La astrofísica de laboratorio se reúne en Madrid

ECLA2016 "Gas on the rocks" (European Conference on Laboratory Astrophysics)

Durante la semana del 21 al 25 de noviembre, Madrid acoge la segunda Conferencia Europea de Astrofísica de Laboratorio ECLA2016, un encuentro que pretende impulsar y mejorar la comunicación y colaboración entre los expertos de las distintas áreas que confluyen en este campo experimental y teórico de la astrofísica.

A lo largo de la última década, las iniciativas de investigación europeas desarrolladas en el campo de la astrofísica de laboratorio han experimentado una impresionante mejora en su capacidad para abordar problemas astrofísicos, proporcionando información esencial sobre los procesos físicos y químicos que dan lugar a la complejidad química en el espacio y que, en última instancia, dan como resultado la formación de estrellas y planetas.

Estas actividades han surgido tras la interpretación de observaciones astronómicas obtenidas con los telescopios e interferómetros disponibles actualmente. La riqueza de los datos obtenidos con herramientas tanto espaciales como basadas en tierra es tal que la ciencia requiere de nuevas metodologías para el modelado astrofísico [1]. Esto, sin duda, conducirá a nuevos retos para la astrofísica de laboratorio.

Con el fin de preparar el terreno de cara a esos nuevos retos, se organiza la conferencia ECLA2016 “Gas on the rocks” (European Conference on Laboratory Astrophysics) [2], donde se pretende abordar el estado actual de la astrofísica de laboratorio en el contexto de estos nuevos datos astrofísicos. La intención es impulsar y mejorar la comunicación y colaboración entre los expertos de las distintas áreas que confluyen en este campo de estudio: astrofísicos, físicos y (geo) químicos, entre otros.

En esta edición se tratarán temas como la formación y evolución de cometas, asteroides, meteoritos y la nebulosa primitiva del Sistema Solar; los discos protoplanetarios y la formación de planetas; las superficies y las atmósferas de planetas, lunas y exoplanetas; las firmas del medio interestelar en evolución; la interfaz gas-hielo y la complejidad molecular en las nubes densas; las huellas químicas de la formación estelar; la formación del polvo en las últimas etapas de la evolución estelar; y el procesamiento de la materia a altas energías en supernovas y choques.

Por otro lado, se abordarán temas relacionados con teoría y modelización, espectroscopía, (geo) química analítica, reactividad, nanociencia y química cuántica de los distintos componentes de la materia (gas, plasma, hidrocarburos policíclicos aromáticos, hielos, polvo, superficies sólidas, etc.).

ECLA2016 ha sido organizada por el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) con el apoyo del Consejo Europeo de Investigación (ERC) y el Ministerio de Economía y Competitividad (MINECO) y los proyectos NANOCOSMOS y ASTROMOL.

Acto inaugural

El lunes 21, a las 10:30, tendrá lugar un acto inaugural al que asistirán Emilio Lora-Tamayo, presidente del CSIC; Federico Soria, director del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid del CSIC; Christine Joblin, directora de investigación del CNRS (Francia) y co-presidenta del comité científico organizador del congreso; Isabel Tanarro, investigadora del Instituto de Estructura de la Materia del CSIC y presidenta del comité organizador local; y José Cernicharo, profesor de investigación del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid del CSIC y presidente del comité científico organizador.

Notas:

[1] Principalmente, las herramientas utilizadas son ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimetre Array), instalaciones espaciales como Herschel, Spitzer o Rosetta, y otras instalaciones basadas en tierra como VLTI, NOEMA, etc. En el futuro se espera que el telescopio espacial JWST y el telescopio E-ELT ofrezcan grandes posibilidades a este campo de la astrofísica.

[2] El primer ECLA (European Conference on Laboratory Astrophysics) tuvo lugar en París en el año 2011 (ECLA2011).

Más información y enlaces:

Hashtag del encuentro: #ECLA2016

Contacto para prensa:
Natalia Ruiz Zelmanovitch
nzelman@icmm.csic.es

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“La gente joven es el futuro de la investigación”

Asunción Fuente en la campaña #PonlescaraEl pasado 29 de septiembre se inauguraba la campaña #Ponlescara, organizada por L’Oréal Unesco y cuyo objetivo es dar más visibilidad a las científicas de nuestro entorno. Esta cita científica reunió a ocho mujeres investigadoras y a 80 estudiantes de tercero de la ESO (de 14 y 15 años) y entre las científicas invitadas estaba Asunción Fuente, astrónoma del Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN) y miembro de Astromol.
Asunción ha querido contarnos su experiencia en este #Ponlescara:

“Este tipo de eventos nos permite a las científicas entrar en contacto directamente con la la gente joven y poder compartir nuestra experiencia personal y nuestro amor por la ciencia. En un trabajo como el nuestro, en el que se pasan muchas horas en el despacho, es magnífico poder charlar con chicos y chicas jóvenes y conocer de primera mano su interés por lo que hacemos. Se podría decir que una vuelve al despacho las “pilas cargadas”.

Me sorprendió lo bien informadas que estaban las estudiantes sobre los últimos avances en la ciencia. Tengo la impresión de que cuando yo estudiaba sabíamos menos de los nuevos descubrimientos. Sin duda, la labor de los profesores y los divulgadores es esencial en este aspecto. Ahora hay más noticias de ciencia en televisión y en los periódicos, aunque tengo la impresión de que los adolescentes son más aficionados a buscar y leer artículos de divulgación en blogs y plataformas de divulgación en internet.

Creo que en ellas y ellos están el destino y el futuro de la investigación. La ciencia está en continua evolución y nunca se llega a la meta, pues cuando consigues un pequeño avance en la comprensión de un tema, en general se abre una puerta con una multitud de nuevas preguntas que responder. El sentido de nuestro trabajo (y, en concreto, de esta iniciativa) es poner los cimientos para que otras continúen haciendo avanzar los límites de nuestro conocimiento y contribuyan así al progreso social. La única manera de mantener un buen nivel científico y tecnológico en un país es motivando, formando y ayudando a la gente joven para que se acerque a la ciencia y decida dedicar su vida a ella.

También fue muy importante para mí conocer a otras mujeres que investigan en otros campos y compartir experiencias con ellas. Deberían hacerse más encuentros como este, estoy segura de que, además de generar vocaciones científicas, saldrían interesantes colaboraciones”.

Encuentro #Ponlescara

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Campaña #ponlescara

Mañana jueves, 29 de septiembre, se celebra el primer ‘science dating’ organizado por L’Oréal Unesco, un encuentro entre 8 científicas y 80 estudiantes de tercero de la ESO (de 14 y 15 años). También se inaugura la campaña #Ponlescara cuyo objetivo es dar más visibilidad a las científicas de nuestro entorno. Entre las científicas invitadas se encuentra María Asunción Fuente, astrónoma del Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN) y miembro de Astromol. La finalidad de este tipo de actividades es promover las vocaciones científicas entre las más jóvenes.

Además de Mª Asunción Fuente, en el primer “science dating” participarán otras 9 científicas de reconocido prestigio: Clara Grima, divulgadora y matemática; Begoña de la Cruz, física del CERN; Inmaculada Ibáñez, bióloga del Instituto de Genética Médica y Molecular (INGEMM); Selena Giménez, ingeniera agrónoma e investigadora en el Centro Nacional de Biotecnología del CSIC; Eva Cerezo, licenciada en Físicas y doctora en Ingeniería Informática; y América Valenzuela, periodista y química.

Asunción Fuente durante su primer seminario de la "Astrochemistry's Cool". Créditos: UIMP-Cuenca
Asunción Fuente durante la “Astrochemistry’s Cool” celebrada en 2014 en Cuenca. Créditos: UIMP-Cuenca

Más información:
L’Oréal hará una cita con la ciencia y lanzará campaña #Ponlescara

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Descubierto un segundo anillo en la Nebulosa del Insecto

Anillos de la densa región molecular de la nebulosa del Bicho vistos por ALMA. Crédito: M. Santander-García et al./ ALMA/ HST
Anillos de la densa región molecular de la nebulosa del Insecto vistos por ALMA. Crédito: M. Santander-García et al./ALMA/HST

Nota de prensa del CSIC

– Es más joven que el primero, se expande más rápido y está orientado en otra dirección

– Los resultados, obtenidos gracias al Observatorio ALMA, han
sido publicados en la revista ‘Astronomy & Astrophysics’

Un equipo de investigadores liderado por el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) ha descubierto un segundo anillo en la Nebulosa del Insecto (NGC 6302), situada a unos 3.400 años luz de la Tierra. Los datos, recopilados por el Observatorio ALMA, en el desierto chileno de Atacama, indican que se trata de un anillo más joven que el primero, que se expande más rápido y está orientado en otra dirección. El estudio ha sido publicado en la revista Astronomy & Astrophysics.

“Las nebulosas planetarias son el fruto de una lenta muerte estelar: estrellas de masas baja e intermedia (tienen hasta ocho masas solares) que atraviesan varias fases en las que el astro se hincha, multiplicando su radio, y eyecta al medio la materia que la compone. Finalmente, en el centro queda el núcleo denso de la estrella muerta, una enana blanca rodeada de polvo y gas”, explica Miguel Santander, investigador del CSIC en el Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid.

Algunas nebulosas tienen, alrededor del núcleo, un anillo de gas y polvo normalmente asociado a la simetría extrema, aunque se desconoce si son debidos a los vientos de la estrella, a la presencia de una compañera o a los campos magnéticos. Estos anillos suelen ser muy densos y espesos. En el caso de la Nebulosa del Insecto, el proceso de creación del anillo principal comenzó hace unos 5.000 años y duró aproximadamente unos 2.000. Más tarde, en un espacio de tiempo que iría entre hace 3.600 y 4.700 años, se crearon los chorros bipolares, conocidos como lóbulos, que dan a la nebulosa su característica forma de diábolo.

“Esta nebulosa no tiene un único eje de simetría. Hace unos 2.200 años, otro chorro surgió del núcleo con una simetría distinta. Es decir, hay un tercer lóbulo, más joven y con un eje distinto al de los lóbulos principales, más antiguos. Paralelamente, en una época similar, se formó otra estructura cuya existencia se desconocía hasta ahora: un segundo anillo”, añade el investigador.

Un hallazgo inesperado

El objetivo inicial del equipo de investigadores del Grupo de Astrofísica Molecular que lidera Santander era estudiar si alrededor de algunas estrellas evolucionadas había pequeños discos de gas y polvo en rotación y esta nebulosa fue uno de los objetos elegidos para ello. Sin embargo, lo que descubrieron fue algo totalmente distinto.

“Al principio, observando en el rango visible del espectro electromagnético, veíamos un filamento en forma de arco envuelto en los lóbulos principales. Pero los datos de ALMA, que funciona en el rango milimétrico y submilimétrico de la luz, han confirmado que se trata de un anillo más joven que el primero, que se expande más rápido y está orientado en otra dirección”, apunta el investigador.

Aunque no es la primera nebulosa descubierta con varios anillos con distintos grados de inclinación, sí es la primera vez que se estima que hay bastante diferencia de edad entre los anillos. Además, los discos secundarios de otras nebulosas son casi tan masivos como los primarios y, en este caso, el anillo secundario tiene solo 2,8 masas de Júpiter (el anillo principal es, en proporción, mucho más masivo).

Posible origen

Los investigadores barajan varias teorías sobre el posible origen del segundo anillo de material. La primera plantea la existencia de un sistema triple en el que una de las estrellas habría pasado por la fase de gigante roja, desestabilizando a todo el conjunto, y las otras dos estrellas podrían haber originado el nuevo anillo.

En la segunda hipótesis el anillo podría ser el resultado de la destrucción de un planeta gigante gaseoso que hubiese estado en una órbita demasiado cercana a la estrella durante su proceso de evolución a gigante roja. “En ambos casos se trata de especulaciones. Serán necesarios posteriores estudios para confirmar o desmentir estas hipótesis”, concluye Miguel Santander.

Pie de la imagen principal: Anillos de la densa región molecular de la nebulosa del insecto vistos por ALMA. Crédito: M. Santander-García et al./ALMA/HST.

Más información:

Los autores son M. Santander-García, V. Bujarrabal, J. Alcolea, A. Castro-Carrizo, C. Sánchez Contreras, G. Quintana-Lacaci, R. L. M. Corradi, and R. Neri. “ALMA high spatial resolution observations of the dense molecular region of NGC 6302“. Astronomy & Astrophysics. DOI: 10.1051/0004-6361/201629288

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Primera imagen en alta resolución del borde de la nube molecular de Orión

Nota de prensa del CSIC

– Un equipo liderado por el CSIC delimita la morfología y la actividad que ocurre en el borde de la nube de Orión
– Los astrofísicos observan Orión para estudiar el proceso de nacimiento y evolución de las estrellas supermasivas

Un estudio internacional liderado por investigadores del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) ha obtenido la primera imagen en alta resolución del borde de la nube molecular de Orión, la región de formación de estrellas masivas más cercana al Sistema Solar. Esta imagen permite estudiar la morfología y actividad que tiene lugar en la zona. Los resultados se publican en la revista Nature Letters.

La nebulosa de Orión es la región de formación de estrellas masivas más cercana. Los astrofísicos la observan para estudiar el proceso de nacimiento y evolución de este tipo de estrellas, que, en el caso del cúmulo del Trapecio, llegan a ser hasta 30 veces más masivas y 200.000 veces más luminosas que el Sol. Orión está tan cerca que los investigadores no solo pueden tomar imágenes de la región de formación estelar en su conjunto, sino que también estudian detalles concretos de una zona en particular.

Combinando imágenes del borde de la nube de Orión, obtenidas por interferometría con el observatorio ALMA, y utilizando observaciones previas con el telescopio Very Large Telescope en el rango visible, un equipo de investigadores, liderado por Javier Goicoechea, del Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid, ha conseguido delimitar y estudiar con precisión la morfología y la actividad que ocurre en el borde iluminado de la nube (el interfaz donde sucede la transición entre el gas molecular frío y el gas atómico, ionizado y muy caliente).

El investigador Javier Goicoechea explica que: “Hasta ahora teníamos una visión muy estática de lo que ocurre con el gas molecular en esa zona de transición debido a la poca precisión de los instrumentos. Eso ha cambiado radicalmente con ALMA. Los datos obtenidos permiten lograr imágenes con una sensibilidad exquisita, y con una precisión de menos de un segundo de arco (más o menos el tamaño del Sistema Solar a la distancia de Orión). Prácticamente estamos “fotografiando” la piel de Orión”.

“Las imágenes proporcionadas por ALMA revelan que el borde de la nube molecular está formado por pequeñas estructuras filamentarias y rugosidades con patrones periódicos”, detalla el investigador. “El intenso campo de radiación ultravioleta provoca que las capas más externas de la nube molecular se compriman y aumenten su densidad (dando lugar a esos filamentos y grumos). De forma simultánea, el borde de la nube se calienta y se evapora debido a la diferencia de presiones con el medio que la rodea”, añade.

Reservorios de estrellas

“El espacio entre las estrellas, el medio interestelar, está compuesto de gigantescas nubes de gas molecular y pequeños granos de polvo. Además de ser uno de los componentes más fascinantes de la galaxia, las “nubes moleculares” son el reservorio de material para formar nuevas estrellas. Debido a su bajas temperaturas (entre 0 y -250 grados centígrados), la emisión del gas molecular puede detectarse en el rango milimétrico (fotones con energías intermedias entre el infrarrojo y las radioondas)”, explica Goicoechea.

Dentro del contexto de los mecanismos capaces de inducir y regular la formación de estrellas, los investigadores se preguntan si el descubrimiento de grumos y filamentos densos formados por la compresión del borde irradiado de la nube, podrían ser las “semillas” para la formación de una nueva generación de estrellas.

La masa de los grumos detectados con ALMA en Orión es todavía muy pequeña comparada con la que se necesitaría para que la gravedad impulse su colapso y de lugar a protoestrellas. Pero ¿podrían estos grumos unirse en el futuro y dar lugar a condensaciones más masivas?, se pregunta Goicoechea. Nuevas observaciones y modelos ayudarán a entender si estos mecanismos que ocurren en la piel de Orión podrían ser, en definitiva, un mecanismo inductor de formación estelar.

Este trabajo ha sido desarrollado en el marco del proyecto Synergy NANOCOSMOS, financiado por el Consejo Europeo de Investigación (European Research Council).

Pie de la imagen principal:

Imagen “multicolor” de la nebulosa y nube molecular de Orión. En rojo se muestra la emisión del gas molecular, en verde el gas atómico (ionizado por la radiación ultravioleta procedente de las estrellas del Trapecio), y en azul el interfaz entre el gas ionizado y el gas neutro. El zoom muestra la región observada de la Barra de Orión con el observatorio ALMA.

Más información:

Los autores son Javier R. Goicoechea, Jérôme Pety, Sara Cuadrado, José Cernicharo, Edwige Chapillon, Asunción Fuente, Maryvonne Gerin, Christine Joblin, Nuria Marcelino & Paolo Pilleri. Compression and ablation of the photo-irradiated molecular cloud the Orion Bar. Nature Letters. Doi: 10.1038/nature18957

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La trampa de polvo

Artículo publicado en Naukas el 3 de junio de 2016

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Cada vez tenemos más claro que hay planetas en los lugares menos esperados: flotando solitarios por el espacio (expulsados de sus sistemas), alrededor de estrellas como la nuestra (que era lo más lógico), alrededor de púlsares (los primeros exoplanetas descubiertos), y alrededor de estrellas más pequeñas que nuestro Sol. No los veíamos y ahora los números se nos van de las manos, aunque los que más nos interesan son los parecidos a la Tierra, de tipo rocoso. Pero, ¿qué condiciones se dan en esos discos de escombros donde nacen los planetas para que sean de un tipo o de otro?

El nacimiento de los planetas es el final de un proceso que implica mucha condensación y concentración de materia. En el principio, tenemos una tenue nube molecular que se encuentra en el espacio, con granos de polvo y moléculas de gas flotando aleatoriamente. En un momento dado, la materia empieza a condensarse en determinados puntos que, si se dan las condiciones necesarias, acabarán colapsando y creando estrellas. La estrella tendrá a su alrededor los restos de su propia formación, los escombros, que acabarán formando un disco a su alrededor.

Esa materia sobrante, compuesta de gas y polvo, quedará “flotando” en torno a la estrella, generando, con el tiempo, discos de material en los que esos restos se “apelotonan” y acaban naciendo los planetas (también hemos hablado de discos de segunda generación, algo intrigante que aún se está estudiando). Así que podemos decir que las estrellas son las “madres” de los planetas.

Conocer la composición de estos discos, su física y su química, es fundamental para saber qué necesita un planeta para formarse. Es decir: según la materia prima que tengamos y las condiciones que se den, tendremos planetas o no y, de tenerlos, serán rocosos o gaseosos.

Como no podía ser de otra manera, nos intriga saber cómo se formó la Tierra, qué condiciones se dieron para el surgimiento de un planeta como el nuestro. Para intentar saber más, estudiamos los discos de estrellas jóvenes, parecidas a nuestro Sol en sus primeras etapas, con el fin de intentar establecer ciertos paralelismos. Una de esas estrellas es AB Aurigae, una estrella de tipo Herbig Ae que alberga un conocido disco protoplanetario en el que parece haberse iniciando la fase de formación de planetas, una etapa conocida como “disco de transición”, un paso entre esa etapa de material acumulado en el disco y la formación planetaria.

Dentro del disco, uno de los lugares clave a la hora de estudiar dónde y cómo se inicia el nacimiento planetario es la denominada “trampa de polvo”, el lugar en el que vemos que hay mayor acumulación de polvo dentro de un disco de escombros.

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Una trampa de la que no podrás escapar… o sí.

La “trampa de polvo” se llama así porque los datos indican que los granos de polvo quedan atrapados durante muchísimo tiempo, lo cual facilitaría la formación de las semillas de los planetas [1]. Otro aspecto interesante es la forma del disco que, en este caso, se ve ligeramente alterada, lo cual podría ser un indicio de que la formación planetaria ha dado comienzo: los datos de interferometría indican que tiene forma de herradura [2].

Al principio, los discos protoplanetarios cuentan con una abundante cantidad de gas que irán perdiendo con el tiempo, a medida que se forman los planetas y se “limpia” de restos de material. Parte de ese gas también se integrará en el planeta. De hecho, en este trabajo, liderado por Susana Pacheco-Vázquez y Asunción Fuente, del Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN), se ha estudiado la composición química del gas del disco de la estrella AB Auriga y se han detectado varias moléculas orgánicas simples [3] y monóxido de azufre (SO).

El azufre es uno de los elementos más abundantes del Sistema Solar. Sin embargo, hasta ahora este es el único disco protoplanetario en el que se ha observado SO. Pero ese no es el único misterio: en la trampa de polvo no se encuentra la cantidad esperada de SO. Casi todas las moléculas presentan una distribución espacial en forma de herradura, al igual que el polvo. Sin embargo, la distribución espacial del SO se parece más a un anillo con emisión uniforme. Esto solo se podría entender si el SO fuera menos abundante en la trampa del polvo que en el resto del disco.

Una posible explicación para comprender dónde ha podido ir a parar el SO que no encontramos, sería que esas moléculas de SO y SO2, dadas las condiciones de alta densidad que se dan en la trampa de polvo [4], estuvieran congeladas sobre las superficies de los granos de polvo. Y es que, con observaciones en el rango milimétrico (el rango en el que emiten los objetos más fríos) las moléculas en el hielo no se pueden detectar, por eso no encontramos la cantidad esperada de SO.

¿Qué significa que haya o no haya SO en una trampa de polvo? En principio, se podría utilizar su presencia, ausencia o incluso abundancia, para saber si el disco que estamos estudiando está acercándose a la fase en la que empieza a crear planetas. Y, puesto que el gas y el polvo que se encuentran en los discos protoplanetarios son la materia prima de la que nacen los planetas, la comprensión de su química puede arrojar alguna luz sobre la eterna cuestión: el origen de la vida.

Notas

[1]El máximo de la emisión de polvo corresponde a un máximo de presión de gas en el que las partículas de polvo estarían atrapadas durante mucho tiempo, unos 0,1 Myr (millones de años).

[2]El disco de transición es altamente asimétrico en azimut, presentando una morfología desproporcionada con el máximo hacia el sudoeste.

[3] Los compuestos detectados son HCO+, H2CO, HCN, CN, CS y SO.

[4]El equipo ha llegado a esta conclusión tras realizar cálculos detallados sobre la química, la excitación y la transferencia radiativa que simulan las condiciones físicas en el disco protoplanetario y estudian la química del azufre dentro de la trampa de polvo.

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Imágenes

Imagen 1: Disco protoplanetario que rodea a la estrella AB Aurigae. Crédito: Telescopio Espacial Hubble/STIS/C.A. Grady (NOAO, NASA/GSFC), et al., NASA.

Imagen 2: Imágenes de NOEMA del disco de transición que rodea a la estrella AB Aurigae.

Imágenes con alta resolución espacial (~1.6”= 231 AU) de las líneas de C18O 2->1, H2CO 30,3->20,2 y SO 56 -> 45 obtenidas con NOEMA. La emisión de las líneas moleculares sigue al anillo detectado en la emisión de polvo continuo (a 1mm). La trampa de polvo se detecta claramente en el continuo de 1mm y en la imagen de C18O. Sin embargo, la línea SO presenta una emisión casi uniforme a lo largo del anillo sin realce significativo.

Se han realizado cálculos de transferencia radiativa, químicos y de excitación, simulando las condiciones físicas de un disco protoplanetario, con el fin de investigar la química de azufre en la región de formación de planetas. Nuestro modelo muestra que, las condiciones de alta densidad características de la trampa de polvo, conducirían a una rápida congelación de las moléculas de SO y de SO2 en las superficies de los granos. La ausencia de algunas moléculas volátiles como SO puede utilizarse, por tanto, como un diagnóstico químico para detectar la existencia de un entorno en el que están naciendo planetas.

Imagen 3: Comparación entre los espectros modelados y los detectados por el telescopio de 30 metros hacia el disco de AB Aur. Las líneas azul y magenta corresponden al mismo modelo con ángulos de inclinación del disco de 27◦ y 40◦ respectivamente.

Contacto:

Asunción Fuente:  a.fuente@oan.es
Observatorio Astronómico Nacional (IGN)

Roberto Neri: neri@iram.fr
Instituto de Radioastronomía Milimétrica (IRAM)

Más información:

Este trabajo se ha publicado en el artículo científico “High spatial resolution imaging of SO and H2CO in AB Auriga: the first SO image in a transitional disk”, publicado en la revista “Astronomy and Astrophysics”, y sus autores son Susana Pacheco-Vázquez (OAN-IGN), Asunción Fuente (OAN-IGN), Clément Baruteau (CNRS, IRAP), Olivier Berné (CNRS, IRAP),  Marcelino Agúndez (ICMM), Roberto Neri (IRAM), Javier R. Goicoechea (ICMM),  José Cernicharo (ICMM) y Rafael Bachiller (OAN-IGN).

Este trabajo se ha llevado a cabo con observaciones del interferómetro NOEMA y el radiotelescopio IRAM 30m. Las observaciones con el radiotelescopio IRAM 30m se realizaron dentro del gran programa ASAI (“IRAM chemical survey of sun-like star-forming regions”, sondeo químico de IRAM de regiones de formación de estrellas de tipo solar), cuyos investigadores principales son R. Bachiller y B. LeFloch. Las observaciones de NOEMA las realizó un equipo internacional liderado por el Observatorio Astronómico Naciona (IGN).

Enlaces:

Nota de prensa en ASTROMOL: “El lugar donde nacen los planetas

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“Gas on the rocks”: mezclado, no agitado

Artículo publicado en Naukas el 8 de marzo de 2016

Nebulosa de Orión vista en el infrarrojo. Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA. Agradecimiento: Cambridge Astronomical Survey Unit.
Nebulosa de Orión vista en el infrarrojo. Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA. Agradecimiento: Cambridge Astronomical Survey Unit.

Isocianato de metilo en el espacio y en los cometas

Uno de los errores de traducción que más me ha llamado la atención ha sido el de la expresión “on the rocks”. Nunca olvidaré aquel clásico de Hollywood en el que alguien le pide un whisky a otro personaje y le dice, “Sí, sobre la roca”… En realidad tendría que haber dicho: “Sí, sólo, con hielo”.

Igualmente curiosa es la traducción de “Shaken, not stirred” para el Martini, que trae a los traductores revueltos, aunque parece que “mezclado, no agitado” ha sido la más aceptada en las últimas apariciones de James Bond. A nosotros, la errónea expresión “sobre la roca” nos viene muy bien para hablar, no ya de whisky, sino de gas: el gas que se deposita sobre la “roca” (ya sea un grano de polvo o un cometa) y que, más tarde, puede acabar transformándose en hielo. Todo muy “on the rocks” y muy mezclado.

Detectar nuevas especies moleculares en el espacio es algo que, hoy en día, se hace con cierta normalidad. Es muy complejo, debido a que las moléculas emiten en el rango del espectro electromagnético menos energético, y por eso son necesarios instrumentos muy sensibles. Hasta hoy se ha detectado un gran número de especies moleculares, y cerca de un 30% de esas detecciones se han llevado a cabo por equipos de investigación españoles.

Una de las metas en toda investigación astroquímica es comprender cómo tienen lugar los fenómenos químicos en el espacio: ¿es importante que una molécula hallada en un cometa se encuentre también en el medio interestelar? ¿Cómo puede condicionar la mezcla de especies moleculares el surgimiento de la vida o las características futuras de un planeta? ¿Qué cantidades son necesarias? ¿Hay entonces alguna relación entre la química del Sistema Solar primitivo y la actual?

Las densas nubes interestelares son los lugares en los que se forman las estrellas y los planetas. La mayor parte de su masa es esencialmente gas molecular con una pequeña fracción de diminutos granos de polvo [1].

Por otro lado, los granos de polvo, generalmente, tienen un núcleo de silicatos sobre el que van adhiriéndose y acumulándose las moléculas de la fase gaseosa, formando mantos de hielo sobre el grano. Esto ocurre durante el colapso gravitacional de las nubes de gas y polvo, nubes a partir de las cuales se formarán nuevas estrellas y sistemas planetarios como el nuestro, dando lugar a planetas gaseosos gigantes y cuerpos rocosos como la Tierra, asteroides y cometas.

Nuestro Sistema Solar se formó hace 4.500 millones de años a partir de una nube interestelar de gas y polvo y, por lo tanto, la composición de los cuerpos que surgieron de ella está estrechamente vinculada con la composición de la nube interestelar de la que nacieron. Así pues, se considera que, por ejemplo, la superficie helada de los cometas es un repositorio de información que nos habla de la composición del gas y el polvo que había en la nebulosa solar primitiva.

El cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko y la nube de Orión

El análisis reciente de la composición de la superficie helada del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko [2] por parte de su aterrizador, Philae, reveló la existencia de un número importante de moléculas orgánicas complejas, la mayoría de ellas ya detectadas en fase gaseosa en nubes interestelares.

Pero entre las especies detectadas en la superficie del cometa había una que no había sido observada previamente en nubes interestelares: el isocianato de metilo (CH3NCO).

Philae detectó la molécula con un espectrógrafo de masas, pero para detectar una especie molecular sobre un cometa se utilizan técnicas distintas a las que se usan en el medio interestelar. De hecho, para confirmar su presencia en el medio interestelar, había que realizar un concienzudo análisis que consiste en obtener el espectro rotacional de las moléculas en el laboratorio de espectroscopía molecular, de manera que pudieran obtenerse frecuencias y líneas correspondientes a esa molécula.

Tras un arduo trabajo de laboratorio que empezó en 2010, un equipo internacional de investigación, liderado por José Cernicharo (del Grupo de Astrofísica Molecular del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM) del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC)), ha descubierto, en las nubes de Orión, el isocianato de metilo. De hecho, a partir de este trabajo de observación, llevado a cabo con los datos obtenidos con el radiotelescopio IRAM 30-metros y el interferómetro ALMA, se han caracterizado y detectado cerca de 400 líneas de esta molécula.

Este resultado, junto con análisis previos de otros cometas estudiados desde tierra, ha conducido al desarrollo de un importante trabajo en la búsqueda de una posible conexión entre abundancias moleculares interestelares y cometarias.

CH3NCO

El isocianato de metilo (CH3NCO) podría desempeñar un importante papel prebiótico en la formación de péptidos que podrían tener un papel significativo en la evolución química de la Tierra primitiva. Se sabe que, a temperatura ambiente, el metil isocianato reacciona con agua y con muchas sustancias que contienen grupos N-H o grupos O-H [3], comunes en la fase gaseosa en Orión.

Aunque es una molécula potencialmente relevante en la química del medio interestelar, hasta el momento no había sido incluida en ningún modelo químico y su detección no se ha dado a conocer hasta ahora en revistas astrofísicas. Sin embargo, tal y como afirma Cernicharo, “Intuimos su presencia por similitud con otras especies detectadas previamente y, finalmente, la confirmamos. Para nuestra sorpresa, es una de las moléculas más abundantes con un grupo metilo y un grupo isocianato”.

La región de formación de estrellas masivas de Orión es el prototipo de “núcleo caliente”, las zonas más prometedoras para buscar CH3NCO. Su parte más activa es la nebulosa Kleinmann-Low (Orión-KL) donde un grupo de estrellas recién nacidas, profundamente embebidas en la región, interactúa con su material circundante: el hecho de que se haya detectado en núcleos calientes y no en nubes oscuras y frías sugiere una química dominada principalmente por la actividad en los mantos de los granos de polvo. Es decir, la evaporación de los mantos de hielo de los granos de polvo produce una química muy rica, al mezclarse las moléculas de gas originales con las que surgen de esa evaporación.

Por otro lado, se supone que la superficie congelada de los cometas mantiene la memoria de la composición de los granos de polvo de la nebulosa solar primitiva. Estos granos de polvo, si son similares a los de Orión, expulsarán las moléculas tan pronto como se calienten por la radiación o por los impactos con los rayos cósmicos.

Será de gran interés observar la coma del cometa para conocer las abundancias de las especies de la fase gaseosa y obtener información sobre cómo se han identificado moléculas que han sobrevivido a la eyección de la superficie del cometa. Además, es fundamental llevar a cabo experimentos de laboratorio sobre hielos para conocer los procesos de formación de CH3NCO en estas superficies. Conocer su composición original nos ayudará a saber más sobre cuáles son las condiciones necesarias para que surjan sistemas parecidos al nuestro, sistemas que empiezan siendo, simplemente, “gas on the rocks”.

 


Caracterizar en laboratorio

En 2006, este equipo de investigación inició un sondeo profundo de líneas en el dominio milimétrico (80-280 GHz) de Orión KL con el radiotelescopio IRAM 30m con el objetivo de caracterizar completamente su composición química. Sin embargo, debido a la alta temperatura cinética del gas [4], muchos niveles rotacionales y vibracionales de especies abundantes están poblados y producían un bosque de líneas espectrales (es decir, había una enorme cantidad de información “superpuesta”, difícil de descifrar).

El número de líneas no identificadas era demasiado grande para realizar una búsqueda realista de nuevas especies moleculares. Inicialmente se detectaron alrededor de 15.000 líneas espectrales de las cuales 8.000 eran desconocidas. Fue necesario iniciar un trabajo sistemático en los laboratorios espectroscópicos para caracterizar todos los isotopólogos y los estados vibracionalmente excitados de las especies más abundantes en Orion-KL con el fin de identificar las líneas desconocidas.

Se caracterizaron numerosos isotopólogos y estados vibracionales en el laboratorio, identificándolos posteriormente en los datos y reduciendo el número de líneas no identificadas a 4.000, algunas de ellas particularmente fuertes [5].

De las 523 líneas esperadas de CH3NCO en los datos obtenidos por el equipo, 282 se encuentran sin mezclar con otras y 119 se mezclan parcialmente con otras especies (sin que esto impida identificarlas sobre el perfil de la línea). Las otras 122 líneas se mezclan completamente con líneas de otras especies más abundantes, la mayoría de ellas en el dominio de longitudes de onda de 1,3 mm (197-280 GHz), donde la densidad de líneas en Orión crece enormemente.


 

Notas:

[1] La fracción de granos de polvo es de ~1/200. La especie molecular más abundante es el hidrógeno molecular (H2), seguida del CO. A esta lista se suman más de 180 moléculas complejas en distintas proporciones.

[2] El experimento COSAC (Cometary Sampling and Composition) a bordo del aterrizador Philae de la misión Rosetta, ha medido in situ las abundancias de los principales componentes de la superficie del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.

[3] CH3NCO fue la responsable de las muertes en el desastre industrial de Bhopal.

[4] TK ~ 100-300 K

[5] Un gran número de isotopólogos que contienen 13C, 15N, 18O y estados vibracionalmente excitados de especies como CH2CHCN, CH3OCOH, CH3CH2CN, y NH2CHO entre otras, fueron completamente caracterizadas en el laboratorio e identificadas en los datos. También se detectaron nuevas moléculas tales como amonio, NH3D+, acetato de metilo, CH3COOCH3 y metil etil éter, CH3OCH2CH3.

 

Más información:

Este trabajo ha sido presentado en el artículo “A rigorous detection of interstellar CH3NCO: An important missing species in astrochemical networks”, publicado en la revista Astronomy and Astrophysics, y sus autores son José Cernicharo (Grupo de Astrofísica Molecular, Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM), CSIC, España); Zbigniew Kisiel (Laboratorio de espectroscopía milimétrica y submilimétrica, Instituto de Física, Academia Polaca de Ciencias, Polonia); Belén Tercero (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM, CSIC, España); Lucie Kolenisková (Grupo de Espectroscopía Molecular (GEM), Área de Química-Física, Laboratorios de Espectroscopia y Bioespectroscopia, Universidad de Valladolid (UVa)-Unidad Asociada CSIC, España); Ivan R. Medvedev (Departamento de Física, Universidad del Estado de Ohio, Columbia, EE.UU.); Alicia López (Grupo de Astrofísica Molecular del ICMM, CSIC, España); Sarah Fortman (Departamento de Física, Universidad del Estado de Ohio, Columbia, EE.UU.); Manfred Winnewisser (Departamento de Física, Universidad del Estado de Ohio, Columbia, EE.UU.); Frank C. De Lucia (Departamento de Física, Universidad del Estado de Ohio, Columbia, EE.UU.); José Luis Alonso (GEM-UVa, Unidad Asociada CSIC, España); y Jean-Claude Guillemin (Instituto de Ciencias Químicas de Rennes, Escuela Superior Nacional de Química de Rennes, CNRS, Francia).

Imágen de cabecera:
Nebulosa de Orión vista en el infrarrojo.
Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA. Agradecimiento: Cambridge Astronomical Survey Unit
Enlace a imagen original.

Vídeo:
Impresión artística que nos lleva en un viaje en 3D por la nebulosa de Orión. Crédito: ESO/M. Kornmesser. Enlace a vídeo original.

 

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¿Planetas de segunda generación?

Artículo publicado en Naukas el 26 de abril de 2016

Nebulosa del rectángulo. Crédito: ESA, Hubble, NASA.
Nebulosa del rectángulo. Crédito: ESA, Hubble, NASA.

Los planetas nacen alrededor de jóvenes estrellas en formación. Surgen de los discos rotantes de restos de material, los que sobran tras el nacimiento del propio astro. Luego, los alrededores de la estrella, ya con sus planetas emergiendo, se “limpian” de material difuso y quedan relativamente despejados. Hasta hace unos años pensábamos que los discos eran exclusivos de esas primeras etapas estelares, pero entonces se descubrió que no, que estrellas en fases avanzadas volvían a tener discos de material a su alrededor.

Y ahí es donde nace la pregunta: ¿podría haber planetas de segunda generación?

Cuando las estrellas parecidas a nuestro Sol acaban con el combustible de sus núcleos, inician un declive que consta de diversas etapas. Una de ellas es la de gigante roja, en la que se hincha considerablemente y empieza a expulsar el material que la compone en forma de capas, como en una lenta oleada de moléculas de gas y granos de polvo. Aquí es donde los vientos estelares empujan ese material hacia fuera. La estrella sigue “deshaciéndose” de sus capas, llegando hasta la fase de mayor pérdida de masa, la Rama Asintótica de las Gigantes o AGB, por sus siglas en inglés.

Muchas estrellas que ya han atravesado esta etapa (denominadas post-AGB) en sistemas binarios (parejas de estrellas que orbitan la una en torno a la otra) tienen un disco formado por gas y polvo que gira alrededor de ambas estrellas. Sabemos que existen, pero ignoramos los detalles de su formación, su estructura y su evolución, aunque se han encontrado sorprendentes similitudes con discos que giran en torno a estrellas jóvenes.[1]

Hay investigaciones que consideran la posibilidad de que estos discos de polvo, ligados gravitacionalmente, existan en muchas estrellas binarias en etapas avanzadas. De hecho, el dato se usa incluso al revés: la presencia de un disco indica que puede ser un sistema binario con una estrella post-AGB. Continue reading ¿Planetas de segunda generación?

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Hablando de astroquímica en RNE

24 horasEl investigador principal de ASTROMOL y NANOCOSMOS, José Cernicharo, que desarrolla su trabajo en el Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM), ha explicado en el programa “24 horas”, de RNE, cómo se forman los elementos más pesados en el corazón de las estrellas. También ha hablado del proyecto @NANOCOSMOS_ERC, que intentará reproducir cómo nacen los granos de polvo en las envolturas de las estrellas evolucionadas. El podcast está disponible en este enlace (a partir del min 28:06).

 

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Observado por primera vez el toro alrededor de un agujero negro supermasivo

Ilustración del núcleo de la galaxia NGC 1068. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Ilustración del núcleo de la galaxia NGC 1068. Crédito: NASA/JPL-Caltech.

Utilizando el conjunto de antenas ALMA (Atacama Large Millimeter Array), un equipo de investigadores, liderado por Santiago García-Burillo (del Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN), España) ha conseguido observar, por primera vez, el toro de polvo y gas que rodea a un agujero negro supermasivo, en este caso el que se encuentra en el centro de la galaxia NGC 1068 (también conocida como Messier 77).

Las galaxias AGN (del inglés Active Galactic Nuclei) son aquéllas que albergan en su núcleo un agujero negro supermasivo con signos de actividad reciente. Este tipo de agujeros negros acretan material al tiempo que emiten gran cantidad de energía en un amplio espectro de longitudes de onda. Se cree que todas las galaxias, en algún momento de sus vidas, pueden ser galaxias activas.

Para que se desencadene un periodo de actividad,  el agujero negro supermasivo central debe “alimentarse” y, durante mucho tiempo, se ha postulado que el combustible debía almacenarse en un disco de polvo y gas que rodearía al agujero negro. Aunque el entorno inmediato de los agujeros negros de las galaxias activas puede ser tan brillante como toda la galaxia que lo alberga, algunos de estos núcleos parecen quedar ocultos tras una estructura en forma de anillo de polvo y gas, llamada “toro”. Continue reading Observado por primera vez el toro alrededor de un agujero negro supermasivo

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