ASTRONOMÍA:ASTRONOMÍA: Nuestro Lugar en el...

Nuestro lugar en el Universo Semana de la Ciencia 2014

· Esta charla es la tercera y última del ciclo de conferencias delObservatorio Astronómico Nacional en 2014, con motivo de laSemana de la Ciencia.

ASTRONOMÍA:ASTRONOMÍA:Nuestro Lugar en el UniversoNuestro Lugar en el Universo

Tomás Alonso Albi - Observatorio Astronómico Nacional


· (Tras las pirámides y sobre las pinturas rupestres...) Imagende campo profundo del telescopio espacial HST (Hubble DeepField), hacia una dirección aparentemente vacía de galaxiasobservables desde telescopios en Tierra. Hacia cualquierdirección del cielo se observa un campo parecido, compuestode un gran número de galaxias.




· Introducción inicial muy rápida sobre las partesfundamentales de la charla: la necesidad que tenemos losastrónomos de telescopios muy diversos, de gran tamaño ycomplejidad,




· veremos cómo y dónde se forman las estrellas,




· también cómo las estrellas terminan su evolución,devolviendo el material al medio para que el ciclo deformación de estrellas pueda repetirse,




· cuál es la forma que tiene nuestra galaxia, la Vía Láctea,




· y por último cómo es la estructura a gran escala del Universo.

Cueva de Lascaux, Francia

Sentido práctico de la Astronomía en la antigüedadIntroducción


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· Aparece una representación de un grupo de estrellas(Pléyades), un cúmulo estelar en la actual constelación delToro (y que luego veremos en fotografía). También, en otrasimágenes, lo que parece ser la trayectoria de la Luna. Hacia el10 000 a.C. ya existía una mitología sobre las constelaciones.

Cueva de Lascaux, Francia

Sentido práctico de la Astronomía en la antigüedadIntroducción


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· Piedra del Sol: los astros fueron venerados como diosesdurante miles de años, antes y después de Cristo. 3m dediámetro, usada en la Méjico precolombina para rituales ysacrificios. Calendario templo de Karnak: los ciclos regularesdel cielo impulsaron los calendarios basados en losmovimientos aparentes del Sol o la Luna. Agricultura:desarrolló las civilizaciones, con acceso continuo al alimento yuna vida no nómada más cómoda. La salida de la estrella Siriojusto antes del amanecer marcaba en Egipto la inminencia delas inundaciones del Nilo. Carta de palos: para navegar entrelas islas de Polinesia se utilizaban estrellas como referencia, yartilujios como éste para representar las mareas, vientos, yposiciones de la islas. Caza, orientación, etc. En la antigüedadla astronomía tenía una aplicación práctica y ayudaba aregular las costumbres y economía de la sociedad.

Telescopio VLT en Cerro Paranal (Chile)

Astronomía modernaIntroducción


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· La astronomía moderna tiene dos vertientes principales: eldesarrollo de nuevas tecnologías para detectar y analizar la luzde los objetos del cielo, y el conocimiento puro que se puedederivar de las investigaciones que se llevan a cabo con estosinstrumentos. El primer objetivo es de ciertos astrónomos ysobre todo ingenieros que diseñan y construyen losinstrumentos, lo cual tiene luego aplicaciones importantes enla vida cotidiana (-> charla de Pere).

Interior del Gran Telescopio de Canarias



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· Alta complejidad, casi megalomaníaca. Los grandes opequeños descubrimientos de la astronomía moderna vienencomo consecuencia de la explotación de instrumentos muygrandes y complejos, cuya construcción o utilización requierende múltiples equipos internacionales multidisciplinares.Mencionar Grantecan como ejemplo de telescopio óptico.

Radiotelescopio de 30m en Pico Veleta, Granada



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· Los telescopios ópticos situados en Tierra detectan la luzvisible e infrarroja, pero existen otras longitudes de onda o'colores' que no podemos ver con nuestros ojos o telescopiostradicionales. El radiotelescopio de 30m en Granada trabaja enlongitudes de onda milimétricas, detectando la luz de objetosmuy fríos.

Interferómetro ALMA en el desierto de Atacama, Chile



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· El no va más de la complejidad y avance tecnológico es elinterferómetro ALMA en Chile. Se trata de un grupo de 60radiotelescopios de 12 m de diámetro que pueden operarconjuntamente como un único radiotelescopio de grandiámetro y sensibilidad.

Telescopio espacial Hubble



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· Los telescopios espaciales son imprescindibles para evitar elefecto de la atmósfera en las observaciones. Con ello se logramás resolución, sensibilidad, y menos efectos artificiales sobrelos datos (ruido en la señal).

¿Por qué tantos telescopios?Introducción


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· Nuestros ojos evolucionaron para ver, lógicamente, en unrango de luz en que la atmósfera es transparente y el Sol tienesu pico de emisión de radiación. Es lo que entendemos por los'colores' de la luz visible.

Rayos X UV Visible IR Ondas de radio

La atmósfera terrestre bloquea la radiación UV e IR lejano.

También produce una distorsión de las imágenes.

Cada rango de longitudes de onda nos informa de distintosfenómenos astronómicos.



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· La atmósfera bloquea la radiación UV (O3

, O2

, también rayosX) y del IR lejano (vapor de agua). Explicar el gran problemaque esto supone en las observaciones astronómicas, y lanecesidad de telescopios en órbita.







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· La atmósfera también distorsiona las imágenes debido a lasvariaciones rápidas en la cantidad de aire en un direcciónconcreta, reduciendo el detalle máximo que se puede lograr.Los observatorios se sitúan en lugares elevados para reducir elefecto.


Objetos muy calientes Objetos muy fríos(Compton, Chandra, IUE, HST) (Spitzer, Herschel, ALMA, 30m, PdBI, VLA)






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· Hay objetos o fenómenos que sólo se pueden detectar enrayos X, IR, u ondas de radio, no en el visible. La mayoría seobservan en varios rangos, pero son necesarios todos losrangos para entender el objeto.

Asteroide Vesta y otros menores

Del Sistema Solar al medio interestelarIntroducción


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· Hablar de los distintos (sub)campos de la astronomía yenlazar el explicar la formación estelar con las condiciones delmedio interestelar, iniciando para ello primero unacomparación con nuestro Sistema Solar. La gravedad hace quelos objetos tengan una forma esférica a partir de un diámetrode unos 500 km, con un núcleo de hierro (diferenciación). Entamaños menores, como un asteroide pequeño o una piedra,los enlaces químicos son más fuertes que la gravedad y losobjetos tienen formas irregulares.

Planetas terrestres



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· Los planetas como Marte o mayores llegan a tener suficientegravedad como para atrapar una atmósfera tenue de gas, y aveces una cantidad de agua considerable, pero siguenteniendo una densidad similar a la de los asteroides, alrededorde 5-6 g/cm

3. Vesta aparece como comparación.

Planetas gigantes y el Sol



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· La masa o cantidad de materia que puede tener un planetaterrestre es como máximo de unas 5 veces la Tierra, a partirde ahí un planeta estará formado principalmente de gas, conuna densidad menor, en torno a 1-2 g/cm

3. La densidad del

Sol y de Júpiter son similares, 1.4 g/cm3

, ligeramente mayorque la del agua, 1 g/cm

3. La Tierra a escala como

comparación.

La Vía Láctea



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· Descripción visual por encima: banda de luz que recorre elcielo, banda de polvo que la parte en dos. Mencionarconstelaciones, dirección del centro de la galaxia, y nubes deformación estelar. La densidad de estas nubes de gas dondese forman estrellas es de sólo 10

-20g/cm

3, y su temperatura

más de 200 grados bajo cero. Globalmente, estas nubes noestán ligadas gravitacionalmente, es decir, no son'autogravitantes' como los planetas y se pueden formar odesaparecer.

Firmamento en otra dirección



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· En otras direcciones se ven sólo estrellas, pero en un númerobastante similar. Mencionar la Galaxia de Andrómeda comoobjeto más lejano visible a simple vista, a más de 2 millonesde años luz.

Vía Láctea fotografiada desde el VLT

¿Cómo es la Vía Láctea?Introducción


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· Vía Láctea desde el VLT (Observatorio Paranal, Chile).Identificar la Pequeña y Gran Nube de Magallanes, visiblesdesde el hemisferio sur (Chile) y descubiertas por laexpedición de Fernando de Magallanes, que circunnavegó laTierra por primera vez entre 1519 y 1522. Son pequeñasgalaxias satélite de la nuestra.

Vista panorámica de la Vía Láctea



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· Transformando las imágenes obtenidas desde el hemisferionorte y sur se puede obtener una tira completa representandola banda de luz de la Vía Láctea a lo largo de todo el cielo.Identificar M31 y las Nubes de Magallanes.

Galaxia espiral NGC4565, visible de perfil



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· Hay muchos objetos en el cielo que recuerdan la forma quetiene la Vía Láctea. Se trata como ahora sabemos de galaxiasespirales vistas de perfil.

Galaxia espiral NGC2683



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· Las galaxias aparecen con ángulos de visión aleatorios, yasean de perfil, con una inclinación intermedia, o vistas defrente.

Galaxia espiral M101, visible de frente



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· Las galaxias espirales representan algo más de la mitad deltotal de galaxias que existen, siendo la forma más común.Pueden ser espirales 'normales' como M101, o espiralesbarradas, con una barra en la región del núcleo.

Galaxia espiral barrada NGC1300, visible de frente



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· Aquí vemos un ejemplo de espiral barrada. Los tamañostípicos de las galaxias son de unos 100 000 años luz,conteniendo en torno a 200 000 millones de estrellas.

Recreación esquemática de la Vía Láctea



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· Vía Láctea como espiral barrada, descubierto en 2001 (T.M.Dame et al. 2001, confirmado por R. Benjamin en 2005 usandoSpitzer). Mencionar la zona mínima de 1000 años luz de radioque representa las estrellas más lejanas que vemos a simplevista habitualmente, una distancia similar al grosor de lagalaxia, de ahí que no se vean en promedio muchas másestrellas en una dirección particular. Estructura de los brazos ylocalización de las nubes o regiones de formación estelar.

Vía Láctea fotografiada en verano desde España

¿Cómo se forman las estrellas?Formación estelar


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· Recordar la banda de luz que representa los brazos espiralesde nuestra galaxia espiral barrada. Mencionar la presencia deobjetos compactos como cúmulos y nebulosas, M8 y M7 almenos. Incluso a simple vista se pueden apreciar desde elcampo, aunque débilmente. La M viene del catálogo Messierde 110 objetos con aspecto de nebulosas, completado porCharles Messier hacia el año 1780.

Nebulosas M8 (centro) y M20, con formación estelar



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· M8 y M20, en una fotografía con un campo visual y un detalleno mucho mayor al que se obtendría con unos buenosprismáticos desde el campo.

Nebulosa M8



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· Nebulosa M8. Color rojizo debido a la línea de recombinaciónHα. Destacar el cúmulo estelar del interior y la presenciaderegiones oscuras opacas de mayor densidad. El gas brilla porcalentamiento por estrellas cercanas, el polvo más porreflexión = > oscuro a 'contraluz' (absorción, dispersión etc.por partículas grandes). La nebulosa es vagamente esférica,con la mayor actividad de formación de estrellas en el centro.

NGC602 en la Pequeña Nube de Magallanes



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· Primeros patrones. La mayoría de las estrellas se forman enuna primera generación en el centro de estas grandes nubes,creando cúmulos de estrellas. La luz de estas estrellas jóvenesdispersa el gas al exterior, dejando visibles otras estructurasdensas ya autogravitantes llamadas pilares, donde se produceuna segunda generación de formación estelar. Esta nebulosaestá en una galaxia satélite de la Vía Láctea, muy cerca deella. La dispersión se produce por el viento estelar (plasmaionizado = núcleos de H y He procedentes de la corona de laestrella) y por el calentamiento del gas por la radiación(fotones).

Detalle de la nebulosa de Carina



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· Flujos bipolares. Carina es una constelación visible desde elhemisferio sur, así que esta nebulosa está en nuestra galaxia.Ampliar los flujos bipolares. Los pilares se verían como nubesoscuras si estuviesen aisladas, después de la dispersión delgas. Hacer símil de los pilares con la erosión.

Nebulosa IC2944 y glóbulo de Bok BHR71



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· La formación de estrellas se da en nubes de gas y polvoopacas en el óptico, de manera que el proceso en sí no puedeestudiarse por lo general con telescopios tradicionales. Lasobservaciones en el IR y sobre todo longitudes de onda radiopermiten penetrar en el interior de las nubes y estudiar laquímica y la dinámica del gas. Hacer símil con la wifi.Problema resolucion en radio.

Disco circunestelar de HL Tau observado recientemente con ALMA



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· Con telescopios infrarrojos se observan mejor los pilares y lasestrellas en formación dentro de los glóbulos de Bok aislados.Pero el verdadero potencial está en la radioastronomíamilimétrica, con la que es posible penetrar hasta la propiaestrella y detectar la emisión del polvo más frío del disco a sualrededor. La imagen izquierda es de una nota de prensa de laESO del 6 de noviembre de 2014, primera imagen que superaen resolución al Hubble y permite apreciar directamente loshuecos en el disco producidos por la formación de planetas,algo que el HST no puede mostrar. A la derecha el SistemaSolar a escala como comparación: el Sol es mucho másbrillante, pero el disco de HL Tau es mayor.

Proceso de formación estelar



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· Describir el proceso a nivel básico, mencionando las fases deflujos bipolares.

Cúmulo estelar M7



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· M7: Cúmulo que se veía en las imágenes anteriores de la VíaLáctea en campo amplio, debajo de M8.

Cúmulo estelar M45 (Pléyades)



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· M45: Cúmulo de las Pléyades, visible a simple vista en laconstelación de Tauro en noviembre, mirando al SE amedianoche. Hay grupos de estrellas más dispersas que secreen que formaron un cúmulo antiguamente, dado que ladirección y velocidad en que se mueven es parecida. Unejemplo son las Híades, un cúmulo cerca de las Pléyades, yotro la constelación de la Osa Mayor.

Estrella doble Albireo



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· Estrellas aisladas una vez las estrellas del cúmulo sedispersan. Esto ocurre por la ineficiencia (5%) del proceso deformación estelar, que dispersa la mayor parte del gas y haceque los cúmulos dejen de ser autogravitantes. Casi la mitad delas estrellas del cielo son dobles. Destacar los distintos coloresde la doble, consecuencia de la evolución a distinta velocidadde estrellas de diferente masa.

¿Cómo mueren las estrellas?Evolución final


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· Explicar la temperatura efectiva y la luminosidad - brilloaparente. Explicar la secuencia principal en función de la masainicial de la estrella. Tipos de objetos al final según la masainicial, pues hay pérdidas de masa en la etapa final. Enanablanca < 1.4 M , la del Sol 0.5.

Ejemplos de nebulosas planetarias

(final de la evolución de una estrella similar al Sol)



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· IRAS 20068+4051, IRAS 13208-6020, butterfly (mariposa),hormiga, ojo de gato, hélice. Formas muy diversas en funciónde la masa de la estrella, las fases previas de pérdida dematerial, si la estrella formaba parte de una binaria, etc.Enana blanca central con el tamaño aproximado de la Tierra, yuna masa de 1 M o menos.

Estrellas precursoras de supernovas (arriba, M>8 M ) y restos



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· Rigel (20 M ), nebulosa de la Burbuja, Eta Carinae (100M ),nebulosa del Cangrejo, púlsar de la nebulosa del Cangrejo, ynebulosa del Velo (SN hace 8000 años). Dejar claro que elprecusor debe tener una masa inicial mayor a 8 M , pero enlaevolución final pierde casi toda su masa, de manera que elpúlsar que queda como remanente tiene una masa menor oigual a 3 M . Con los agujeros negros igual, precursor >40M , agujero negro con M > 3 M .

Candidatos a agujeros negros y centro de la Vía Láctea

Objeto Lugar Compañera Masa (M )

Cygnus X1 Cisne O 10-15

LMC X3 Dorado B3 4-11

V616 Mon Unicornio K 3-8

V404 Cygni Cisne K 8-15

J1655-40 Escorpión F-G 4-5

QZ Vul Raposa K 5-14

Objeto Lugar Compañera Masa (M )

Sgr A* Sagitario - 106



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· Al no ser directamente detectables, por candidato a agujeronegro se entiende un objeto compacto con una masa superiora 3-4 M , que es el límite de masa de un púlsar (noconfundircon la masa inicial > 40 M ). Para obtener la masaesnecesario que tenga una compañera a la que orbita para asíaplicar las leyes de Kepler. Habitualmente el agujero negroroba gas de la compañera y crea un disco muy caliente queemite en rayos X. Explicar las fantasías de los viajes en eltiempo y las agujeros negros muy masivos en el centro de lasgalaxias.

Diferentes tipos de galaxias

¿Cómo son las otras galaxias?Fuera de la Vía Láctea


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· Espirales normales (M31) y barradas (NGC1365) son el 50%del total (25% cada una). Se localizan en grupos pequeños oen el exterior de cúmulos de galaxias. Pueden tener otrascomo satélites, típicamente elípticas enanas (M31) oirregulares (como la Vía Láctea con las nubes de Magallanes).Las elípticas gigantes dominan el centro de los cúmulos degalaxias (Abell S740 ). Los brazos espirales no podrían existirsin la formación estelar, y las interacciones gravitatoriaspueden destruirlos. En las elípticas la formación estelar esmínima. Explicar Grupo Local.

Los mayores cúmulos de galaxias producen lentes gravitatorias

¿Cómo son las otras galaxias?Fuera de la Vía Láctea


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· Abell 1689 y las lentes gravitacionales. Destacar (aquí o en laprimera transparencia de esta sección) que las galaxiaselípticas tienen mayoritariamente estrellas evolucionadas, deahí su color rojizo, mientras las otras tienen estrellas másjóvenes y calientes, de ahí su color azulado.

¿Qué estructura tiene el Universo globalmente?Fuera de la Vía Láctea


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· Simulación de la estructura a gran escala del Universo. Cadapunto brillante es una galaxia. Se acumulan en filamentosentrelazados con grandes regiones intermedias vacías. Lospuntos más brillantes son cúmulos de galaxias que contienenmiles de ellas. El campo de la imagen es de muchos miles demillones de años-luz.



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· Al visualizar la dirección y distancia a un gran número degalaxias encontramos una estructura a gran escala llamadaGran Muralla cubriendo parte del cielo. Se trata de uno deestos filamentos, y es una estructura que atrae a los cúmulosdel Universo Local (d<300 Mlyr), incluyendo nuestro grupo degalaxias y el cúmulo de Virgo.



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· A nivel local nos encontramos un gran número de cúmulos degalaxias en diferentes direcciones. En resumen, la estructura agran escala no es homogénea, la gravedad domina a estasescalas y la materia tiende a concentrarse.



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· Gran número de galaxias incluso en direcciones dondeaparentemente no hay nada visto desde la Tierra, al observarcon el telescopio espacial Hubble mucho más sensible.Explicar la imagen de campo profundo del HST.

La astrofísica requiere de instrumentos de gran complejidad queutilizan diferentes tecnologías, ayudando a comprender mejor los objetosobservados.

El Universo es extredamente frío y poco denso. Las reacciones químicasson ineficientes y la gravedad lenta. Pero el Universo también es muyantiguo.

Las estrellas se forman en grupos de cientos típicamente. Es unproceso ineficiente que dispersa la mayor parte del gas. Las SN ynebulosas planetarias devuelven aún más material, pero procesado. Es unciclo continuo.

Nos encontramos en la periferia de una galaxia espiral barrada, en ungrupo de galaxias poco numeroso, y desde nuestra situación vemos asimple vista una fracción minúscula de la galaxia.

El gran tamaño y edad del Universo explica que observemos galaxiascon formas reconocibles en todas direcciones. El telescopio es como unamáquina del tiempo que permite estudiar cómo se formaron las galaxias alobservar aquéllas situadas más lejos.

Incluso con los mejores instrumentos disponibles apenas hemosempezado a observar la estructura a gran escala del Universo.

Conclusiones


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· Normalmente la ciencia se basa en la observación, laexperimentación, y la elaboración de teorías. En astrofísica notenemos un laboratorio para experimentar, dependemos de laobservación, y esto lleva a la construcción de enormestelescopios para observar en múltiples longitudes de onda.Tecnologías que a veces pueden aplicarse a la vida cotidiana.







Conclusiones


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· La formación estelar es un proceso muy lento, pero ya hahabido varias generaciones de formación de estrellas.Subjetivamente se dice que las estrellas que se forman ahorason de 3ra generación (1 generación = 5000 millones deaños), y en la 1ra no podían existir los planetas terrestres,pero esto es poco relevante.







Conclusiones


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· La mayor parte del Universo sigue estando compuesto de H yHe como en su origen. Las estrellas procesan este gas porfusión nuclear y generan el resto de elementos químicos, queliberan en explosiones de SN y permiten que en generacionessiguientes existan planetas terrestres con vida, por ejemplo.Como las nubes moleculares se pueden dispersar y volver aformar, es un ciclo continuo.







Conclusiones


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· En nuestro pequeño grupo de galaxias dominan las espiralesy las elípticas e irregulares enanas como satélites. La mayorparte de las galaxias están en grandes cúmulos, pero lanuestra no.







Conclusiones


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· Al ser la velocidad de la luz limitada. El Universo no eshomogéneo, pero los objetos en una dirección y distancia separecen a los situados en cualquier otra dirección y la mismadistancia. Esta regularidad permite extraer conclusiones sobrela formación y evolución del Universo y cada uno de los tiposde objetos que hay en él. Dentro de una galaxia, la formaciónestelar es lo que da origen a la variedad de objetos visiblescomo cúmulos, nebulosas, etc.







Conclusiones


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· La mayor parte del Universo está todavía sin observar, demanera que previsiblemente la mayoría de losdescubrimientos, y los más importantes, estén por llegar. Cadadía se publican alrededor de 50 artículos nuevos de astrofísica,pueden consultarse en la direcciónhttp://arxiv.org/list/astro-ph/new.

Esta presentación está disponible en formato PDF en:http://conga.oan.es/%7Ealonso/sources/semanaCiencia2014.pdf

¡Muchas gracias por su asistencia!


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