08' 09.4''     Mag V = 6.52     Simbad 

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✨Mirada profunda a una fábrica de estrellas

Sábado 14 de Julio de 2018



Las bellas imágenes de objetos astronómicos a menudo contienen mucha información científicamente interesante. La imagen que se muestra arriba, proporciona una mirada profunda e inusual a una región gigante de formación de estrellas en la Vía Láctea. Se lo conoce como Messier 17, o la Nebulosa OmegaNebulosa del Cisne, Nebulosa Herradura o Nebulosa de la Langosta, debido a su forma característica cuando es fotografiada en el espectro de luz visible. Está ubicada a una distancia de aproximadamente 5.000 años luz de la Tierra, y se localiza en la Constelación de Sagitario, cerca del plano principal de la Vía Láctea. La impresionante vista fue obtenida por los astrónomos Leonardo Testi (Arcetri Astrophysical Observatory, Florencia, Italia; visitante científico de ESO en Chile) y Leonardo Vanzi (ESO-Chile) con el instrumento SOFI multimodo en el Telescopio de Nueva Tecnología de 3,6 metros (NTT) en el observatorio La Silla. Las observaciones se realizaron en el curso de un proyecto de investigación que tiene como objetivo la detección y el estudio de la formación de estrellas masivas, tomando exposiciones directas y espectrales cercanas al infrarrojo con este instrumento. Los nuevos datos ofrecen una combinación única de un amplio campo de visión, alta sensibilidad y excelente calidad de imagen. El objetivo de estas observaciones particulares fue identificar estrellas masivas que están en formación en esta área y registrar sus espectros de infrarrojos para un estudio físico detallado de estos objetos bastante raros.

En esta imagen, las estrellas jóvenes y muy oscurecidas se reconocen por su color rojo. Los objetos más azules son estrellas en primer plano o estrellas masivas bien desarrolladas, cuya luz intensa ioniza el hidrógeno en esta región. La luz difusa que es visible en casi toda la foto, se debe a la emisión de átomos de hidrógeno que se han recombinado de protones y electrones. Las áreas oscuras se deben a la obstrucción de la luz de los objetos de fondo por grandes cantidades de polvo; este efecto también hace que muchas de esas estrellas parezcan bastante rojas. Un cúmulo de estrellas jóvenes es visible en la parte superior izquierda de la foto, tan profundamente incrustado en la nebulosa que es invisible a la luz óptica, sin embargo, se ve muy bien en esta imagen infrarroja. Está demostrado que la formación de estrellas en nuestra galaxia, la Vía Láctea, tiene lugar predominantemente en nubes moleculares gigantes. Sin embargo, aunque las estrellas de poca masa son comunes y relativamente fáciles de encontrar en tales nubes, es mucho más difícil encontrar estrellas masivas mientras se encuentran en la etapa inicial de su evolución. Esto se debe a que las estrellas masivas son comparativamente raras y pasan por las diferentes fases evolutivas mucho más rápido que las estrellas de baja masa y similares al Sol. Por lo general, se encuentran dentro de densos cúmulos estelares ubicados a grandes distancias de nosotros. Las primeras etapas evolutivas de estrellas de baja y alta masa no se pueden observar a longitudes de onda visibles, debido al oscurecimiento por el polvo en las nubes moleculares anfitrionas.

La observación infrarroja y milimétrica de estos objetos es capaz de penetrar el polvo y así nos permite investigar los procesos complejos que ocurren en las fases más tempranas de la evolución estelar. La mejor comprensión posible de esta etapa crucial del ciclo de vida estelar constituye una clave para la comprensión de la formación y evolución de las galaxias. Y en este contexto, son especialmente las estrellas masivas con sus potentes campos radiactivos, fuertes vientos estelares e interacción final dramática con el medio interestelar a través de explosiones de supernova que dominan la energía de las galaxias normales. Las estrellas masivas viven alrededor de 1 millón de años, mucho menos tiempo que las estrellas más ligeras del tipo del Sol, que suelen vivir entre 10.000 y 12.000 millones de años, y solo sufren explosiones tan violentas en las últimas etapas de su evolución. Por tanto, una de las preguntas más desafiante en la astrofísica actual se refiere a la naturaleza de los diversos procesos físicos que tienen lugar durante la formación de estrellas masivas. Por ejemplo, aún no está claro si las estrellas masivas se forman como estrellas de menor masa de tipo solar, es decir, mediante la acumulación de gas de la nube circundante durante un proceso de contracción progresiva, o si son más bien el resultado de colisiones estelares en densos cúmulos de estrellas. La única manera de saberlo es encontrar las estrellas masivas más jóvenes y luego estudiarlas en detalle mediante observaciones espectroscópicas.

 Fotografía Original 

Crédito:  ESO 

M17     RA = 18:20:47.0     DEC = -16º 10' 18''     Simbad 

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