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Las Galaxias Seyfert


Las galaxias de Seyfert, radiogalaxias y blazars

Existen numerosas galaxias cuyo comportamiento se sale del ordinario. Estas galaxias se distinguen por la presencia en su centro de una región minúscula, llamada núcleo, en el cual se produce una cantidad enorme de energía por procesos no nucleares.

Estas entidades han sido llamadas galaxias de núcleo activo o simplemente galaxias activas. Pueden ser clasificadas en cuatro categorías principales: las galaxias de Seyfert, las radiogalaxias, los blazars y los quásares. Vamos a analizar estos cuatro tipos después de ver cómo los astrofísicos han conseguido comprenderlos con la ayuda de un modelo único, recurriendo a un agujero negro supermasivo.


Las galaxias de Seyfert

Desde el principio del estudio de las galaxias, fueron descubiertos objetos que poseían formas inhabituales. En 1943, por ejemplo, Carl Seyfert presentó un catálogo de galaxias que tenían la apariencia de espirales normales, pero que poseían en su centro una región extremadamente brillante cuyo resplandor podía dominar el de la galaxia entera. Desde esta época, varias centenas de galaxias de este tipo han sido descubiertas.

Las imágenes de estas galaxias ya muestran que la luminosidad central proviene de una región relativamente pequeña, pero el análisis de las variaciones de resplandor va más lejos y prueba que el núcleo debe, de hecho, ser minúsculo. En efecto, una de las características de estas galaxias es la gran variabilidad del resplandor de su parte central. Este resplandor varía en períodos del orden de varios meses, lo que nos aporta una información muy importante sobre el tamaño de la fuente.

En efecto, para que las variaciones sean claramente visibles, hace falta que afecten al objeto en su conjunto. Debe, pues, haber allí intercambio de información entre todas las partes del núcleo. Ya que toda comunicación se hace en el mejor de los casos a la velocidad de la luz, el tamaño del objeto no puede ser superior a la distancia recorrida por la luz en algunos meses. Se considera así el tamaño del núcleo en una fracción de año-luz, lo que es minúsculo con relación al tamaño de una galaxia.

Uno de los indicios sobre la estructura de las galaxias de Seyfert es la existencia de dos categorías diferentes que se distinguen por la luminosidad del núcleo activo y el aspecto del espectro de la galaxia. Así, las galaxias de Seyfert de tipo 1 presentan un núcleo muy luminoso y su espectro contiene a la vez líneas anchas y finas, mientras que las galaxias de Seyfert de tipo 2 tienen una luminosidad central menos marcada y únicamente líneas finas en el espectro. Veremos más adelante que la distinción está directamente vinculada a la estructura central de estas galaxias.


Las radiogalaxias

Las radiogalaxias constituyen una segunda categoría de galaxias activas que se distinguen por el hecho de que su núcleo central no es especialmente visible. Estas galaxias, siempre elípticas y a menudo en el centro de un cúmulo, se caracterizan por una enorme radiación en el ámbito de radio, diez mil veces superior al de una galaxia normal. El análisis de la emisión de radio mostró que se trataba de una radiación sincrotrón, producida por electrones extremadamente energéticos que se desplazan en un campo magnético poderoso.

Los radioastrónomos han mostrado que esta radiación procede de dos regiones gigantescas, llamadas lóbulos de radio, situadas por una y otra parte del plano galáctico. Estos lóbulos son en general diez veces más grandes que la propia galaxia, y pueden a veces alcanzar varios millones de años-luz. Aparecen siempre unidos al núcleo de la galaxia por filamentos o chorros de materia. Estos chorros, perpendiculares al plano galáctico, están vinculados a los electrones que son expulsados del núcleo, y dan origen a los lóbulos de radio.


Los blazars

La tercera categoría de galaxias activas es la de los blazars u objetos BL Lacertae. Estos objetos aparecen puntuales, muy brillantes y fuertemente variables, pudiendo variar su luminosidad de un factor cien sobre tiempos muy cortos, del orden de algunas semanas. Un estudio detallado de los blazars en el campo de radio mostró que estos objetos extraños probablemente son un caso particular de radiogalaxias. Su aspecto particular proviene simplemente del hecho de que la Tierra se encuentra justo en el eje de los chorros y de los lóbulos de radio.

Esta explicación está confirmada por la observación de chorros que parecen desplazarse más rápido que la luz, una clase de ilusión óptica de origen relativista que sólo puede producirse si los movimientos de materia se producen a lo largo de nuestra línea visual. El vínculo entre blazars y radiogalaxias también ha sido confirmado por observaciones a alta Resolución, que han mostrado que los blazars se encuentran tanto en el centro de galaxias elípticas como en las radiogalaxias.

La fotografía inferior es de la galaxia Seyfert llamada Circinus, que fue obtenida por el telescopio espacial Hubble de la NASA, dentro del programa de investigación de objetos astronómicos exóticos y muy distantes.

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Los Objetos Lyman-Alpha


Las nubes Lyman - Alpha, como se ven en las imágenes, son objetos del Cosmos como eran hace 12.000 millones de años y estudiándolos analizamos como era una parte del Universo cuando "sólo" tenía 2.000 millones de años de edad.

Pero, ¿que son esas pequeñas nubes que vemos en las fotos?.
Se las llama Nubes Lyman-alfa y se llaman así, porque es en la extremadamente energética linea de emisión Lyman-alfa, en la que vemos a estos poderosos objetos.

Son estructuras enormes de gas (básicamente hidrógeno, como siempre) que rodean quasars y galaxias en formación, aunque aún se desconoce como están conectados estos objetos a esas grandes nubes. Sus tamaños llegan a tener hasta medio millón de años luz de diámetro, suficiente para envolver a varias galaxias como la Vía Láctea.

Los datos de las observaciones de rayos-X indican también, la presencia de agujeros negros supermasivos en algunas de ellas, por lo que las burbujas Lyman-alfa, podrían representar una etapa temprana de la formación de las galaxias .

Al ser muy energéticas los astrónomos las observan a través de rayos-X y en el espectro infrarrojo, con sofisticados aparatos situados en la Tierra y también en el espacio.

Astrónomos han esclarecido la fuente de poder de una rara y amplia nube de gas resplandeciente en el Universo primitivo. Las observaciones muestran por primera vez que el resplandor de esta gigantesca «mancha Lyman-Alfa» -uno de los objetos más grandes que se conocen en el espacio- proviene de galaxias brillantes escondidas en su interior. Los resultados aparecen publicados en la revista Nature.

El equipo de astrónomos ha usado el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (ESO) para estudiar una de estas inusuales burbujas. Las manchas Lyman-Alfa son uno de los objetos más grandes del Universo: nubes gigantes de gas de hidrógeno que pueden alcanzar diámetros de unos cientos de miles de años-luz (varias veces más grandes que el tamaño de la Vía Láctea), y que son tan poderosas como la más brillantes galaxias. Suelen encontrarse a grandes distancias, de modo que las vemos como eran cuando el Universo tenía sólo unos pocos millones de años.

Por lo tanto, son importantes en nuestro entendimiento de cómo se formaron y evolucionaron las galaxias cuando el Universo era más joven. Sin embargo, la fuente de poder de su luminosidad extrema, y la naturaleza principal de las manchas, permanecía sin ser resuelta... hasta ahora.

El equipo estudió una de las primeras y más brillantes de estas manchas en ser encontrada. Conocida como LAB-1, fue descubierta en el año 2000 y está tan lejos que su luz se ha demorado unos 11.500 millones de años en llegar a nosotros. Con un diámetro de unos 300.000 años-luz también es una de las más grandes conocidas y tiene varias galaxias primitivas en ella, incluyendo una galaxia activa.


Voraces agujeros negros

Existen varias teorías que compiten por explicar las manchas Lyman-Alfa. Una idea postula que brillan cuando gas frío es arrastrado por la poderosa gravedad de la mancha y se calienta. Otra postula que resultan fosforescentes porque hay objetos brillantes en su interior: galaxias experimentando una vigorosa formación estelar o conteniendo voraces agujeros negros que tragan materia. Las nuevas observaciones muestran que son las galaxias embutidas y no el gas arrastrado lo que propulsa a LAB-1.

El equipo llegó a esta conclusión tras encontrar que la luz de la mancha Lyman-Alfa LAB-1 estaba polarizada en un anillo alrededor de la región central y que no había polarización en el centro. Este efecto es casi imposible de producir si la luz simplemente viene del gas que cae en la mancha por efecto de la gravedad, pero es justo lo que se esperaba si la luz originalmente viene de galaxias metidas en la región central, antes de ser dispersa por el gas.

Los astrónomos ahora planean observar más manchas gigantes para ver si los resultados obtenidos con LAB-1 se repiten en el resto.

A continuación se pueden apreciar la fotografía de un objeto Lyman-Alpha a la izquierda, es el objeto LAB-1 y a la derecha se observa una formación en simulador de la misma nube que abría originado dicho objeto.

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Las Variables Cefeidas


Introducción

La estrella Delta Cephei es conocida desde la antigüedad. En el año 126 a.C., Hiparco ya realizó una descripción de este astro. Pero hubo que esperar hasta 1784 para que el astrónomo aficionado inglés John Goodricke descubriera su variabilidad de 5,4 días. Desde entonces, las estrellas de este tipo han sido estudiadas minuciosamente por los astrónomos de todo el mundo.

Las cefeidas son un tipo de estrellas variables pulsantes radiales de alta luminosidad con periodos que van desde 1 a 135 días y cuyas magnitudes varían entre centésimas hasta 2 unidades.
Son las estrellas variables pulsantes que presentan menores irregularidades en la duración de su periodo. A diferencia de las variables no radiales, conservan su forma esférica durante la pulsación.

Una de las características principales que permite distinguirlas de otras estrellas variables es que la amplitud de la curva de luz varía según la banda del espectro visual en la que se observan. En especial, las modulaciones aparecen más acusadas en longitudes de onda inferiores, como el azul y el ultravioleta. Se ha comprobado que el tipo espectral es más avanzado cuanto más largo es el periodo. El tipo espectral en el máximo es F, y en el mínimo pueden oscilar entre G y K.
Pero de todas las características que presentan estas estrellas, la más importante es la relación que existe entre su periodo y su luminosidad.

Esta particularidad se ha utilizado para medir distancias cósmicas, ya que estas estrellas son tan brillantes que se han llegado a ver en otras galaxias.


Un poco de historia

Como ya he comentado en la introducción, la estrella delta cephei, visible a simple vista, es conocida desde la antigüedad. Aunque fuera Goodricke quien descubriera su variabilidad, fue Henrietta Leavitt la que aportó los avances más importantes en el estudio de este tipo de estrellas.

Henrietta Leavitt (1868-1921) estudió en el colegio Oberlin y en el Radcliffe donde se graduó en 1892. Después de graduarse se interesó por la astronomía y en 1895 entró a trabajar como voluntaria en el Observatorio de Harvard donde 7 años más tarde entró a formar parte de la plantilla de Pickering. El trabajo de Leavitt, y de las otras mujeres que componían su unidad de estudio, consistía en la realización de laboriosos trabajos de cálculo que eran poco reconocidos en la época y, que dado el machismo reinante, se delegaba en las mujeres. El trabajo de estas astrónomas quedó completamente eclipsado ya que todos los méritos eran otorgados a su supervisor, Pickering. Al menos, en este Año Internacional de las Astronomía 2009, la comunidad científica ha reconocido finalmente el trabajo de estas científicas a las que se les negó el avance en sus investigaciones por razones de género.

Henrietta se tomó muy en serio su trabajo, y en el meticuloso estudio que realizó de las placas fotográficas que le entregaban para su análisis, pudo comprobar la existencia de una especie de patrón en el comportamiento de las estrellas variables cefeidas. Viendo este resultado, volcó todos sus esfuerzos en el estudio de estas estrellas lo que le llevó a calcular la relación entre el período y la luminosidad de las cefeidas, su mayor contribución a la astronomía. Leavitt publicó en 1908 un trabajo original en el que explicaba que, según sus datos, las estrellas cefeidas palpitaban con un ritmo regular y tenían una mayor luminosidad intrínseca cuanto más largo era su periodo, lo cual parecía suceder de una forma bastante predecible. Aunque el trabajo fue redactado por la astrónoma, iba firmado por Pickering. Afortunadamente, al inicio de éste, se hizo una reseña a la verdadera autora.

En 1909 se calculó mediante triangulación la distancia que nos separa de algunas variables cefeidas y, gracias al patrón periodo-luminosidad determinado por Henrietta, se pudo utilizar estas estrellas para calcular distancias cósmicas. De hecho, a partir del trabajo de Leavitt y de otros datos astronómicos como el corrimiento al rojo, Edwin Hubble determinó la existencia de otras galaxias y de la expansión del Universo.
Henrietta Leavitt murió de cáncer en 1921 a los 53 años siendo considerada aún como asistente a pesar de sus grandes contribuciones a la ciencia.


Tipos de Cefeidas

En un principio, podemos clasificar las estrellas cefeidas en dos grandes grupos:

- Las cefeidas típicas cuya estrella tipo es delta cephei, denominadas de población I.

- Las cefeidas de tipo W Virginis a las que pertenecen las estrellas de población II.


a) Estrellas de población I

Las variables de tipo delta Cep son objetos relativamente jóvenes que han dejado la secuencia principal y que se encuentran en la banda de inestabilidad del diagrama H-R, tal y como se ve en el diagrama superior. Se localizan preferentemente en los brazos espirales de nuestra galaxia y en los cúmulos abiertos. Son estrellas supergigantes, que oscilan entre las 3 y 30 masas solares y que cuentan con una luminosidad entre 500 y 30.000 veces la solar siendo su temperatura superficial de unos 10.000K. Su edad es de aproximadamente 100 millones de años. A diferencia de las estrellas de tipo II, las cefeidas de tipo I son muy ricas en metales.


b) Estrellas de población II

Las cefeidas de este tipo son denominadas W Virginis, como la primera de esta clase en ser descubierta por Schönfeld en 1866. En determinadas fases presenta en el espectro una emisión intensa de calcio ionizado. Son estrellas más viejas que las de clase I y se encuentran en el núcleo y en el halo de nuestra galaxia, especialmente en el interior de los cúmulos globulares. Cuentan con 0,5 masas solares y en el diagrama HR se encuentran en la rama horizontal tras las gigantes rojas. Tienen periodos de pulsación más breves y son menos luminosas que las cefeidas clásicas. Existe un subtipo: el de las cefeidas de tipo BL Herculis, cuyos períodos de pulsación son inferiores a 8 días.
Las W Virginis más brillantes y con periodos más largos (30 a 150 días) se conocen como RV Tauri. Algunos autores adicionan a la categoría de cefeidas tipo II a las Delta Scuti o también cefeidas enanas que son del tipo espectral F con amplitud y periodo inferiores a los de las RR Lyrae y luminosidad intrínseca menor.


Las cefeidas como indicadoras de distancias

La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad es que proporciona un método para evaluar la magnitud absoluta de una cefeida. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia calculando la diferencia respecto a la magnitud aparente (módulo de distancia). Por este motivo, las cefeidas tienen el importante papel de indicadoras de distancia y han sido utilizadas con este fin continuamente.

Para ello se utilizaron las cefeidas más cercanas para calibrar estos valores, para posteriormente calcular distancias con las variables cefeidas más lejanas. Esta calibración fue realizada por E. Hertzsprung en 1913, y después por H. Shapley en 1918 utilizando una población de cefeidas observadas en los cúmulos globulares de nuestra Galaxia. En 1918, utilizando las cefeidas como indicadoras de distancia, se logró medir las dimensiones de la Vía Láctea. En 1924, Edwin Hubble observa por primera vez cefeidas en M31, M33 y NGC6822, y utilizando esta calibración, determinó sus distancias y estableció así que M31 no es una nebulosa sino una galaxia similar a la nuestra que dista 2,5 millones de años luz. En los posteriores años, Hubble y otros astrónomos se dedicaron a calcular la distancia que nos separa de múltiples galaxias y objetos más cercanos como cúmulos estelares y nebulosas.

Dada la importancia de los datos que aportan las cefeidas, aún hoy en día se estudian sus curvas de luz para calibrar más refinadamente el valor de sus coeficientes. En 2001 el GEA descubrió la cefeida NSV01450. Observaron este astro durante más de 50 noches seguidas en las bandas fotométricas B y V lo que generó más de 5.000 imágenes de CCD que fueron tratadas informáticamente. El análisis de los datos reveló que la estrella tenía un periodo de 12,64 días. Gracias al estudio fotométrico de la curva de luz de esta estrella pudo determinarse la forma aproximada de su situación en la Vía Láctea respecto de nuestro Sol.

Gracias a los nuevos instrumentos de observación, como el telescopio espacial Hubble, se han podido encontrar nuevas variables cefeidas en otras galaxias más lejanas, lo que ha ayudado a determinar sus distancias a la Tierra.

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Las Novas y Supernovas


Novas y supernovas son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.

Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.

Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán para formar nuevas estrellas.


Novas, ¿estrellas nuevas?

Antiguamente, a una estrella que aparecía de golpe donde no había nada, se le llamaba nova, o ‘estrella nueva’. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.

Quizá aparezcan 10 o 12 novas por año en la Vía Láctea, pero algunas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar.

A las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.

Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Explotan porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas, aumenta su brillo y, después se normaliza.

La estrella que queda es una enana blanca, el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto a una continua disminución de materia en favor de la estrella más grande. Este fenómeno sucede con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares.


Supernovas

La explosión de una supernova es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increible aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.

Hasta 1987 sólo se habían identificado tres a lo largo de la historia. La más conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.

Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos insólitos, es objeto de un intenso estudio astronómico.

Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presión creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II.

Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compañero.

De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad.

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