Índice espectral de una radiofuente (y una nota final)

Esta entrada tiene dos partes, un cuerpo principal y una nota final. No es necesario leer la el cuerpo principal para seguir la nota final, pero para profesores y alumnos de IES puede servir para motivarles a interesarse por la nota final. Además de aprender algo que necesitarán saber si realmente están interesados en la nota final.

Cuando una persona no especializada piensa en la investigación en Astrofísica, lo normal es que sea escéptica en cuanto a los resultados que se obtienen. Este escepticismo viene derivado de que la mayoría de nosotros tenemos la impresión de que, si no vemos y tocamos algo directamente, no podemos obtener información directamente. Sin embargo, sí que podemos obtener información, ¡y mucha!

Imaginemos que queremos saber cuál es el mecanismo de emisión de energía de una radio fuente (un objeto que emite en el rango de frecuencias de radio) que está fuera de nuestra galaxia. Para ello usamos un radiotelescopio.

DSS61A

Antena DSS61 de 34m de diámetro en Robledo de Chavela (Madrid) (Fuente: NASA)

Los mecanismos de emisión de energía pueden ser de dos tipos: mecanismos de emisión térmicos y mecanismos de emisión no térmicos.

Los mecanismos de emisión térmicos surgen del hecho de que un objeto esté a una determinada temperatura por encima del cero absoluto. Las moléculas que forman cualquier objeto están chocando unas con otras por efecto de la temperatura. Cuando chocan cambian su dirección o se aceleran y cualquier carga acelerada emite radiación electromagnética. A mayor temperatura, mayor cantidad de choques y menor es la longitud de onda de la radiación que se emite, es decir, aumenta la energía de la radiación.

Al contrario, los mecanismos de emisión no térmicos no tienen relación con la temperatura, sino con partículas cargadas moviéndose en campos magnéticos. Cuando una partícula cargada en movimiento está en el interior de un campo magnético sufre una fuerza que hace que su trayectoria se curve, con lo cual su velocidad cambia continuamente de dirección y es durante ese cambio de dirección cuando se emite radiación. Si la velocidad es muy alta, entonces se emite un tipo de radiación característica denominada radiación sincrotrón.

Si intentamos describir matemáticamente la diferencia entre los mecanismos de emisión térmicos y no térmicos, lo que vemos es que la energía de la radiación térmica aumenta con la frecuencia y en la radiación no térmica disminuye con la frecuencia. Matemáticamente la expresión es así:

S ∝ ν

Espectro de diversas fuentes

Espectro de diversas radio fuentes

Donde S es la densidad de flujo de energía que medimos (se mide en Jansky, Jy), ∝ es un símbolo que indica que la magnitud de la izquierda es proporcional a la de la derecha, ν es la frecuencia de la radiación que estamos midiendo (es decir la frecuencia que sintonizamos en el radiotelescopio en Hz) y α es una cantidad conocida como índice espectral que es característica de la radiofuente que estemos observando. No nos interesa cual es la cantidad que hace que S sea proporcional a ν como veremos más adelante

También sabemos, a través de la teoría, que en el caso de mecanismos de emisión térmicos, el índice espectral tiene un valor positivo entre 0 y 2. Si el mecanismo es no térmico el índice espectral es negativo y el valor es menor o igual que cero, variando entre 0 y -1, pudiéndose distinguir entre radiación de frenado cuando es próximo a cero y radiación sincrotrón cuando está en torno a -0.5.

Ya tenemos todos los ingredientes para saber cuál es el mecanismo físico que genera la radiación que medimos en tierra con nuestro radiotelescopio:

  1. Apuntamos la antena a la radiofuente que queremos estudiar.
  2. Sintonizamos el radiotelescopio a una frecuencia ν1, que esté dentro del rango que permite medir la antena, y medimos su densidad de flujo (la cantidad de energía que recoge la antena). Obtenemos la cantidad S1
  3. Sintonizamos el radiotelescopio a una frecuencia distinta ν2, pero que esté próxima a la anterior y medimos la densidad de flujo otra vez. Obtenemos S2

Ahora realizamos unos sencillos cálculos matemáticos.

De la ecuación anterior tenemos que S1 ∝ ν1 y que S2 ∝ ν2. Como hemos dicho antes, no nos interesa conocer la cantidad que hace que S sea proporcional a ν, ya que podemos dividir una expresión entre otra y se cancelaría, de manera que:

S1/S2 = ν1/ ν2

Lo que nos va a decir el mecanismo de emisión de la radiofuente es el índice espectral α y, como conocemos todo menos α, podemos despejarlo haciendo uso de las propiedades de los logaritmos, en este caso log AB = B log A. De este modo tenemos:

log (S1/S2) =- α log (ν1/ ν2)

Si nos damos cuenta, esta es la expresión de una recta donde α es la pendiente.

Despejando α tenemos:

α = – log (S1/S2) / log (ν1/ ν2)

Podemos ver que realmente se trata de la pendiente de una recta si nos vamos a la imagen anterior donde se representa el espectro de diversas radiofuentes. En el caso del espectro de la luna, se ve que la recta (tramo en azul) va hacia arriba entre las dos frecuencias seleccionadas, con lo que el mecanismo de emisión de la luna es térmico. En el caso del cuásar 3C273 la recta (tramo en marrón) va hacia abajo, por lo que su mecanismo de emisión es no térmico.

Espectro de diversas fuentes_medidas

Con lo todo esto ¡ya sabemos si nuestra radiofuente emite debido a un mecanismo térmico o a uno no térmico! Y no hemos necesitado salir de la tierra ni de nuestra galaxia para ir allí a mirar o tocar.

Conclusión: la Astrofísica ¡mola!

Nota final

En realidad esta entrada es una excusa para hablaros de lo siguiente.

Hace unos días se emitió en el programa de televisión La aventura del saber una entrevista a Juan Ángel Vaquerizo, responsable del proyecto PARTNeR. Esta es la entrevista.

En ella, Juan Ángel habla del índice espectral, un concepto que ya tenía olvidado de mis tiempos de estudiante en la especialidad de Astrofísica, por lo que me pareció un buen tema sobre el que hablar aquí. Además, y esta es la parte que me motivó para escribir esta entrada, la medida del índice espectral y otras muchas cosas más relacionadas con radioastronomía las puede realizar cualquier estudiante de IES junto con sus profesores a través del proyecto PARTNeR.

PARTNeR es el acrónimo de Proyecto Académico con el Radio Telescopio de NASA en Robledo. Según la propia página web:

PARTNeR es un proyecto educativo que permite el acceso a una antena parabólica de 34 metros de NASA situada en el Complejo Espacial de Comunicaciones con el Espacio Lejano de Robledo de Chavela (Madrid) para realizar prácticas de radioastronomía. Está orientado principalmente a estudiantes de Educación Secundaria Obligatoria, Bachillerato y Universidad. Su desarrollo es el fruto de una colaboración entre la Agencia Espacial norteamericana NASA y el Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial español INTA.

Con este proyecto, los estudiantes desde 4º de ESO y hasta universidad, pueden operar el radiotelescopio de manera remota a través de Internet y realizar estudios astrofísicos de la misma manera que lo hacen los astrofísicos profesionales.

La página web del proyecto PARTNeR y toda la información sobre el proyecto se puede encontrar aquí

Desde aquí me gustaría animar a todos los profesores de IES a que se planteen participar en el proyecto para que sus alumnos, además de adquirir cultura científica, disfruten de la experiencia de operar un radiotelescopio.

Esta entrada participa en la edición del LXII Carnaval de la Física que es albergado en esta ocasión en el blog La Aventura de la Ciencia de Daniel Martín Reina

Referencias:

Introduction to VLBI Systems. Tetsuo Sasao and André B. Fletcher. Lecture notes for KVN Students. 2006

Índice espectral de una radio fuente. Proyecto PARTNeR

 

El hogar de las estrellas

Hace unas semanas hablábamos sobre radiotelescopios y dijimos que eran muy importantes para el estudio de diversos fenómenos astrofísicos. Hoy vamos a hablar del medio interestelar y veremos que, en algunos casos, los radiotelescopios son útiles a la hora de estudiarlo.

Cuando miramos al cielo, vemos a simple vista muchísimas estrellas, y aún hay más que no vemos. En algunos casos, podemos distinguir otros objetos que tienen una magnitud suficiente como para verlos a simple vista, como son algunas nebulosas o galaxias, aunque si lo hacemos sin una carta celeste podemos confundirlos con estrellas normales y corrientes ya que no podemos distinguir su forma y extensión. Sin embargo, cuando miramos al cielo a una zona donde no vemos nada, podemos pensar que es una región que está vacía, pero que en realidad no está vacía.

Entre estrella y estrella existe lo que llamamos medio interestelar y aunque no lo veamos es impresionante y merece ser estudiado por todo lo que implica: es el lugar donde nacen las estrellas.

El medio interestelar se compone principalmente de gas, concretamente de gas hidrógeno que es el componente mayoritario, aunque también contiene restos de otros elementos químicos más “pesados” como helio, carbono, nitrógeno u oxígeno, entre otros, en cantidades muy muy pequeñas. La razón de que existan estos elementos pesados es que el medio interestelar no es sólo el lugar donde nacen las estrellas, sino también en el que mueren. Cuando una estrella evoluciona, va generando elementos más pesados en su interior por fusión nuclear de hidrógeno. Cuando la estrella muere, por ejemplo como una supernova, libera estos elementos al exterior y se incorporan al medio interestelar.

El hidrógeno que encontramos en el medio interestelar, puede estar en tres estados diferentes: hidrógeno neutro o HI, hidrógeno molecular o H2 e hidrógeno ionizado o HII. Para entender estos tres estados, tenemos que saber que el hidrógeno es el átomo más sencillo que existe ya que sólo se compone de un núcleo compuesto de un protón y un electrón ligado a él. Cuando el hidrógeno tiene esta estructura se denomina hidrógeno neutro y cuando se ha ionizado, es decir, se le ha transmitido la energía suficiente para hacer que el electrón se aleje lo suficiente del núcleo como para quedar libre de la atracción eléctrica del protón, se le denomina hidrógeno ionizado. El tercer estado, hidrógeno molecular, se forma cuando dos átomos de hidrógeno están unidos compartiendo sus respectivos electrones.

La presencia y abundancia de estos estados del hidrógeno determinan la existencia de tres tipos de regiones, que en un alarde de originalidad se llaman, regiones de gas atómico o regiones HI, regiones de gas molecular o regiones H2 y regiones de gas ionizado o regiones HII.

Las regiones HI son zonas muy frías (con temperaturas mínimas de 30K) que se estudian utilizando la línea de 21 cm del espectro electromagnético que se encuentra en el rango de las longitudes de onda de radio, y que por lo tanto se estudia con radiotelescopios. Puede haber zonas del cielo en las que, observando en el visible, no veamos nada, pero si lo observamos en la línea de 21 cm, veremos que apuntemos donde apuntemos siempre observaremos una señal.

Esta señal se corresponde con la emisión de un fotón al desalinearse los espines del electrón y el protón en el hidrógeno neutro, tras haberse alineado debido a, por ejemplo, alguna colisión entre átomos. El que se pueda observar esta línea, se mire donde se mire, es una prueba de que el hidrógeno atómico se encuentra en todas partes.

También podemos utilizar el efecto Doppler para ver cómo se mueven estas nubes atómicas, ya que si la línea de 21 cm se encuentra desplazada a longitudes de onda más largas es señal de que la región se está acercando y si está en longitudes más cortas se está alejando. Estas observaciones aplicadas al gas atómico observado en nuestra Vía Láctea, por ejemplo, nos dan información sobre la rotación de la galaxia en torno a su centro.

nHI_alt_skyview_big

El cielo observado en la línea de 21 cm (Fuente: NASA APOD. Credito: J. Dickey (UMn), F. Lockman (NRAO), SkyView)

También, cuando observamos el cielo en el visible, vemos que hay zonas muy pobladas de estrellas, pero entre las cuales parece haber vacíos de estrellas, es decir, zonas completamente oscuras. Estas zonas son, en realidad nubes de hidrógeno molecular y polvo, siendo el polvo el responsable de que se vean oscuras. Las regiones de hidrógeno molecular son aún más frías que las regiones HI (del orden de los 10K como temperatura mínima, pero mucho más densas). Estas zonas son muy importantes, ya que es en su interior donde se forman las estrellas. Desgraciadamente no existe una línea espectral específica, como en el caso de las regiones HI, para poder observarlas, de hecho es complicado observar el hidrógeno molecular ya que el H2 es una molécula sin momento dipolar y no tiene líneas del tipo de la de 21 cm (en concreto no tiene líneas rotacionales. Sí tiene líneas vibracionales, pero es necesaria una energía muy alta para que se produzcan transiciones que permitan la generación de estas líneas. Estas condiciones no se dan en todas las regiones de la nube, sólo en la proximidad de las estrellas en formación por lo que da poca información sobre el resto de la nube).

Si el polvo nos impide observar en el visible y no existe una línea clara para observar en radio, ¿cómo podemos estudiar estas regiones?

Como hemos mencionado antes, existen otros elementos más pesados en el medio interestelar y de hecho estos elementos forman moléculas que, aunque su abundancia sea menor, nos permiten observar el interior de estas nubes. Una de estas moléculas es el monóxido de carbono (CO), que sí tiene un momento dipolar neto y por lo tanto emite líneas rotacionales que se pueden observar utilizando radiotelescopios. También el amoniaco (NH3) nos ayuda a ver el interior de estas nubes. De esta manera podemos estudiar el entorno en el que nacen las estrellas a través de su densidad y temperatura, por ejemplo.

barnard68_vlt_big

Barnard 68. Una nube molecular (Fuente: NASA APOD. Crédito. FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO)

Cuando las estrellas, en el interior de las nubes moleculares, se han empezado a formar, son jóvenes y con mucha energía, por lo que emiten radiación muy energética (en el rango del ultravioleta) que hace que el hidrógeno que hay en las nubes se ionice y pase a ser HII. Las regiones HII son, por tanto, muy calientes. Aun así, el polvo interestelar no permite que se observe en el interior de las nubes y tenemos que recurrir de nuevo a los radiotelescopios. La radiación que emiten estas estrellas recién formadas genera, en las nubes HII, radiación de frenado. Esta radiación se produce cuando un electrón se aproxima a un átomo de hidrógeno ionizado que hace que el primero se desvíe de su trayectoria emitiendo así una radiación que, debido a que hay muchos electrones aproximándose a muchos protones a diversas distancias, hace que aparezca un espectro continuo de radiación. En este caso la radiación de frenado se estudia en el rango de los rayos X y por ello no utilizamos radio telescopios para estudiarla, sin embargo combinando la información de rayos X con la de radio al estudiar las nubes moleculares, la información obtenida es muy valiosa.

M17-HST-Subaru-LLL

Messier 17 o nebulosa Omega. Una región II (Fuente: NASA APOD. Crédito Subaru Telescope (NAOJ), Hubble Space Telescope, Color data: Wolfgang Promper, Processing: Robert Gendler)

Como hemos visto, hay muchas más cosas de las que nuestros ojos pueden ver a simple vista, o incluso utilizando telescopios convencionales. El medio interestelar es, en muchos aspectos, un misterio que todavía tenemos que resolver. Ya sea utilizando radiotelescopios u otro tipo de detectores, nos queda mucho camino por recorrer. Mientras tanto podemos disfrutar de algunas de las bonitas imágenes que otros telescopios nos han dejado a lo largo de los años, como una de mis preferidas la Nebulosa de Orión.

m42_hst_big

M42 o nebulosa de Orión (Fuente: NASA APOD. Crédito: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) et al.)

Referencias

¿Qué hay entre las estrellas?

Medio Interestelar

Astrofísica del medio interestelar

Proyecto PARTNeR

Antenas para observar el Universo

¿Quién no ha mirado al cielo en una noche despejada, en un lugar apartado de las luces de la ciudad y no se ha preguntado si hay algo más bonito que el cielo estrellado? Es casi seguro que todos aquellos que en algún momento decidimos estudiar el universo en sus múltiples facetas empezamos así y, de hecho, además de maravillarnos con la belleza del cielo empezamos a preguntarnos por qué todo lo que veíamos era como era y no de otra manera.

También es casi seguro, que todos empezamos a pedirles a nuestros padres que nos compraran un telescopio, que aunque lo queríamos grande, siempre era más pequeño de lo que esperábamos.

Más adelante, además del telescopio, queríamos libros y más libros sobre como observar el cielo, que objetos se podían observar, cuando se podían observar y que además tuvieran fotos chulas de galaxias, nebulosas, cúmulos globulares y, en definitiva, cualquier objeto que se encuentre ahí fuera.

En esos libros también venían fotos de telescopios, y como no, es casi seguro que los queríamos todos, refractores, reflectores… pero, para muchos de nosotros, la sorpresa fue descubrir que había telescopios por los que no había ningún agujero por el que mirar. De hecho, ni siquiera parecían telescopios, eran más parecidos a las antenas parabólicas que algunos tenían para ver muchos canales de televisión. ¿Qué era eso? ¿De verdad se podía observar al Universo con esas antenas?

Esas antenas son, en realidad, radiotelescopios, y si, se puede observar el Universo con ellos. Es más, se debe observar con ellos.

Yebes_40mRadiotelescopio de 40m del IGN en Yebes (Fuente: IGN)

Los telescopios convencionales, con un agujero por el que mirar, normalmente observan el universo en el rango del espectro visible, es decir, de todo el espectro electromagnético, sólo son capaces de ver las longitudes de onda que corresponden a la luz visible, que son las mismas que vemos con nuestros ojos. Sin embargo, los radiotelescopios son capaces de detectar otras longitudes de onda, mucho más largas que los ópticos. Estas longitudes de onda están en el rango de las ondas de radio.

Un radiotelescopio es, en términos generales, una gran superficie parabólica (paraboloide de revolución) que actúa como colector de ondas de radio. Al tener forma parabólica, las ondas que llegan son reflejadas por la superficie y concentradas en un punto conocido como foco primario. En este punto pueden suceder dos cosas. Una es que en este punto se encuentre un receptor que se encarga de enviar la radiación reflejada a los instrumentos de medida y la otra es que en el foco primario se encuentre un subreflector que refleje la radiación a un receptor colocado en la superficie colectora y que de ahí se envíe a los instrumentos de medida. Ambas opciones son posibles, pero la segunda permite el acceso al receptor para su mantenimiento y también permite que el peso sea mayor.

 EsquemaElementos de un radiotelescopio (Fuente: Wikipedia Commons)

Los radiotelescopios son antenas que pueden llegar a ser enormes, llegando incluso a los 100 metros de diámetro o incluso más de 300 metros como el radiotelescopio de Arecibo. El tamaño influye en la resolución de la información recogida. A mayor tamaño, mayor resolución. El principal problema es que es prácticamente imposible construir antenas del tamaño de varios kilómetros (o cientos de kilómetros) para obtener una gran resolución. Esto no quiere decir que los radiotelescopios de tamaños más modestos, por debajo de los 100 metros e incluso de alguna decena de metros, no sean útiles porque no tienen suficiente resolución. Muchos descubrimientos importantes se han realizado usando estos radiotelescopios. Pero igual que cualquier científico, los astrónomos y astrofísicos siempre quieren más, sobre todo cuando por cada respuesta que se encuentra surgen nuevas preguntas.

Effelsberg_total2Radiotelescopio de 100m del Instituto Max Planck en Effelsberg (Fuente: Wikipedia Commons)

Arecibo_Observatory_Aerial_ViewRadiotelescopio de 305 m de Arecibo (Fuente: Wikipedia Commons)

Para dar respuesta a estas nuevas preguntas, no sólo se construyen radiotelescopios más grandes, sino que se construyen muchos telescopios que se conectan entre sí, ya sea de manera física, es decir, que la radiación recogida por todos ellos sea enviada a un mismo centro de análisis en el momento de recibirla, o de manera “virtual”, que consiste en que cada radiotelescopio recoja su propia información y la después la envíe a otros centros remotos donde se analizará de manera conjunta con la información recibida de otros radiotelescopios.

Hacer esto es posible gracias a técnicas de interferometría. La interferometría consiste precisamente en combinar la radiación de varias fuentes (varios radiotelescopios) de manera que se aumente la resolución de la información que se está recibiendo. La interferometría se basa en el hecho de que la radiación son ondas electromagnéticas. Para entender que es la interferometría, vamos a hablar de un experimento clásico en la historia de la Física: el experimento de la doble rendija.

Cuando se coloca un foco de luz delante de una pantalla y se coloca una lámina que no deje transmitir la luz del foco a la pantalla entre ellos, pero a la que se le han practicado dos finas hendiduras a modo de rendijas, la luz, al pasar por las rendijas se difracta y sigue diferentes caminos. Al incidir sobre la pantalla, la luz difractada procedente de cada rendija interfiere, ya que llega desde diferentes direcciones y en diferentes momentos, y esta interferencia hace que se observen líneas oscuras donde la luz ha interferido destructivamente y líneas brillantes donde ha interferido constructivamente. Se observa que cuando la fuente de luz es puntual (un foco pequeño) el contraste entre las líneas claras y oscuras es más grande, mientras que cuando la fuente es extensa, el contraste es más difuso.

 quantum-double-slitExperimento de la doble rendija (Fuente: Wikipedia Commons)

La interferometría usando radiotelescopios sigue el mismo principio. Las ondas de radio llegan a los radiotelescopios que están separados una cierta distancia en momentos distintos (la diferencia de tiempo es muy pequeña, pero perceptible con sistemas precisos de medición de tiempo). Esto hace que las señales de las ondas de radio medida por todos los radiotelescopios generen un patrón de interferencia. Estudiando el patrón y el contraste entre las señales claras y oscuras medidas, se puede reconstruir la forma y las características de la fuente de ondas de radio.

 ALMAVisión artística de los radiotelescopios de ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) para interferometría de larga base (Fuente: ESA)

Usando la interferometría podemos conseguir aumentar la resolución de la imagen ya que, aunque tengamos pequeños radiotelescopios separados por unos pocos metros o kilómetros en el caso de que la conexión sea física (también conocida como interferometría de larga base) o muchos kilómetros en el caso de que sea “virtual” (conocida como interferometría de muy larga base), el resultado final es como si tuviéramos un radiotelescopio del tamaño de la máxima separación entre los radiotelescopios pequeños. Esta técnica se puede utilizar incluso utilizando radiotelescopios en órbita.

Los radiotelescopios son muy útiles para estudiar diversos fenómenos que ocurren en el universo y que no podemos observar con telescopios convencionales como son el nacimiento de estrellas y el medio interestelar en el que nacen. Sobre cómo se utilizan los radiotelescopios y de la física que hay detrás de los fenómenos que observan, hablaremos en una próxima entrada.

Referencias:

http://partner.cab.inta-csic.es/

http://www.upv.es/satelite/trabajos/pracGrupo11/radio/

ALMA y el nacimiento de una estrella

La semana pasada mientras veía las noticias en la televisión, la presentadora del telediario llamó mi atención cuando dijo que investigadores chilenos habían conseguido observar por primera vez el nacimiento de una estrella. Mi primera impresión fue, estupendo verdaderas noticias “estelares”  en la televisión. Después mientras veía el video que pusieron, escuchaba lo que la presentadora decía y me tranquilizaba después de mi primera reacción, la cosa cambió un poco.

La noticia hacía referencia a los resultados publicados en la revista Astrophysical Journal en el artículo “ALMA observations of the HH 46/47 Molecular Outflow” (Observaciones del flujo molecular de HH 46/47) por Hector Arce de la Universidad de Yale y sus colaboradores.

ALMA es el acrónimo de “Atacama Large Millimeter/submillimeter Array” y se trata de un conjunto de radiotelescopios financiados y desarrollados en el marco de una gran colaboración entre instituciones europeas, norteamericanas y del este asiático en cooperación con la República de Chile. ALMA situado a unos 50 km de San Pedro de Atacama en Chile, en una meseta a gran altura en los andes chilenos debido a su altitud y condiciones meteorológicas adecuadas para la observación astronómica incluidas las observaciones con radiotelescopios.

Imagen: ESO/C.Malin

Imagen: ESO/C.Malin

Imagen: ESO/C. Malin

El objeto que ha sido observado es el HH 46/47 situado a 1400 años luz. HH es el acrónimo de objeto Herbig-Haro que son nebulosas que se desarrollan en las proximidades de estrellas recién  formadas. Las estrellas jóvenes y calientes expulsan chorros de gas a muy alta velocidad que colisiona con el gas y polvo interestelar que existe en la región donde se ha formado la estrella. Estas colisionas ionizan el gas produciendo las emisiones características de los objetos Herbig-Haro.

La noticia no iba tan desencaminada al fin y al cabo: era verdad que estaba relacionada con investigadores chilenos (al menos algunos, incluido el líder de la investigación mencionado antes) que usaron con un radiotelescopio situado en Chile y estaba relacionada con el nacimiento de estrellas, pero… en realidad no es la primera vez que se observa un nacimiento estelar y mucho menos el de la estrella asociada a HH 46/47. De hecho el objeto HH 46/47 se conoce desde hace tiempo y se tienen bastantes imágenes suyas. Lo interesante de la investigación es la observación, con una nitidez extraordinaria, gracias a las capacidades de ALMA (en tan sólo 5 horas de observación), de los chorros emitidos. Estas observaciones han permitido descubrir por un lado que los chorros eran más energéticos de lo que se pensaba y por otro que existe otro chorro que previamente no había sido observado anteriormente debido a que estaba oculto a las longitudes de onda del visible por el gas y polvo interestelar en el que está inmersa la estrella recién formada.

Los radiotelescopios observan en longitudes de onda más largas que los telescopios ópticos y estas longitudes de onda no son visibles por el ojo humano, por lo que no habíamos podido observar el nuevo flujo anteriormente.

Aunque las imágenes que se mostraron en las noticias y en diversos sitios en internet son imágenes fotográficas convencionales éstas están, en realidad, formadas por una combinación de diferentes imágenes en distintas longitudes de onda, incluyendo los mapas elaborados a partir de las observaciones en longitudes de onda de radio. Las imágenes tomadas por los radiotelescopios, y en concreto la tomada por ALMA de HH 46/47, suelen tener esta pinta:

Mapa de radio HH4647

El hecho de que estas imágenes contengan más información de utilidad científica que una simple foto no le quita valor a estas últimas que son muy bonitas y asombran a todos los que la miran.

A pesar del desliz de la presentadora a la hora de dar la noticia, probablemente porque es lo que le habían dicho que dijera, es muy de agradecer que entre información sobre la crisis y más crisis, se dé también información científica en los telediarios.

Os dejo con la imagen compuesta de HH 46/47, incluyendo la información que ha obtenido ALMA. Espero que os asombre tanto como a mí.

eso1336a

Imagen: ESO

Referencias:

http://www.eso.org/public/spain/news/eso1336/

Arce, Hector G. et al., ALMA Observations of the HH 46/47 Molecular Outflow.