Hay una creciente opinión de que los agujeros negros en el universo primitivo pudieron haber sido la semilla en torno a la cual la mayoría de las grandes galaxias de hoy (ahora con un agujero negro supermasivo en sus centros) comenzaron a crecer. Y dando un paso más atrás, también podría darse el caso de que los agujeros negros fueron la clave para la reionización del temprano medio interestelar - que a su vez influyó en la estructura a gran escala del universo actual.
Para recapitular los primeros años ... Primero fue el Big Bang - y durante unos tres minutos todo fue muy compacto y por lo tanto muy caliente - pero después de tres minutos los primeros protones y electrones se formaron y para los próximos 17 minutos una proporción de estos protones interactuó para formar núcleos de helio - hasta 20 minutos después del Big Bang, el universo en expansión se convirtió en demasiado frío para mantener la nucleosíntesis . A partir de ahí, los protones los núcleos de helio y los electrones sólo oscilaron durante los próximos 380 mil años como un muy caliente plasma .
Había demasiados fotones, pero había pocas posibilidades de que estos fotones hicieran algo a excepción de formarse e inmediatamente ser reabsorbidos por una partícula adyacentes en ese caliente plasma. Pero a los 380.000 años, el universo en expansión se enfrió lo suficiente para que los protones y los núcleos de helio se combinaran con los electrones para formar los primeros átomos - y de repente los fotones se quedaron con el espacio vacío y fueron emitidos como los primeros rayos de luz – los cuales en el día de hoy todavía son posibles de detectar como el fondo cósmico de microondas.
binarias de alta masa(con un agujero negro como uno de sus componentes) emitiéndo rayos X fueron probablemente comunes en el temprano universo influenciándo su posterior destino al ser una de las posibles causas del proceso de reionización que terminó con la llamada edad oscura del universo.Credito: ESO.
la ilustración muestra las etapas por las cuales a pasado el estado de la materia bariónica desde el comienzo del universo (donde existía un plasma ionizado) formándose luego átomos neutros(380000 años después del bigbang) para después volverse a reionizar(500000 años después del big bang) cuando se formaron las primeras estrellas ,este plasma reionizado que llenó el medio interestelar era completamente transparente a la radiación y aún continúa siéndolo.Credito: New Scientist.
Lo que siguió fue la llamada edad oscura sólo hasta alrededor de quinientos millones de años después del Big Bang, las primeras estrellas comenzaron a formarse. Es probable que estas estrellas eran grandes, muy grandes, ya que los frescos y estables átomos de hidrógeno(y helio) disponibles se agregaron y acrecentaron. Algunas de estas primeras estrellas pueden haber sido tan grande que rápidamente se hicieron estallar en pedazos como una supernova de par inestable. Otras eran simplemente muy grande y colapsaron en los agujeros negros - muchos de ellos teniendo demasiada gravedad(propia) para permitir que una explosión de supernova pudiera volar cualquier material lejos de la estrella.
Y es por aquí donde la historia de la reionización comienza. Los átomos fríos y estables de hidrógeno del temprano medio interestelar no permanecieron fríos y estables por mucho tiempo. En un universo más pequeño lleno de densas estrellas masivas, estos átomos se recalentaron rápidamente, haciendo que sus electrones se disociaran y sus núcleos se convirtieron en iones libres de nuevo. Esto creó un plasma de baja densidad - todavía muy caliente, pero demasiado difuso para ser opaco a la luz por más tiempo.
Es probable que este paso de reionización entonces limitó el tamaño al cual las nuevas estrellas podrían crecer - y limitó las oportunidades de nuevas galaxias para crecer -( ya que calientes y excitados iones son menos propensos a agregarse y acrecentarse que los fríos y estables átomos). La reionización puede haber contribuido a la actual distribución "grumosa" de la materia – la cual está organizada generalmente en grandes y discretas galaxias, en lugar de una uniforme dispersión de estrellas por todas partes.
Y se ha sugerido que los primeros agujeros negros - de hecho los agujeros negros de alta masa binarios de rayos X - pueden haber hecho una contribución significativa a la reionización del universo primitivo. Los modelos computarizados sugieren que en los inicios del universo, con una tendencia hacia las estrellas muy masivas, sería mucho más probable tener agujeros negros como remanentes estelares, en lugar de estrellas de neutrones o enanas blancas. Además, aquellos agujeros negros serían con más frecuencia binarios que aislados(ya que las estrellas más masivas forman más a menudo sistemas múltiples de lo que hacen las pequeñas estrellas).
Así, con una masiva binaria en el que uno de los componentes es un agujero negro - el agujero negro rápidamente comenzará a acumular un gran disco de acreción compuesto de materia procedente de la otra estrella. Luego ese disco de acreción comenzará a emitir fotones de alta energía en particular en los niveles de energía de rayos-X.
Aunque el número de fotones ionizantes emitidos por un agujero negro en acreción es probablemente similar al de su brillante y luminosa estrella progenitora, es esperado que emita una proporción mucho mayor de fotones de la alta energía de rayos X - con cada uno de esos fotones potencialmente calentándo y ionizándo múltiples átomos en su camino, mientras que un fotón de una estrella luminosa sólo podría reionizar uno o dos átomos a lo sumo.
fuente de la información:
http://www.universetoday.com/83239/astronomy-without-a-telescope-black-holes-the-early-years/
La galaxia de Andrómeda es la galaxia grande más cercana a nuestra Vía Láctea. Al igual que la Vía Láctea, tiene una estructura de brazo en espiral con un agujero negro masivo en su núcleo. A diferencia de la Vía Láctea, sin embargo, su agujero negro es notable en tamaño - unas 30 veces más grande que el de nuestra galaxia, o cerca de cien millones de masas solares.También es extrañamente muy pasivo: los agujeros negro supermasivos similares en galaxias más distantes están a menudo rodeados por discos de acreción que emiten brillantes rayos X y generan poderosos chorros de partículas cargadas.Andrómeda carece de ambos. Los astrónomos quieren entender por qué el núcleo de Andrómeda está tan quieto, tanto para modelar el comportamiento de su agujero negro, asi como tratar de entender por qué los núcleos galácticos distantes son tan diferentes, los astrónomos también se hacen la pregunta acerca de si la Vía Láctea alguna vez pasó por una fase similar?
imágen compuesta de la galaxia Andrómeda en infrarojos (rojo) y rayos X (azul).Un nuevo estudio de la emisión de rayos X desde la región alrededor del agujero negro supermasivo en el núcleo de la galaxia encuentra actividad de estallidos, es la primera vez que tales procesos (análogos a los de la Vía Láctea) han sido observados en cualquier otro sitio distinto a nuestra galaxia.Credito: ESA Herschel, XMM-Newton.
El agujero negro de la Vía Láctea también está en reposo en comparación con el de otras galaxias, pero es curioso que el estalla de vez en cuando en rayos-X, infrarrojo y longitudes de onda de radio, a veces aumentando su brillo por un factor de diez o cien por tiempos cortos . Se había pensado que tal vez el entorno del agujero negro de la Vía Láctea era diferente de una manera especial, tal vez de alguna manera relacionado con la mayor pregunta acerca de la emisión extrema de los sistemas distantes.
Los astrónomos del CfA Zhiyuan Li, Michael García, Bill Forman, Christine Jones, Ralph Kraft, Val Dharam, y Steve Murray, analizaron cuidadosamente una década de observaciones de rayos-X hechas por el Observatorio Chandra de la galaxia Andrómeda, con un resultado notable.Encontraron que, aunque el núcleo era pasivo desde 1999 hasta 2005, en el 2006 aumentó su luminosidad de rayos X por cuarenta veces, y sigue siendo brillante y variable en la actualidad. El equipo propone que se hagan en el futuro estudios coordinados de rayos X y radio. Los resultados son importantes para mostrar que el agujero negro de la Vía Láctea no es el único (al menos en lo que se refiere a los estallidos), y proporciona un paso hacia una mejor comprensión de lo que sucede en otros núcleos de galaxias con agujeros negros.
leer el estudio AQUÍ
fuente de la información:
http://www.cfa.harvard.edu/news/2011/su201108.html
De acuerdo con el modelo estándar de física de partículas, la materia se compone de tres "familias" de quarks y leptones.
Cada familia tiene cuatro tipos de partículas: dos quarks y dos leptones. La materia ordinaria está esencialmente constituida por partículas de la primera familia: los quarks arriba y abajo, que están fuertemente ligados dentro de los protones y los neutrones; los electrones y los neutrinos electrónicos , que son abundantemente producidos por reacciones de fusión dentro de las estrellas. Por lo que sabemos, los quarks y los leptones de la segunda y tercera familia son copias idénticas de los de la primera familia, pero tienen más pesadas masas. Estos quarks pesados y leptones cargados son partículas inestables que pueden ser producidos en las colisiones de alta energía, pero decaen extremadamente rápido, a través de la interacción débil, en partículas de la primera familia.
Esta descripción de la materia es coherente con lo que los experimentos han observado, pero ¿por qué tenemos tres réplicas casi idénticas de los quarks y los leptones (también conocidos como los tres "sabores" de quarks y leptones), sólo que con diferentes masas, es una de las grandes preguntas abiertas en la física de partículas. En el límite de la no ruptura de la simetría electrodébil, ninguna de las partículas del modelo estándar debería tener una masa. El problema de las masas de los quarks y los leptones por lo tanto, está íntimamente relacionada con la otra gran cuestión abierta en la física de partículas: ¿por qué los portadores de la fuerza débil los bosones W y Z-tienen masa? En el modelo estándar, estos dos problemas son resueltos por lo que se llama el mecanismo de Higgs: los quarks y leptones, asi como los bosones W y Z, tienen una masa porque interactúan con un nuevo tipo de campo, el llamado campo de Higgs. En este cuadro, es el campo de Higgs quiénrompe la simetría electrodébil. Si los experimentos de alta energía en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) del CERN puede detectar una excitación del campo de Higgs-(el bosón de Higgs), sería la prueba de que este mecanismo es la base de las masas de las partículas existentes.
El mecanismo de Higgs postulado en el modelo estándar, sin embargo, no es satisfactorio por diversos motivos, sobre todo porque se convierte en inestable a altas energías. En cambio, es probable que la idea de un campo de Higgs sea realmente sólo una aproximación de baja energía de una teoría más fundamental. La señal de esta "verdadera" teoría aparecería a energías más elevadas como nuevos grados de libertad en la forma de nuevas partículas pesadas. Los intentos de encontrar pruebas de esta nueva teoría se puede dividir en dos categorías principales: (i) búsqueda directa de los nuevos grados de libertad a través de experimentos en la frontera de alta energía, y, en particular en el LHC, y (ii) búsqueda indirecta de las nuevas partículas a través de estudios de precisión a bajas energías, la llamada frontera de alta intensidad. Esto último es particularmente relevante para determinar la estructura de sabor de los nuevos grados de libertad, o cómo estos nuevos campos se acoplan a las distintas familias de quarks y leptones. Es en este contexto que Joachim Brod, Gorbahn Martin, y Stamou Emmanuel de la Universidad Técnica de Munich, Alemania, han elaborado una mejor descripción teórica de un raro decaimiento de partículasque dará a los experimentadores una poderosa herramienta para buscar signos de una mayor teoría fundamental . Sus cálculos, detallan específicamente la probabilidad de que un mesón K (kaón) se desintegre en un pión(π), neutrino(ν) y antineutrino(ν־) (K→πνν־) (ver Fig), Se presentan en la revista Physical Review D.
Si se asume que es la imagen correcta, la presencia del campo de Higgs mezcla diferentes familias de quarks bajo la interacción débil y establece una jerarquía en los varios modos de desintegración de los quarks más pesados en los más ligeros. En particular, la interacción entre las interacciones débiles y de Higgs implica que los procesos en los que un quark cambia su sabor, pero no su carga (por ejemplo, el quark extraño que pertenece a la segunda familia se transforma en el quark abajo de la primera familia, que tiene una masa diferente, pero la misma carga eléctrica) pueden ocurrir sólo en órdenes superiores de la interacción electrodébil y son fuertemente suprimidos. Estos procesos, llamados transiciones de corrientes neutrales de cambio de sabor (FCNC), son un lugar ideal para buscar una nueva física: la señal (de la nueva física) sobresaldrá en el contexto reducido de lo que ya está predicho por el modelo estándar.
arriba en la imágen la desintegración de K→πνν está mediada por la transicion de la corriente neutral de cambio de sabor s→dνν (donde s y d reprentan a los quark strange y down respectivamente).Abajo se muestra un diagrama representativo de un lazo de la contribución a la amplitud de s→dνν dentro del modelo estándar a la izquierda y dentro de una extensión del modelo estándar a la derecha.Credito: Alan Stonebraker .
El decaimiento K→πνν־en el estudio de Joachim Brod es un ejemplo particularmente interesante de las transiciones FCNC: la probabilidad de que estos procesos ocurran (la llamada razones de desintegración) se puede calcular a un grado excepcionalmente alto de precisión, no comparado con cualquier otro proceso FCNC con participación de los quarks. La excepcional limpieza teórica de la desintegración K→πνν־ en el modelo estándar tiene un origen muy simple: la probabilidad de la desintegración es dominada por el intercambio de las más pesadas partículas del modelo estándar (el quark top, y los bosones Z y W) y estas contribuciones pueden calcularse de manera fiable en la teoría de perturbaciones. A partir de principios de los noventa, los teóricos comenzaron a hacer estos cálculos de forma cada vez más precisa [más información aquí ,aquí yaquí]. Joachim Brod refuerza aún más la limpieza teórica de estos modos con una evaluación completa de las contribuciones electrodébiles de dos lazos (es decir, incluidas las contribuciones hasta el sexto orden en la constante de acoplamiento débil). Como fué discutido en su estudio los presentes errores teóricos irreductibles de las razones de desintegración son a nivel del 4% y 3% para los modos (K+→π+νν־) y (KL→π0νν־), respectivamente.
Hay un precio a pagar por esta alta limpieza teórica. Las razones de desintegración son pequeñas-por cada diez mil millones de mesones K, sólo uno, en promedio, debería decaer en el estado final πνν־ y la firma experimental (dos neutrinos en los estados finales) es difícil de detectar porque los neutrinos son muy débiles interactuando. Esta es la razón del porqué la búsqueda experimental de estos procesos es una tarea muy difícil. Hasta ahora, sólo unos cuantos eventos ( K+→π+νν־ ) han sido observados por los experimentos E787 [ ver aquí ] y E949 [ ver aquí ] en el Laboratorio Nacional de Brookhaven. Sus datos combinados conducen a una razón de desintegración que es compatible con el modelo estándar, pero tiene un error demasiado grande para proporcionar una prueba muy rigurosa del modelo. En otras palabras, la teoría es mucho más precisa de lo que los experimentadores son actualmente capaces de medir. La buena noticia es que,nuevos programas experimentales destinados a mejorar sustancialmente la precisión de la medición de estos decaimientos raros se han iniciado o se están discutiendo en varios laboratorios: el experimento NA62 en el CERN pretende recoger cerca de 50 eventos K+→π+νν־ por año, con un 20% de fondo, a partir del 2012. En una escala de tiempo similar, el experimento KOTO en J-PARC pretende recoger algunos eventos del modo neutral, suponiendo que el modelo estándar es correcto. En una escala de tiempo más larga, los experimentos kaón relacionado con el plan de Project-X en el Fermilab podría ser capaz de alcanzar un nivel de precisión de unos pocos puntos porcentuales en los dos modos de desintegración. Gracias a la gran limpieza teórica de las amplitudes K→πνν־ , estos experimentos futuros proporcionarán valiosa información sobre la estructura de sabor de la física más allá del modelo estándar.
leer el estudio AQUÍ
fuente de la información:
http://physics.aps.org/articles/v4/15
Las estrellas de neutrones, las compactas remanentes de ciertas explosiones de supernovas, son algunos de los objetos más misteriosos del universo .
Estos objetos peculiares tienen una masa entre una y dos veces la del Sol, pero se empaquetan en un espacio de sólo 20 kilómetros de diámetro (70, 000 veces más pequeño que el diámetro del Sol). La densidad media de una estrella de neutrones por lo tanto puede exceder unos pocos cientos de billones de gramos por centímetro cúbico, una densidad varias veces la que se encuentran dentro de los núcleos atómicos más pesados. Las condiciones extremas que prevalecen en el interior de las estrellas de neutrones están tan lejos de las encontradas en los experimentos de laboratorio que las propiedades de sus núcleos siguen siendo ampliamente desconocidas, y la descripción teórica de la materia de la estrella de neutrones es actualmente uno de los temas más desafiantes de la física nuclear y de partículas. En un artículo que aparece en la revista Physical Review Letters, Dany Page de la Universidad Autónoma Nacional de México y sus colegas en los EE.UU , sostienen que hay una fuerte evidencia de que los neutrones en los núcleos de las estrellas de neutrones forman un superfluido. Esta conclusión, la cual fue alcanzada de forma independiente por otro grupo encabezado por Dima Yakovlev del Instituto de Física Técnica en San Petersburgo, Rusia , se basa en las recientes observaciones de la emisión termal de rayos X desde de la jóven estrella de neutrones ubicada en Cassiopeia A la cual es el remanente de una supernova (ver Fig).
Desde el descubrimiento fortuito de los púlsares de radio por Jocelyn Bell Burnell y Anthony Hewish en 1967, cerca de dos mil estrellas de neutrones se han detectado. Muchas más probablemente hay en nuestra galaxia. Como fué predicho por William Baade y Fritz Zwicky en 1933, las estrellas de neutrones nacen del catastrófico colapso gravitacional del núcleo de hierro de las estrellas masivas en el punto final de su evolución. Durante los diez primeros segundos después de la explosión de la supernova, la recientemente formada estrella protoneutrón tiene un radio de unos 50 km y se mantiene muy caliente, con temperaturas internas del orden de unos pocos billones de grados. Aproximadamente un minuto más tarde, la estrella protoneutrón se hace transparente a las partículas casi sin masa llamadas neutrinos que se producen abundantemente en su interior. Esto permite que los neutrinos escapen fácilmente y se lleven la energía, de modo que la estrella protoneutrón se enfría rápidamente y se contrae en una estrella de neutrones ordinaria. Cuando la temperatura cae por debajo de unos mil millones de grados, las capas externas de la estrella se cristalizan en una corteza sólida. En este punto, el núcleo es mucho más frío que la corteza debido al enfriamiento energético producido por los neutrinos que escapan. Después de varias décadas, el interior de la estrella alcanza una temperatura uniforme de unos cientos de millones de grados (a excepción de una delgada envoltura exterior, cubriendo de calor). La última etapa de enfriamiento se lleva a cabo después de unos cientos de miles de años, cuando el calor se difunde desde el interior a la superficie y se disipa en forma de radiación térmica electromagnética [más información aquí y aquí].
Cassiopeia A en la constelación de Cassiopeia es la más jovén estrella de neutrones conocida.Basados en la velocidad de enfriamiento observada de la estrella los astrofísicos creen que los neutrones en su núcleo están en un estado superfluido .En la parte superior se muestra una imágen de Cassiopeia A en rayosX en la parte inferior se muestra una ilustración indicando las diferentes capas de una estrella de neutrones.Crédito: (Top) NASA/Chandra X-ray Observatory; (Bottom) redrawn with permission from Fridolin Weber, San Diego State University.
La superficie metálica, que está compuesta principalmente de hierro, generalmente se ve obstaculizada por una delgada atmósfera. A pocos metros bajo la superficie, la materia está tan comprimida que los núcleos atómicos, que están dispuestos en un enrejado regular de Coulomb, están completamente ionizado y por lo tanto conviven con un gas cuántico de electrones.En lo más profundo de la estrella, los núcleos se vuelven más y más ricos en neutrones, hasta que los neutrones empiezan a salir fuera de los núcleos, formando un océano subterráneo de neutrones. Considerando que la composición de la corteza exterior es casi completamente determinada por las masas atómicas experimentales, la corteza interior, donde los neutrones no están consolidados, no tiene equivalente en la Tierra y por lo tanto sólo puede ser estudiada teóricamente. La corteza se disuelve en un líquido uniforme de neutrones, protones y electrones cuando la densidad alcanza cerca de la mitad de la que se encuentra dentro de los núcleos atómicos pesados. En la corteza-núcleo, la transición del núcleo puede adoptar formas muy inusuales, tales como barras o placas que son la llamada "pasta" nuclear y podrían ser responsable de la mitad de la masa de la corteza. La composición y las propiedades de la materia densa en el núcleo interno de una estrella de neutrones aún siguen siendo poco conocidos
En particular, se sugirió en 1959, antes de las observaciones reales de los primeros púlsares, que el interior de las estrellas de neutrones podría contener un superfluido de neutrones-un líquido sin fricción con propiedades muy inusuales. La superfluidez es una de las manifestaciones macroscópicas más llamativas de la mecánica cuántica. Los nucleones son fermiones, y debido alprincipio de exclusión de Pauli, por lo general tienden a evitarse ellos mismos. Este comportamiento individualista de los nucleones, junto con la fuerte interacción repulsiva nucleón-nucleón a corta distancia, proporcionan la presión necesaria para contrarrestar la enorme fuerza gravitacional de una estrella de neutrones, lo que impide que se colapse. Sin embargo, a suficientemente bajas temperaturas, los nucleones pueden formar parejas. Estas parejas son bosones que pueden comportarse de forma coherente en una escala muy grande y el nucleón condensado puede fluir sin viscosidad, análogo a la superfluidez del helio-3. (Es interesante notar que, mientras que el helio-3 se convierte en un superfluido sólo por debajo de unos pocos mK , la superfluidez es sostenible, incluso a una temperatura de millones de grados en una estrella de neutrones, debido a la enorme densidad involucrada). A pesar de que el emparejamiento nuclear ha sido teóricamente estudiado durante varias décadas [ver aquí], las región del núcleo de una estrella de neutrones donde este fenómeno podría ocurrir es todavía muy incierta. Como se muestra en los dos grupos de astrofísicos , las observaciones de la joven estrella de neutrones en refrigeración en Cassiopeia A podría arrojar luz sobre este problema de larga data.
Cassiopeia A, que debe su nombre a su ubicación en la constelación de Cassiopeia, es el remanente de una estrella que explotó hace 330 años a una distancia de unos 11 000 años luz de nosotros. Este objeto central compacto ha sido recientemente identificado como una estrella de neutrones con una atmósfera de carbono y una temperatura superficial de cerca de dos millones de grados [ ver aquí]. La estrella de neutrones en Cassiopeia A no es sólo la más jóven conocida,emitiendo térmicamente en forma aislada en nuestra galaxia, sino también es la primera estrella de neutrones en el que ha sido el enfriamiento observado directamente. Diez años de seguimiento de este objeto, han revelado que su temperatura ha disminuido en alrededor del 4% desde su descubrimiento en 1999 por el Observatorio de Rayos X Chandra [ ver aquí]. Esta velocidad de enfriamiento es mucho más rápida que el esperado por las teorías estándar de enfriamiento de estrella de neutrones. De acuerdo con los dos equipos de científicos que analizaron los datos de rayos X del Observatorio Chandra para determinar la velocidad de enfriamiento, estas observaciones proporcionan una fuerte evidencia de la superfluidez en los núcleos de estrellas de neutrones. De hecho, el inicio de la superfluidez de neutrones abre un nuevo canal para la emisión de neutrinos del continuo fraccionamiento y formación de pares de neutrones. Este proceso, que es más eficaz con temperaturas ligeramente por debajo de la temperatura crítica de la transición de superfluido, mejora el enfriamiento de la estrella durante varias décadas. Basándose en las observaciones de Cassiopeia A, Dany Page y sus colaboradores determinan la temperatura crítica del superfluido de neutrones a la mitad de mil millones de grados y argumentan que los protones en los núcleos de estrellas de neutrones son superconductores. El grupo de Yakovlev llegó a conclusiones similares, pero su temperatura crítica inferida para el superfluido de neutrones es unos pocos cientos de millones de grados más alta, ya que asumen diferentes entradas microscópicas. Este enfriamiento rápido se prevé que continuará durante unas cuantas décadas más a la misma velocidad. Si la interpretación de Page se ve confirmada por las observaciones futuras, sus resultados pondrán restricciones estrictas en las teorías microscópicas de la materia nuclear densa.
leer el estudio AQUÍ
fuente de la información:
http://physics.aps.org/articles/v4/14
SI se observara un sistema binario de estrellas tipo G(como el sol) desde un planeta hipotético con aproximadamente 0,5 grados de diámetro angular en el cielo esto sugeriría de que ambas estarían a alrededor de una unidad astronómica de distancia, pero también se podría tener por ejemplo una cercana enana roja y una distante gigante azul con idénticos diámetros aparentes, pero sin duda ellas lucirían sustancialmente diferentes, tanto en color como en brillo.
Así que si los dos soles son del mismo tamaño y están aproximadamente a la misma distancia, entonces es probable de que usted está parado en un planeta circumbinario(parecido al planeta ficticio Tatooine del universo Star Wars)que circunda a ambas estrellas en una órbita .
Para permitir una órbita circumbinaria estable – se tienen que cumplir cualquiera de estás dos condiciones a)que el planeta tiene que estar muy distante de las estrellas binarias ( las cuales esencialmente actúarían como un único centro de masa) o b)que las dos estrellas estén muy próximas entre sí - por lo que actuarían fundamentalmente como un único centro de masa. Es poco probable que un planeta pudiera mantener una órbita estable alrededor de un sistema binario dónde se exponga a los pulsos de la fuerza gravitacional, originados cuando ambas estrellas se acerquen al planeta,de manera periódica.
De todos modos, si usted puede estar parado en un planeta y ver una puesta de soles binarios - y es una forma de vida basada en el agua -entonces, su planeta está dentro de la zona de habitabilidad del sistema de estrellas, la zona donde el agua puede existir en estado líquido. Habida cuenta de esto - y su tamaño aparente y la proximidad entre sí, lo más probable es que usted órbite a dos estrellas que están realmente muy juntas.
hipotética puesta de 2 estrellas con un diámetro aparente igual al de sol en un planeta con una órbita circumbinaria alrededor de ellas .Crédito.Nasa.
para conseguir un planeta en la zona habitable alrededor de un sistema binario su elección está probablemente limitada para planetas circumbinarios alrededor de dos estrellas cercanas o planetas circunestelares alrededor de una de las estrellas en un ampliamente esparcido sistema binario.Credito: NASA/JPL.
Pero, teniendo presente –que si se acepta que hay dos estrellas tipo G en el cielo, entonces es poco probable que su planeta esté exactamente a una unidad astronómica de ellas - ya que la presencia de dos estrellas equivalentes en el cielo debería aproximadamente duplicar el flujo estelar que se obtendría de una. Y no es una simple cuestión de doblar la distancia para reducir a la mitad el flujo estelar. La duplicación de la distancia reducirá a la mitad los diámetros aparentes de las estrellas en el cielo, pero una relación del cuadrado inverso se aplica a su brillo y su flujo solar, por lo que a doble distancia sólo se obtendría una cuarta parte de su flujo estelar. Por lo tanto, algo así como la raíz cuadrada de dos, es decir alrededor de 1,4 unidades astronómicas de distancia de las estrellas, podría ser la distancia correcta.
Sin embargo, esto significa que las estrellas ahora necesitan tener un diámetro mayor que el solar para crear el mismo tamaño aparente que tenían en el cielo - lo que significa que deberían tener más masa –lo que las pondría en una clase espectral más intensa. Por ejemplo, Sirio A tiene 1,7 veces el diámetro del Sol, aproximadamente el doble de su masa - y, en consecuencia cerca de 25 veces su luminosidad absoluta. Así que incluso a las 2 unidades astronómicas de distancia, Sirio A sería casi cinco veces más brillante y entregaría cinco veces más flujo estelar de lo que hace el Sol a la Tierra (o diez veces, si hay dos de tales estrellas en el cielo).
Así, en resumen ...
Es un problema para llegar a un escenario en el que podrían haber dos estrellas en el cielo, con el mismo diámetro aparente, color y brillo (que el sol) y mantener el planeta en la zona habitable - a menos de que el planeta esté en una órbita circumbinaria en torno a dos estrellas equivalentes. No hay razón para dudar de que un planeta podría mantener una órbita circumbinaria estable alrededor de dos estrellas equivalentes, que podrían ser del tipo G análogas al Sol o de cualquier otro tipo . Sin embargo, es una lucha para llegar a un escenario plausible dónde esas estrellas pudieran mantener su diámetro angular en el cielo que aparentan tener,y al mismo tiempo mantener a sus planetas en la zona habitable del sistema.
Es decir si usted está en un mundo desértico , pero con dos estrellas de clase espectral más intensa que la G es probable que sea expulsada la atmósfera de dicho planeta - y hasta dos estrellas de tipo G le darían un escenario tipo Venus (el cual recibe aproximadamente el doble del flujo solar que la Tierra, estándo 28% más cerca del Sol). Pudieran ser más pequeñas estrellas de la clase K o M, pero entonces deberían ser más rojas de lo que aparentan ser - y su planeta tendría que estar más cerca de ellas, hasta el punto en donde es poco probable que el planeta pudiera mantener una órbita estable.
Un equipo de astrónomos del Reino Unido, EE.UU. y Europa han identificado un grueso disco estelar en la cercana galaxia deAndrómeda, por primera vez. El descubrimiento y las propiedades del disco grueso limitarán los procesos físicos dominantes que intervienen en la formación y evolución de las galaxias espirales grandes, como nuestra propia Vía Láctea.
Mediante el análisis de las mediciones precisas de las velocidades de brillantes estrellas individuales en la galaxia de Andrómeda con el telescopio Keck en Hawaii, el equipo ha logrado separar las estrellas que trazan un disco grueso de las que componen el disco delgado, y evaluar como ellas difieren en altura, anchura y química.
imágen de la galaxia Andrómeda hecha con un filtro h-alpha.Crédito.Adam Evans.
representación esquemática de una estructura de disco grueso.Este disco grueso está formado de estrellas que son tipicamente más viejas que las que están situadas en el disco delgado. haciéndolo ideal para el estudio de la evolución galáctica.(Crédito: Amanda Smith, IoA graphics officer).
el gráfico muestra las edades y orientaciones de las estrellas componentes de los discos de la galaxias.El halo(esferoide) contiene la población más vieja seguido del disco grueso.El disco delgado típicamente contiene las más jóvenes generaciones de estrellas. (Credito: RAVE collaboration).
La estructura espiral domina la morfología de las grandes galaxias en la actualidad, con aproximadamente el 70% de todas las estrellas contenidas en un disco plano estelar. La estructura del disco contiene los brazos espirales trazados por las regiones de formación estelar activa, y rodea a un abultamiento central de estrellas viejas en el centro de la galaxia. A partir de las observaciones de nuestra propia Vía Láctea y otras espirales cercanas, sabemos que estas galaxias normalmente poseen dos discos estelares, uno delgado y uno grueso, explica el líder del estudio, Michelle Collins, Estudiante de doctorado en el Instituto de Astronomía de Cambridge. El disco grueso está formado por las estrellas más viejas cuyas órbitas las llevan por un camino que se extiende por encima y por debajo del más regular disco delgado. El clásico delgado disco estelar que solemos ver en las imágenes del Hubble es el resultado de la acreción de gas en la parte final de la formación de una galaxia'', continúa Collins, mientras que los discos gruesos se producen en una fase mucho más temprana de la vida de la galaxia, haciéndolos ideales marcadores de los procesos involucrados en la evolución galáctica.''
En la actualidad, el proceso de formación del disco grueso no se entiende bien.Anteriormente, la mejor esperanza para la comprensión de esta estructura fue mediante el estudio del disco grueso de nuestra propia galaxia, pero gran parte de él se oculta de nuestra vista. El descubrimiento de un grueso disco similar en Andrómeda presenta una visión mucho más limpia de la estructura en espiral.Andrómeda es la espiral grande más cercana a la Vía Láctea- lo suficientemente cerca como para ser visible a simple vista - y se puede ver en su totalidad desde la Vía Láctea. Los astrónomos serán capaces de determinar las propiedades del disco a través de la extensión total de la galaxia y buscar señales de los eventos relacionados con su formación. Se requiere una cantidad enorme de energía para provocar que las estrellas de una galaxia formen un componente de disco grueso, y los modelos teóricos propuestos incluyen la acreción de galaxias satélite más pequeñas, o un más sutil y continuo calentamiento de las estrellas en la galaxia por los brazos espirales.
Nuestro estudio inicial de este componente ya sugiere que él es probablemente más antiguo que el disco delgado, con una composición química diferente'', comentó el astrónomo de la UCLA, Mike Rich , futuras observaciones más detalladas nos permitirán desentrañar la formación del sistema de discos de Andrómeda, con la posibilidad de aplicar este conocimiento para la formación de las galaxias espirales en todo el Universo''.
Este resultado es uno de los más excitantes que surgen del estudio más grande de los movimientos y la química de las estrellas en las afueras de Andrómeda'', dijo el miembro del equipo el doctor Scott Chapman, también del Instituto de Astronomía. Encontrar este disco grueso nos ha proporcionado una visión única y espectacular de la formación del sistema de Andrómeda, y sin duda contribuirá a nuestra comprensión de este complejo proceso.''
leer el estudio AQUÏ
fuente de la información:
http://www.universetoday.com/83315/thick-stellar-disk-isolated-in-andromeda/
Arp 220 es la galaxia con una luminosidad extrema más cercana a la Vía Láctea , definida como más de 300 veces la de nuestra propia galaxia. Algunas galaxias dramáticas tienen valores de luminosidad diez veces más brillante aún. Los astrónomos todavía están reuniendo las piezas de las razones de estas emisiones enormes de energía, mientras analizan por qué nuestra galaxia es tan modesta. Los dos principales sospechosos de la energía son estallidos de formación estelar que producen muchas estrellas jóvenes y calientes, y los procesos asociados con la acumulación de material sobre un agujero negro supermasivo en el núcleo de una galaxia. Arp 220 es el ejemplo más cercano, y uno de los mejores lugares para probar estas hipótesis.
imágen del Hubble de la galaxia Arp 220 el más brillante objeto en nuestro universo local.Un equipo usando el Submillimeter Array estudió el gas que compone esta galaxia y concluyó que los estallidos de formación de estrellas son responsables de su gran emisión de energía.
Un equipo de astrónomos incluyendo el astrónomo del SAO Jun-Hui Zhao han utilizado el Submillimeter Array(SMA) para obtener el primer estudio imparcial de las líneas moleculares y atómicas de la galaxia con un conjunto de radio telescopios. Cubrieron un completo, gran intervalo de longitudes de ondas en el orden de milímetros que son accesibles a través de la atmósfera terrestre. El equipo informa del hallazgo de setenta y tres características espectrales de quince especies moleculares en el estudio de esta banda. Un notable 28% del flujo total de esta galaxia en esta banda es emitida por estas moléculas. El SMA también obtuvo imágenes de la galaxia en cada una de las muchas longitudes de onda.
Los resultados son consistentes con la luminosidad de Arp 220 siendo impulsada principalmente por la formación estelar. La química de la galaxia se derivó de las observaciones las cuales llevaron a esta conclusión, con especies normalmente realzadas por la formación de estrellas claramente detectadas. Por otra parte, aparece en ella una explosión de actividad, la cual está en curso. El equipo estima para esta galaxia extrema, que varios millones de regiones con actividad se localizan dentro de un volumen relativamente pequeño (unos pocos miles de años-luz) alrededor del núcleo. Los nuevos resultados son una mejora importante en nuestra comprensión acerca de que es lo que energiza a las galaxias extremas, y en qué se diferencian de la Vía Láctea.
leer el estudio AQUÍ
fuente de la información:
http://www.cfa.harvard.edu/news/2011/su201107.html
Cuando un equipo internacional de científicos que trabaja en el Colisionador de Iones Pesados Relativistas (RHIC) anunció el descubrimiento del más masivo antinúcleo hasta la fecha(ver aquí) - y el primero conteniendo un -antiquark extraño- marcó el primer escalón por debajo del plano de la clásica tabla periódica de los elementos, y despertó un enorme interés en todo el mundo.
El Dr. Zhangbu Xu, un físico del Laboratorio Nacional Brookhaven del Departamento de Energía de los EE.UU (DOE), donde el "colisionador de partículas" de 2,4 kilómetros se encuentra, compartirá este descubrimiento con un público más amplio en la reunión de este año de la Asociación Americana para el Avance de la Ciencia (AAAS)el Viernes, 18 de febrero del 2011.
Todos los núcleos comunes están hechos de protones y neutrones (que a su vez contienen sólo quark up y down). La estándar tabla periódica de elementos está organizada de acuerdo al número de protones, los cuales determinan las propiedades químicas de cada elemento. También hay una más compleja, tabla tridimensional que transmite información sobre el número de neutrones, que pueden cambiar en los diferentes isótopos del mismo elemento, y un número cuántico conocido como "extrañeza", el cual depende de la presencia de quarks extraños. Los núcleos que contienen uno o más quarks extraños son llamados hipernúcleos. Para toda la materia ordinaria, sin quarks extraños, el valor de lo extrañeza es cero y la tabla es plana. Los Hipernúcleos aparecen por encima del plano de la tabla.
El año pasado, los miembros que colaboran en el detector STAR del RHIC publicaron evidencia de una forma de extraña antimateria, con un anti-quark extraño - un antihipernúcleo - lo que la convierte en el primer escalón(o entrada) por debajo del plano de la tabla en 3D de los núclidos, colocando la primera estaca en una nueva frontera de la física.
la imágen muestra el diagrama conocido como la tabla 3D de los nuclidos.La familiar tabla periódica ordena los elementos de acuerdo a su número atómico Z el cual determina las propiedades químicas de cada elemento los físicos están asimismo interesados en el eje N de la tabla el cual da el número de neutrones en el núcleo ,el tercer eje (S) representa la extrañeza la cual es cero para toda la materia ordinaria pero podría ser diferente de cero en el núcleo de estrellas colapsádas.Los antinúcleos poseen Z y N negativas en la tabla y el recientemente descubierto antinúcleo (de color magenta en la imágen) ahora extiende la tabla 3D en una nueva región de antimateria extraña.
Las colisiones en el RHIC fugazmente producen las condiciones que existían unos pocos microsegundos después del Big Bang, que los científicos creen dio nacimiento al universo como lo conocemos hace unos 13,7 mil millones de años. Tanto en las colisiones núcleo-núcleo en el RHIC,a si como en el Big Bang, los quarks y antiquarks emergen con igual abundancia. Las colisiones nucleares son únicas y distintas de las colisiones de partículas elementales, ya que depositan grandes cantidades de energía en un volumen más amplio. En contraste con el Big Bang, la pequeña cantidad de energía en las colisiones nucleares producen insignificante atracción gravitatoria, lo que permite que el plasma resultante de quarks y gluones se expanda rápidamente y se enfríe ocurriéndo la transición a un gas de hadrones, produciendo nucleones y sus antipartículas.
En el RHIC, entre los fragmentos de la colisión que sobreviven a la etapa final la materia y la antimateria son igualmente abundantes, incluso en el caso del relativamente complejo antinúcleo y su socio de materia normal los cuales aparecen en el presente estudio. Por el contrario, la antimateria parece estar en gran medida ausente del universo actual.
El equipo del STAR ha encontrado que la velocidad a la que se produjeron sus más pesado antinúcleos es consistente con las expectativas basadas en una recopilación estadística de antiquarks de la sopa de quarks y antiquarks generada en las colisiones del RHIC. Extrapolándo este resultado, los experimentadores creen que se debería ser capaz de descubrir más pesados antinúcleos en las próximas actividades del colisionador. La próxima antimateria que sigue en la línea de descubrimiento es la antimateria del núcleo de helio-4, también conocida como la antimateria de partículas α (alfa).
fuente de la información:
http://www.physorg.com/news/2011-02-heaviest-antimatter.html
Los científicos que esperan desentrañar el misterio del spin del protón en el Relativista Colisionador de Iones Pesados (RHIC), un acelerador de partículas de 2.4 millas de circunferencia del Laboratorio Nacional de Brookhaven en el Departamento de Energía de los EE.UU (DOE), tienen una nueva herramienta a su disposición - la primera que explora directamente cómo losquarks de diferentes tipos, o "sabores", contribuyen al spin total del protón.
La técnica, descrita en documentos que acaban de publicarse en la revista Physical Review Letters, se basa en la medición de las partículas llamadas bosones W, los mediadores de la fuerza débil responsable de la desintegración de núcleos radiactivos.
"Explorar el misterio del spin del protón ha sido uno de los objetivos de la investigación científica fundamental en el RHIC, "dijo Steven Vigdor, Director Asociado del Laboratorio de Fisica Nuclear y de Partículas de Brookhaven ."Como muchos misterios científicos, éste resulta ser más complejo cuanto más aprendemos de él. La mediciones del bosón W fueron posibles gracias a nuevas técnicas de detección en los experimentos STAR y PHENIX del RHIC y por la ampliación de las energías(récord mundial ) del RHIC para la aceleración de haces de protones con una distinta preferencia de orientación del spin. Los resultados nos permiten separar los detalles sutiles que antes eran inaccesibles, y nos deberían mover a una más cercana comprensión cuantitativa de la estructura y la dinámica del spin del protón. "
El spin es una propiedad cuántica que describe el momento angular intrínseco de una partícula. Al igual que la carga y la masa, es parte de la identidad de una partícula, cuya magnitud es la misma para todas las partículas de un tipo determinado. Pero a diferencia de la carga y la masa, el spin tiene una dirección que puede ser orientada de forma diferente para las partículas individuales de una especie determinada. Las interacciones entre las partículas dentro de los átomos, núcleos y protones dependen fundamentalmente de sus relativas orientaciones del spin, con influencia en una amplia gama de propiedades eléctricas, magnéticas, ópticas, y otras de la materia. Sin embargo, a pesar del hecho de que el spin del protón se utiliza en aplicaciones cotidianas, como la resonancia magnética (IRM), exactamente cómo - y cuánto - las partículas individuales que componen los protones contribuyen al spin sigue siendo un misterio.
la ilustración muestra la nueva medición usando bosones W producidos en las colisiones de protones polarizados en el RHIC.Las colisiones de protones polarizados (haz que entra desde la izquierda) y protones no-polarizados (haz que entra por la derecha) resulta en la producción de bosones W(en este caso W-).Los detectores del RHIC identifican las partículas emitidas cuando el bosón W se desintegra(en este caso e-) y los ángulos en los cuales ellos emergen.Las flechas coloreadas representan las diferentes direcciones posibles las cuales prueban como diferentes sabores de quarks ( en este caso "anti-up", ū; and “down,” d ) contribuyen al spin del protón.
Los científicos saben que los quarks dentro de un protón tienen cada uno su spin intrínseco. Sin embargo, numerosos experimentos han confirmado que una preferencia direccional entre todos estos spines de los quarks pueden dar cuenta de sólo el 25 por ciento del spin total del protón. El RHIC,fué construido con la posibilidad de colisionar protones polarizados - protones, cuyo spin podría ser alineado de forma controlada - para que los científicos pudieran probar otros factores que podrían explicar el spin "faltante". Gran parte de los equipos necesarios para realizar esta capacidad única fueron proporcionados por el Instituto de Investigación de Física y Química de Japón RIKEN , cuyos investigadores forman una parte fundamental de las colaboraciones internacionales que llevan a cabo este trabajo.
Después de comenzar colisiones de protones polarizados en el RHIC a finales del 2001, el primer lugar en el cual los científicos buscaron por el spin faltante fueron los gluones, las partículas que unen a los quarks de un protón, a través de la fuerza fuerte.
"El impacto hasta ahora ha sido que no hemos encontrado gluones llevando gran parte del spin ", dijo el portavoz de PHENIX Barbara Jacak, un físico de la Universidad Stony Brook. Las mediciones del detector STAR están de acuerdo. Después de varios intentos con protones polarizado a energías diferentes, los datos del RHIC sugieren, con una mayor seguridad que los gluones contribuyen mucho menos de lo que se especuló al spin del protón, por lo que la fuente del spin sigue siendo un misterio.
Los científicos reconocen que no han sido capaces de mirar a todos los gluones, en particular los que llevan pequeñas fracciones del momento total del protón. "Es parecido a buscar unas llaves desaparecidas bajo un estrecho foco de una lámpara de calle, y nos gustaría una lámpara con una mayor iluminación", dijo Jacak.
Pero a medida que continúen trabajando en esa parte del rompecabezas, también tendrán una nueva manera de observar el spin.
Gracias a nuevas técnicas de detección y la capacidad de llevar a cabo colisiones de protones polarizados a muy altas energías - 500 GeV, o 500 mil millones de electrón-voltios –los científicos del RHIC, tanto del PHENIX como del STAR son capaces de sondear directamente las contribuciones de polarización de los diferentes sabores de quarks ( conocidos por los nombres de "up" y "down" ) dentro de los protones por primera vez.
"Todas las medidas anteriores que trataban de separar las contribuciones de los spin de los quarks de acuerdo al sabor se hacían indirectamente, y se veía sobre todo la contribución de los tres principales, o de valencia, los quarks del protón," dijo Bernd Surrow, un físico del Instituto de Tecnología de Massachusetts y portavoz adjunto del STAR. "Este nuevo método de medición de los bosones W nos da acceso directo a los quarks conocidos como un" mar de quarks ', los cuales guiñan dentro y fuera de la existencia como gluones que se dividen y reforman dentro de los protones. "
El mar de quarks siempre se produce en parejas de quark /antiquark y tiene tiempos de vida extremadamente corto. Pero en las muy altas energías de colisiones de haces de protones alcanzadas en el RHIC, estos quarks y antiquarks fugaces pueden chocar, o interactuar, produciendo bosones W relativamente pesados. Hasta ahora, los experimentos del RHIC han detectado bosones W mediante la búsqueda de electrones y positrones que se forman cuando el bosón W decae. La carga de los productos de desintegración - sea electrones o positrones - reflejan directamente la carga del bosón W, que a su vez dice que sabor de antiquarks estuvieron involucrados en la colisión - sea el anti-up o el anti-down.
Al comparar el número de bosones W producidos cuando los racimos de protones que chocan en el RHIC están polarizados en la dirección del movimiento del haz con el número que se produce cuando los protones se polarizan en la dirección opuesta, los científicos pueden medir directamente el grado en el que el spin del antiquark apunta en una dirección preferida con respecto al spin total del protón.Esta técnica de medición robusta se basa en una propiedad fundamental, y muy bien entendida, de la interacción débil por la cual los bosones W son producidos, es decir, la violación extrema de simetría especular.
"La observación de este efecto extremo en las interacciones débiles por primera vez en las colisiones protón-protón polarizadas en el RHIC es en sí misma un hito importante", dijo Hideto En'yo, director del Nishina Center for Accelerator-Based Science del RIKEN el cual estableció el Centro de Investigación RIKEN -BNL (RBRC) para nutrir una nueva generación de físicos interesados en el estudio de la fuerza nuclear fuerte y la física del spin en el RHIC. "Es gratificante ver que nuestras grandes inversiones en equipos de polarización da resultados con tan grandes e interpretables efectos del spin."
"Se podría pensar que se obtendría el mismo número de quarks anti-up y anti-down dentro de un protón. Pero los experimentos anteriores han demostrado que son muy diferentes ", dijo Surrow. "Eso significa que hay mucha incertidumbre sobre el mecanismo subyacente de cómo este "mar de quarks" emerge dentro y fuera de la existencia. También indica que los diferentes sabores se pueden comportar de forma diferente en cuanto a la forma en que contribuyen al spin. "
Añade Jacak, "La comprensión de estas diferencias por sí sola no resolverá el misterio del spin, pero nos dará una idea más clara de una sola pieza del rompecabezas, la contribución del mar de quarks."
leer el estudio AQUÍ y AQUÍ
fuente de la información:
http://www.physorg.com/news/2011-02-unique-probe-proton-relativistic-heavy.html
