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lunes, abril 06, 2009

Las condiciones para la paradoja de Olbers

La paradoja de Olbers nos dice que en un universo estático e infinito el cielo nocturno debería ser totalmente brillante sin regiones oscuras o desprovistas de luz. Formular las condiciones de la paradoja con precisión nos ayudará a entenderla mucho mejor.

En concreto, la formulación matemática de la paradoja consiste en calcular el flujo de luz que recibimos estando situados en el orígen de un sistema coordenado esférico. Para empezar establecemos dos hipótesis. La primera hipótesis es que las fuentes de luz se distribuyen de forma homogenea en el espacio. La segunda es que el espacio es estático.

Primero consideramos el flujo de luz que llega a nosotros emitido desde una fuente a una distancia r. En un espacio estático este flujo es proporcional al inverso del cuadrado de la distancia, f ~ 1/r². Luego consideramos la cantidad de fuentes de luz en una corona esférica. Esta cantidad n aumenta con el radio al cuadrado, n ~ r². Por tanto, la suma del flujo de luz de todas las fuentes de luz localizadas en una capa esférica a un radio cualquiera es F ~ f n. Este valor es una constante ya que la dependencia con r se cancela.

¿Cuántas capas esféricas queremos sumar? Empezamos con r = 0 y vamos avanzando a radios cada vez más grandes. Ahora establecemos dos hipótesis más. Primera que el universo es infinito en extensión. Segunda que sus fuentes de luz son eternas. Con ello vemos que la suma de capas esféricas es infinita y que cada capa contribuye con un valor constante (y no infinitésimo) al flujo total de luz. El resultado es por tanto infinito. Esta es la paradoja de Olbers.

Resumiendo, hemos dado con un flujo infinito combinando cuatro hipótesis:

1. Las fuentes de luz se distribuyen de forma homogenea en el espacio
2. El espacio es estático
3. El universo es infinito en extensión
4. Las fuentes de luz son eternas

Vamos a ir desglosando las hipótesis tomadas una a una.

Primera, la homogeneidad de las fuentes de luz. Si la distribución de fuentes no es homogenea la paradoja no tiene por qué darse. Benoit Mandelbrot, el creador de las fractales, propuso una cosmología que solucionaba la paradoja de Olbers precisamente de esa forma. En concreto, en un universo en el cual la distribución de fuentes de luz es de dimensión fractal menor que dos, la paradoja no se da aun en caso de tener infinitas fuentes en un universo infinito cuya existencia es eterna.

La razón es que ya no vale n ~ r² y no va a haber cancelación con f ~ 1/r². Lo que vale en general es que para una dimensión fractal D, n ~ r^{D-1}, haciendo que la paradoja se solucione si D < 2. La justificación de un modelo cosmológico así viene del hecho que a cierta escala las fuentes de luz parecen agruparse en distribuciones fractales en el universo - aunque según me consta a mí los estudios no son concluyentes y no son extrapolables a muy grandes escalas.

Segunda hipótesis, el espacio estático. Si el espacio no es estático ya no se cumple que f ~ 1/r², sino que en general para un universo en expansión el flujo está más diluido. En determinados modelos esto soluciona la paradoja. Esta era la solución del modelo estacionario de cosmología de Hoyle y Burbridge que se basaba en un espacio-tiempo de-Sitter.

Tercera hipótesis, la extensión infinita del espacio. Si el espacio no es infinito y tiene un borde (o digamos que la distribución de fuentes de luz tiene un borde), entonces la suma sobre coronas esféricas se acaba a un radio determinado. Con ello la suma del flujo es finita.

Ahora bien, cuidado, si el espacio es finito pero ilimitado (y el resto de las hipótesis siguien siendo válidas, en concreto la edad infinita de las fuentes de luz), entonces las luz emitida en pasados cada vez más remotos da una o varias veces la vuelta al universo hasta llegarnos. Dado que la edad de las fuentes es infinita la cantidad de coronas a considerar es otra vez infinita y la paradoja no se soluciona.

Cuarta hipótesis, la edad infinita de las fuentes de luz. Esta es evidente: si las fuentes de luz no existen desde un pasado infinito sino desde un tiempo T, entonces, dado que la velocidad de la luz c es finita, la cantidad de coronas a considerar es finita, en concreto hasta un radio R = c T.

Es maravilloso ver como esta paradoja tan simple y cotidiana nos pone frente a un misterio cosmológico sin precedentes y se convierte en una piedra angular de la cosmología, tal y como nos muestra la profundidad de las posibles soluciones a la paradoja. Cualquier modelo sobre el universo debe necesariamente de enfrentarse a ella.

miércoles, julio 16, 2008

A la caza de las enanas marrones - WISE

La naturaleza, evolución y población de enanas marrones es una de las grandes preguntas abiertas en la teoría y observaciones estelares. La misión WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA será un telescopio infrarrojo en órbita que deberá revelar definitivamente la naturaleza y el alcance de la población de enanas marrones.

Nuevas clases espectrales

La presión en el interior de estrellas con masas de menos de unas 0.08 masas solares (unas 80 veces la masa de júpiter) no es suficientemente alta para dar lugar a la fusión de hidrógeno en helio. Sin esta fuente de energía estas estrellas se enfrían hasta hacerse básicamente invisibles en el rango óptico del espectro electromagnético. No obstante, pueden ser detectadas en la región infrarroja del espectro.

Varios nuevos tipos espectrales, L y T, y adicionalmente también el Y, fueron definidos hace relativamente poco tiempo por el ahora investigador de WISE Davy Kirkpatrick para poder clasificar las enanas marrones dentro de la clasificación estelar OBAFGKM.

La letra L fue elegida por ser alfabéticamente cercana a M. La clase M contiene las estrellas frías como enanas rojas pero también supergigantes. Algunos de los objetos de la clase L tienen masa lo suficientemente grande como para iniciar la fusión de hidrógeno en helio, pero en general este no es el caso y se dice que su masa es subestelar. Con ello se diferencia entre estellas como tales, capaces de generar fusión, y enanas marrones en este caso de tipo L. Las enanas del tipo L son de color rojo muy oscuro, pero brillantes en el infrarrojo. Por otro lado, la clase T son enanas aún más frías con temperaturas de la superficie de entre 1500 y 700K. Por último, la postulada clase Y, aún más frías que las T y denominadas enanas marrones ultra-frías, con temperaturas superficiales menores que 700 K.

En general, tanto las enanas marrones como los planetas gigantes tipo júpiter emiten una gran parte de su radiación en el infrarrojo cercano a los 5 micrones. Dado que su combustible es sólo su agitación térmica estos objetos tienen una vida muy larga.



Evolución y población de enanas marrones

Las enanas marrones podrían ser las más comunes e incluso superar en número al resto de estrellas de todas las otras clases juntas. Estas estimaciones se basan especialmente en el estudio de discos protoplanetarios, que indican que el número de estrellas en la galaxia debería ser varios órdenes de magnitud superior a lo que observamos hoy. El resto inobservado de estrellas deberían ser precisamente enanas marrones.

La teoría sugiere que los discos protoplanetarios, formados inicialmente por colapso de nubes (teoría de Jeans), se encuentran en una carrera evolutiva los unos contra los otros: el primero de ellos en formarse se convertirá en una protoestrella, que será muy probablemente un objeto muy violento emitiendo fuertes vientos estelares con altas presiones, y, con ello, barriendo el gas de los los discos protoplanetarios vecinos y destrozándolos. Tras ello, estos discos protoplanetarios destrozados, y faltos de masa, probablemente se convertirán en enanas marrones de clases L, T o Y. Dado que viven tanto tiempo, estos objetos se acumularán a lo largo del tiempo y pasarán a englosar el grueso de objetos en la galaxia.

De hecho, hay estudios que demuestran que quizás existan unas 200 enanas marrones con una masa 10 veces la masa de júpiter a menor distancia que unos 8 parsec (26 años luz) del sol. En general, la población de objetos de este tipo en el vecindario galáctico debería ser igual de grande que la estelar.

La siguiente figura representa una muestra de estrellas dentro de un radio de 26 años luz del sol visibles desde el hemisferio norte. Las estrellas están a la izquierda y una estimación del número de enanas marrones en la derecha. A pesar de que existen al menos el mismo número de enanas marrones que estrellas, las estrellas son los responsables de la mayor parte de la masa.



Estadísticamente hablando hay una probabilidad considerable de que exista una enana marrón más cercana al sol que Proxima Centauri.

La misión WISE

A pesar del éxito de censos como el 2MASS y el SDSS no se han podido encontrar las enanas marrones más frías que unos 750 K. Los objetos más fríos emiten en una región que queda inexplorada por los censos y es precisamente en esta región donde trabajará WISE. Con WISE será posible observar enanas marrones de 450 K a unos 75 años luz de distancia, enanas marrones de 300 K a unos 20 años luz y enanas marrones de 150 K a unos 10 años luz.

WISE será sensible básicamente a la radiación en 5 micrones. La figura de abajo muestra una gráfica de la emisión electromagnética de un planeta tipo júpiter (FFP) a una distancia de un año luz de nosotros y la de una enana marrón (BD) de 200 K a la distancia de Próxima Centauri. Frente a estas curvas se muestra la sensitividad de WISE.



WISE será un satélite que estará en órbita alrededor de la tierra. Su telescopio de 40 cm y los detectores se mantendrán muy fríos (15 K) para ser sensitivos a la radiación infrarroja. Su lanzamiento está previsto para finales del 2009. Todavía un largo tiempo, pero este es sin duda un proyecto que merece nuestra atención. El investigador principal de WISE es Ned Wright.

Referencias e información adicional

lunes, julio 14, 2008

Galaxias activas

Entre otras cosas este blog ha resultado serme útil para recopilar en él mis aportaciones o resúmenes de discusiones interesantes en foros. Aquí viene una reciente aportación en el foro de la web de física sobre galaxias activas. Se trata de una muy corta introducción a las característicias principales desde un punto de vista más bien teórico, algo diferente a los artículos de wikipedia y basado en la segunda parte (la teoría) del capítulo correspondiente en [1].

Las galaxias activas son galaxias con un núcleo de actividad o luminosidad sobresaliente en alguna parte del espectro. El nombre común a esta variedad de fenómenos observados refleja también una naturaleza común que la proporciona la existencia de un disco de acreción.

El disco de acreción

El disco de acreción en estos casos circunda a un agujero negro supermasivo central. Generalmente la materia del disco de acreción cae hacia el agujero negro y la energía gravitacional es transformada en calor, haciendo que el disco emita radión térmica, usualmente en el ultravioleta extremo (que para galaxias activas se suele conocer como "big blue bump").

En general, la cantidad de materia por unidad de tiempo que puede caer en un agujero negro depende de la presión de la radiación que esta misma materia genera. Si la presión de radiación es muy grande aparece un límite, denominado límite de Eddington, en el cual existe un equilibrio hidroestático entre la presión de radiación y la gravitación de la materia. El cociente entre la luminosidad del disco de acreción y la luminosidad de Eddington, en definitiva la tasa de acreción, es uno de los factores más determinantes de la estructura y forma del disco de acreción.

Precisamente la forma del disco de acreción y su orientación relativa respecto a nosotros determina el tipo de fenómeno que observamos. Por ejemplo, un objeto Seyfert tipo 1 es el mismo que uno tipo 2 pero su orientación respecto a nosotros es diferente.

Las líneas de emisión

Por otro lado, esta emisión electromagnética del disco se observa como un continuo fuerte mas unas líneas anchas ("broad line region") y también unas líneas algo más estrechas ("narrow line region").

El continuo aparece debido a la emisión térmica cerca del agujero negro y las líneas anchas son debido a gas algo más lejano, aunque aún cercano, excitado por la emisión de continuo. El ensanchamiento de las líneas es consecuencia de un ensanchamiento Doppler, ya que el gas está suficiéntemente cerca del agujero negro como para rotar por su acción y también como para no poder ser resuelta tal rotación observacionalmente. Adicionalmente también se excita material más lejano que resulta en la emisión de líneas más estrechas, al no sufrir estas líneas ensanchamiento Doppler.

La corona

Otro componente, aunque no tan relevante, es la existencia de una denominada corona. A diferencia del disco de acreción la corona no es un componente que se espera encontrar en el núcleo de todas las galaxias activas.

La corona es un envolvente de electrones y protones muy energéticos los cuales interactúan con los fotones emitidos, dándoles aún más energía y convirtiéndolos en rayos-X (scattering de Compton inverso) y dando lugar a un continuo de rayos-X. Esta nube de electrones y protones se forma debido a la existencia de campos magnéticos como consecuencia de la carga eléctrica del agujero negro en rotación (lo que se conoce como mecanismo de Blandford-Znajek).

Los jets y la emisión de radio

Hay luego otra característica fundamental que es diferenciadora y clasifica a las galaxias activas en dos grupos básicamente. Se trata de la existencia de jets.

Los jets se forman cuando la materia es expelida por aceleraciones en el campo magnético. Presentan emisión de radio por sincrotrón y usualmente polarización de la radiación. Probablemente cierto fenómeno de jet aparezca siempre debido a los campos magnéticos, pero es un hecho que existen algunos núcleos de galaxias activas con jets potentísimos en la emisión de radio. Esto clasifica a las galaxias activas en radio-quiet y radio-loud.

Las galaxias activas radio-quiet se asume que corresponden con acreciones moderadas con agujeros negros de masa relativamente pequeña, mientras que las galaxias activas radio-loud corresponden con acreciones fuertes y agujeros negros de gran masa.

La variabilidad

Por último hay que mencionar la variabilidad. Este fenómeno se da de forma muy variada y tomando todas las observaciones se puede decir que aparece en todo el espectro electromagnético. Hay básicamente dos tipos, de corto plazo y de largo plazo.

En general, la variabilidad a corto plazo es un fenómeno que se cree nos dice algo sobre la forma del emisor en la región, como por ejemplo inhomogeneidades, flujos relativistas variables, etc. Para la variabilidad a largo plazo se postulan por ejemplo como causa cambios en la estructura del disco de acreción. No hay un modelo unificador para explicar la variabilidad en todo el espectro y la cantidad de hipótesis propuestas es variada.

Clasificación

Dejando de lado la emisión de contínuo, que es relativamente similar en todas las galaxias activas, se tienen por tanto las siguientes características: (i) líneas anchas y estrechas (ii) emisión de rayos-X (iii) emisión de radio (iv) polarización de la luz (v) variabilidad y (vi) tipo de galaxia en la que se encuentra el núcleo activo. Estas observaciones se reparten de la siguiente forma en las siguientes clases de objetos (clasificación según Carroll & Ostlie [1]):

  • Galaxias Seyfert: Sus características generales son líneas anchas y estrechas, emisión de radio débil, emisión de rayos-X y gamma hasta 100 keV, tienen lugar en galaxias espirales, y presentan variabilidad. Se clasifican en tipo 1 y tipo 2. Las de tipo 1 son variables y tienen una emisión de rayos-X más fuerte que las de tipo 2, las cuales, a su vez, no presentan variabilidad.

  • Cuásares: Sus características generales son líneas anchas y estrechas, emisión de radio, variabilidad, emisión de rayos X y gamma hasta 100 MeV. Se clasifican en radio-quiet y radio-loud. Las radio-loud presentan una fuerte emisión de radio y polarización.

  • Galaxias radio: Sus características generales son emisión de radio fuerte (son radio-loud), tienen lugar en galaxias elípticas, y no presentan variabilidad. Se clasifican en BLRG (Broad Line Radio Galaxy) y Galaxias radio, NLRG (Narrow Line Radio Galaxy). Las BLRG presentan líneas anchas y adicionalmente polarización. Las NLRG presentan líneas estrechas.

  • Blazars: Sus características generales son una emisión de radio muy fuerte con un jet en la línea de visión y polarización, además de variabilidad y una luminosidad muy alta. Se clasifican en objetos BL Lac que no tienen líneas y se encuentran todos a desplazamientos al rojo muy altos, y cuásares OVV (Optically Violent Variable) con líneas anchas y estrechas y mucho más luminosos que los objetos BL Lac.

  • Por último están los objetos ULIRG (Ultra-Luminous Infrared Galaxy) que son cuásares envueltos en polvo interestelar, y los objetos LINER (Low-Ionization Nuclear Emission-line Regions) que son probablemente galaxias espirales con starburst o regiones de HII con emision fuerte.


Existen modelos que unifican las observaciones basandose en las características mencionadas arriba. Como hemos mencionado, por ejemplo, un objeto Seyfert tipo 1 es el mismo que uno tipo 2 pero su orientación respecto a nosotros es diferente. La unificación entre radio-quiet y radio-loud no parece del todo posible por un mismo modelo y aparentemente son clases de objetos diferentes debido a la naturaleza del disco de acreción, especialmente la tasa de acreción que ocurre en él. La imagen de abajo nos muestra cómo las diferentes observaciones pueden resultar de un mismo objeto:



Otra imagen más en la red para ilustrar la situación. La parte de arriba representa el modelo radio-loud y la de abajo el radio-quiet (son modelos diferentes, ya que, el jet, si existe, aparece en ambas direcciones):



Referencias

[1] An Introduction to Modern Astrophysics, Carroll & Ostlie
[2] Active galactic nucleus, wikipedia

martes, julio 01, 2008

El movimiento de la galaxia

En la entrada anterior hemos analizado el movimiento del sistema solar en la galaxia. En esta entrada vamos a analizar el movimiento de la galaxia en el universo. Para analizar el movimiento del sistema solar en la galaxia fuimos desde lo más grande a lo más pequeño: primero el movimiento del LSR en la galaxia y luego el movimiento del sol dentro del LSR. Ahora vamos a proceder alrevés. Nos vamos a encontrar básicamente con tres velocidades que se superponen: (i) la velocidad de la galaxia dentro del Grupo Local de galaxias (ii) el movimiento del Grupo Local de galaxias dentro del supercúmulo de Virgo y, por último, (iii) el movimiento del supercúmulo de Virgo respecto del centro del baricentro (centro de masas) del universo observable. Entender estos movimientos, su magnitud, dirección en el cielo nocturno, su dinámica y las estructuras de materia que dan lugar a él, será la meta de esta entrada.

La distribución de materia a gran escala

Estos tres movimientos son órbitas debido a la gravitación de estructuras cada vez mayores. No obstante, a escalas mucho mayores (más de 300 Megaparsec) es de esperar que el movimiento deje de existir. Esto es debido al principio cosmológico, que dice que no podemos encontrar una dirección preferida en el movimiento de materia y esta ha de encontrarse por tanto en reposo. El centro de masas del universo observable está en reposo respecto de un sistema de referencia en el cual el fondo cósmico de microondas es observado como homogeneo e isótropo y en el cual la expansión del espacio es también observada isótropa y cumpliendo la ley de Hubble. A este respecto conviene no obstante notar que en los últimos años ha habido algo de controversia sobre el tema con un famoso estudio de Lauer & Postman de 1994 que afirmaron haber encontrado un movimiento a muy grandes escalas (large scale bulk flow) no nulo, pero este tema parece haberse ido aclarando con los últimos grandes censos de galaxias dando razón al principio cosmológico.

Conviene también notar antes de seguir que el tipo de movimiento que tratamos aquí es un movimiento peculiar, debido a fuerzas locales. No es un movimiento de recesión debido a la expansión del espacio. La expansión del espacio (o flujo de Hubble) empieza a ser observacionalmente notable ya a distancias cosmológicamente pequeñas de incluso un Mpc (Megaparsec) o menor, pero en muchos casos es indetectable debido a que las galaxias tienen movimientos peculiares muy fuertes que la desfiguran, anulan o superan. Dada esta eventualidad, de lo que tratamos aquí es por tanto de un residuo de velocidad, una vez substraido el flujo de Hubble, denominado velocidad peculiar. Medir la desviación del flujo de Hubble de las galaxias cercanas no es tarea sencilla, ya que para ello hay que seleccionar un método alternativo a la ley de Hubble para determinar las distancias de galaxias. A distancias grandes los métodos alternativos tienen errores no despreciables. Esto se puede aliviar recurriendo a medir grandes cantidades de galaxias en volúmenes mayores, pero entonces aparece el peligro de tener muestras sesgadas por galaxias indetectadas debido a su baja luminosidad (a esto se lo conoce como Malmquim bias).

El caso es que, al igual que es de esperar que el movimiento deje de existir a escalas muy grandes, la distribución de materia sólo es de suponer homogenea e isótropa a escalas considerablemente mayores que 100 Mpc. En definitiva, la validez del principio cosmológico se nos presenta a partir de esas escalas colosales. Por debajo de ella, las galaxias se encuentran casi en su totalidad agrupadas en grupos y/o cúmulos. Los cúmulos y grupos a su vez en supercúmulos. Los supercúmulos son agrupaciones de miles de galaxias, con forma aplanada o alargada usualmente. Entre ellos hay filamentos que los unen y vacíos que los separan. Todo en uno, el universo presenta una pauta de filamentos y supercúmulos - los cuales se agrupan a su vez en paredes - y de grandes vacíos, que todo en uno le dan un aspecto de esponja. Las agrupaciones de filamentos y las paredes están sólo parcialmente ligadas gravitacionalmente y este tipo de pauta es resultado transitorio del colapso gravitacional. En general, la dinámica de gravitacional que da lugar a los filamentos y la pauta de esponja se puede obtener de simulaciones, pero no está del todo bien entendida aún.



Una de las estructuras con forma de pared es en la que nosotros nos encontramos y se denomina plano supergaláctico. Contiene al supercúmulo local (o supercúmulo de Virgo), el supercúmulo de coma, el supercúmulo de Perseo-Piscis y el supercúmulo de Shapley. Esta pared separa dos enormes vacíos conocidos como supervacío local norte y supervacío local sur. Existe un tipo de coordenadas denominadas coordenadas supergalácticas de de-Vaucoleurs, en las cuales el plano supergaláctico se encuentra en z = 0 (SGZ = 0) cortando los dos vacíos.



En este enlace hay un diagrama de la localización en el cielo los cúmulos conocidos a desplazamientos al rojo muy bajos.

It may be - I hope it is - redemption to guess and perhaps perceive that the universe, the hell which we see for all its beauty, vastness, majesty, is only part of a whole which is quite unimaginable. William Golding


El movimiento de la galaxia

El Grupo Local de galaxias es un grupo de galaxias formado por la Vía Láctea, la galaxia Andrómeda (M31), M33 (galaxia del Triángulo) y unas treinta galaxias restantes menores como por ejemplo las nubes de Magallanes. Su masa viene determinada en un 90% por la masa de la Vía Láctea y Andrómeda y el momento angular del grupo es prácticamente nulo. Esto significa que su baricentro está entre ambas y que ambas están en una órbita de ecentricidad muy cercana a uno, es decir, en rumbo de colisión. La velocidad de la Vía Láctea respecto del baricentro del Grupo Local es de unos 60 km/s. Su dirección, la de la galaxia Andrómeda, la cual podemos encontrar con prismáticos en la constelación de Andrómeda en el cielo de otoño.



El Grupo Local de galaxias, a su vez, se mueve aproximadamente hacia el baricentro del supercúmulo de Virgo a una velocidad del órden de unos 200 km/s, localizado en el cúmulo de Virgo en la constelación de Virgo en el cielo nocturno de primavera. A este movimiento se lo denomina virgocentric flow (flujo virgocéntrico). Por su parte, el supercúmulo de Virgo, así como el supercúmulo de Hydra-Centauro se mueven todos como en un colosal rio hacia el Gran Atractor, una concentración enorme de materia quizás de unas 10^16 masas solares (más de diez veces la masa del supercúmulo de Virgo) a unos 600 km/s. La dirección correspondiente del cielo resulta ser la constelación de Centauro.



Fue con los estudios de Lyndel-Bell et al a finales de los ochenta, como por ejemplo este, con los que tal movimiento peculiar fue identificado postulando su orígen en lo que se denominó Gran Atractor:

The excess must be ~ 5.4 10^16 Msol, comparable to the largest superclusters in order to generate the streaming motion at the Sun


El Gran Atractor se ha postulado también con una velocidad peculiar, acercándose a su vez algo hacia el rio de cúmulos que se acercan a él, pero no parece haber conclusiones claras al respecto. En defintiva, o se acerca un poco o está en reposo respecto del centro de masas del universo observable y del sistema de referencia en el cual el fondo cósmico de microondas es observado como homogeneo e isótropo y en el cual la expansión del espacio es también observada isótropa y cumpliendo la ley de Hubble. La mínima desviación de la isotropía del fondo que produce nuestro movimiento peculiar (el sistema solar en la galaxia y la galaxia respecto del fondo) se conoce como dipolo. Esto es un patrón debido al efecto Doppler, dando lugar a unos fotones desplazados al azul en una dirección del cielo, en la dirección de la constelación de Centauro que es la componente dominante de la velocidad, y otros fotones desplazados al rojo en la dirección opuesta.

La localización exácta del Gran Atractor, su masa y distancia, siguen siendo objeto de controversia. Se ha postulado también que el flujo de supercúmulos se extiende mucho más allá del supercúmulo de Hydra-Centauro, pero no hay conclusiones claras al respecto (ver [1] capítulo 27). La idea más aceptada parece ser que el Gran Atractor es probablemente un (o una colección de) supercúmulo(s) formada principalmente por el cúmulo de Norma como el cúmulo central a ellos.

Referencias adicionales

[1] An Introduction To Modern Astrophysics, Carroll & Ostlie
[2] Principles of Physical Cosmology, J.P.E Peebles

jueves, junio 26, 2008

El movimiento del sistema solar

En esta entrada vamos a tratar de entender cómo se mueve el sistema solar en nuestra galaxia. Queremos llegar a entenderlo de forma intuitiva y queremos ser capaces de localizar la dirección del movimiento del sistema solar en el cielo nocturno. Para ello tenemos que entender antes algo de teoría.

Primero, hay que mencionar que el sol gira alrededor de el centro galáctico con un período de unos 230 millones de años a una velocidad de unos 220 km/s. Estos números no son conocidos con gran exactitud, pero para hacernos una idea bastarán (ver aquí y aquí para más información). Podemos considerar en primera aproximación, idealizada, que se trata de una órbita circular alrededor del centro de la galaxia.

Pero sabemos por un lado que las órbitas gravitatorias no son circulares en general sino elípticas. Por ejemplo, el movimiento de la tierra alrededor del sol es una órbita elíptica o kepleriana. No obstante, la galaxia no es un cuerpo central esférico sino una distribución de masa con simetría cilíndrica. Esto desvía ligéramente la órbita respecto de una órbita kepleriana. Por otra parte, el sol es gravitacionalmente influido por las estrellas cercanas a él. Todo en uno estas desviaciones del movimiento del sol respecto de la órbita circular ideal son pequeñas y el movimiento puede separarse razonablemente en dos partes (i) un movimiento de traslación circular en torno al centro galáctico y (ii) un movimiento peculiar debido a interacciones gravitacionales que lo desvían del movimiento circular. Definamos con precisión estos dos movimientos.

El Sistema de Reposo Local o Local Standard of Rest (LSR) en inglés es un marco de referencia que se encuentra en una órbita circular alrededor del centro galáctico. El movimiento del Sol con respecto a la dinámica del LSR se denomina movimiento peculiar o movimiento solar básico. Es de unos 16.6 km/s hacia AR = 17:49:58, Dec = 28:07:04. Este valor difiere de una referencia a otra, pero para nuestra precisión un valor de AR = 18:00:00, Dec = 28:00:00 será suficiente. Esta dirección, hacia la que el Sol se mueve con respecto al LSR, se denomina ápex. El ápex a AR = 17:49:58, Dec = 28:07:04 se encuentra en la constelación de Hércules en el cielo nocturno.



Los valores de AR (Ascensión Recta) y Rec (Declinación) son en coordenadas ecuatoriales, un tipo de coordenadas celestes muy usadas en astronomía que determinan la posición de un objeto en la esfera celeste respecto al ecuador celeste y al equinoccio vernal. Si esto te es desconocido conviene que visites la página de wikipedia sobre las coordenadas ecuatoriales.

El movimiento del sol respecto de las estrellas cercanas, dentro del LSR, se establece midiendo la velocidad radial de las estrellas en la vecindad solar. El resultado, por ejemplo, el valor dado anteriormente, depende de la profundidad de la muestra (el número de estrellas usado para la media), y las clases espectrales de las estrellas seleccionadas (que da lugar a mayor o menor dispersión de la muestra). Para evitar esta incertidumbre en esta definición tan importante, los astrónomos han definido un marco respecto del cual el movimiento solar es de 20 km/s hacia AR = 18:00:00.0, Dec = 30:00:00. Este marco se denomina LSR cinemático (kinematical LSR) y el movimiento del sol dentro del LSR cinemático se denomina movimiento solar estándar. Estríctamente el LSR mencionado anteriormente, respecto del cual el sol se mueve con unos 16,6 km/s hacia AR = 17:49:58, Dec = 28:07:04 se denomina LSR dinámico (dynamical LSR). A pesar de que el LSR cinemático es el más utilizado, vamos a olvidarnos de él y centrarnos en el LSR dinámico que es más intuitivo de entender.

Observemos la siguiente imagen:



Esto se supone que representa la mitad de la galaxia, con el núcleo galáctico y centro a la derecha. El LSR se mueve en una órbita circular alrededor del centro galáctico. Por otra parte, dentro de o respecto del LSR, en el recuadro pequeño, el sol tiene su propio movimiento peculiar con su velocidad peculiar. Para entender mejor el movimiento del LSR debemos echar un vistazo a las coordenadas galácticas. El siguiente dibujo da una idea de este sistema coordenado:



Estas coordenadas se definen de tal modo que la longitud LII = 90 apunta en la dirección de la rotación de la galaxia. La latitud BII = 0 corresponde con el plano galáctico. De este modo, el LSR se mueve hacia LII = 90, BII = 0. ¿Dónde está esa dirección ubicada en el cielo nocturno? Esta dirección corresponde en el cielo con la constelación del Cisne. Para comprobarlo podemos ir a esta página donde podemos convertir las coordenadas ecuatoriales de la constenación del Cisne (aprox AR = 20:62h, Dec =+42:00) a galácticas. Por medio de esta página podemos comprobar también la orientación de la eclíptica (el plano del movimiento de la tierra alrededor del sol) respecto del plano galáctico. Del dibujo de las coordenadas ecuatoriales en el enlace mencionado de wikipedia, vemos que la normal a la eclíptica se encuentra a AR: 16.00.00 y Dec: 66.5h. Insertando en la calculadora se tiene LII= 99.8 BII= 41.3, es decir, la normal apunta casi en la dirección del movimiento del sol.

Así llegamos a nuestro primer resultado: el sistema solar se mueve en órbita circular con el LSR hacia la constelación del Cisne, a una velocidad de unos 220 km/s y con la eclíptica orientada de forma casi perpendicular a su movimiento de traslación.



Además, hemos visto que el sistema solar se mueve dentro de o respecto del LSR hacia la constelación de Hércules con una velocidad de unos 20 km/s. Ahora queremos comparar las dos velocidades.

En primer lugar, es evidente que la peculiar velocidad del sol es pequeña si se compara con la velocidad circular (menos del 10%). En segundo lugar, nos gustaría saber la dirección del peculiar movimiento en coordenadas galácticas. Para ello tenemos que convertir las coordenadas ecuatoriales del ápex en coordenadas galácticas. Para ello volvemos a la página mencionada e insertamos AR = 18:00:00, Dec = 28:00:00, para obtener más o menos LII = 54.00 y BII = 23.00. Si observamos la figura anterior, teniendo en cuenta que LII = 90, BII = 0 es la dirección de movimiento del LSR, se puede ver que el movimiento peculiar del sol, LII = 54.00, BII = 23.00, tiene un componente en la misma dirección que el movimiento del LSR, otro componente hacia el centro galáctico y otro componente hacia el polo norte galáctico:



El movimiento vertical respecto del plano galáctico es interesante ya que el sol resulta tener un periodo de oscilación de varios millones de años respecto del plano galáctico. Este movimiento se ha especulado como causa de extinciones masivas, postulándose el paso por el plano galáctico como causa de perturbaciones de la nube de Oort y el consiguiente bombardeo del interior del sistema solar con cometas. El movimiento horizontal respecto del plano galáctico es consecuencia de la simetría cilíndrica de la galaxia, que hace que las órbitas deban ser modeladas por medio de epiciclos en general (más información por ejemplo en An Introduction to Modern Astrophysics, Carroll & Ostile).

Hemos situado las direcciones del movimiento del LSR y peculiar en el cielo y las hemos comparado, tanto en coordenadas ecuatoriales como galácticas. Ahora queremos saber cómo se mueve el sistema solar hacia el ápex ¿se mueven hacia arriba, hacia abajo, hacia la izquierda, hacia la derecha, etc? Evidentemente estos términos no tienen ningún significado en el espacio exterior, pero podemos preguntarnos con sentido sobre el movimiento del sistema solar respecto del plano de la eclíptica (el plano de la órbita terrestre alrededor del Sol).

Lo que queremos saber es el ángulo entre la dirección normal al plano de la eclíptica y la dirección el ápex. Sea R1 la dirección celeste del polo norte (Dec = 90:00:00). Sea R2 la dirección celeste hacia el ápex (AR = 18:00:00, Dec = 28:00:00). Sea R3 la dirección celeste de la normal a la eclíptica. Estos tres vectores cortan la esfera celeste en tres puntos que forman un triángulo esférico. Sabemos que el ángulo entre R1 y R2 es 90-28 = 62 grados. Sabemos que el ángulo entre R1 y R3 es igual a la inclinación de la eclíptica que son 23.5 grados.



Aplicando trigonometría esférica:

cos(R2 - R3) = cos(R1 - R3) cos(R1 - R2) + sin(R1 - R3) sin(R1 -R2)

(R2 - R3) = arccos [cos(23.5) cos(62) + sin(23.5) sin(62)] (R2 - R3) = 40

En definitiva, nuestro sistema solar se mueve hacia la constelación de Hércules con un ángulo de 40 grados respecto de la normal a la eclíptica: