News & Press releases

Número de entradas: 87

13
Junio 2018

SEWM 2018 - Strong and ElectroWeak Matter Conference


Congreso SEWM 2018 - Strong and ElectroWeak Matter Conference en Barcelona
Del 25 al 29 de junio se celebrará en las instalaciones de CosmoCaixa en Barcelona la decimotercera edición del congreso Strong and ElectroWeak Matter Conference (SEWM 2018) organizado por el Instituto de Ciencias del Espacio (ICE-CSIC), Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC), Institut de Física d’Altes Energies (IFAE) y Institut de Ciències del Cosmos Universitat de Barcelona (ICCUB), con la colaboración de la Fundación Bancaria “La Caixa”.
 
En este marco, el Nobel de Física de 2017 Barry Barish dará una conferencia pública el día 26 a las 19:00 en las instalaciones de CosmoCaixa con el título Ondas gravitacionales: de Einstein a una nueva ciencia.
04
Junio 2018

The observation of the nova ASASSN-18fv by the ESA's INTEGRAL gamma-ray satellite, triggered by our team, has been selected as the Picture of the Month


The nova ASASSN-18fv is being observed with INTEGRAL, searching for the7Be line at 478 keV; the OMC light curve is the picture of the month
INTEGRAL/OMC optical observations of the bright nova ASASSN-18fv
  On 20 March a new bright transient optical source, near the Galactic plane, was found at V<10 mag by the All Sky Automated Survey for SuperNovae(ASAS-SN; ATel#11454). These observations showed an outburst amplitude of more than 7 mag. About a day later it was already brighter than 6 mag (see, e.g.,AAVSO Alert Notice 626). Early spectroscopy (ATels#11456,#11468) had not ruled out a Galactic classical nova, but the transient might also be a large outburst of a young stellar object or other peculiar explosion. Near-IR spectroscopy obtained about 10 days later (ATel#11506) showed that the spectrum is consistent with that observed for normal Fe II and transition (Fe II + He/N) class novae after peak. Two weeks later, Fermi/LAT and AGILE detected prolonged gamma-ray emission above ~100 MeV (ATels#11546,#11553), and a few days after that, NuSTAR in X-rays (3.5-78 keV; ATel#11608). If the source is indeed a classical nova, one may expect nucleosynthesis line emission from the decay of 7Be at 478 keV or of 22Na at 1275 keV, depending on the nova type. Since ASASSN-18fv looks like a CO nova, 7Be is favoured with respect to 22Na. This makes ASASSN-18fv a very interesting target for INTEGRAL.

On 23 April INTEGRAL started an out-of-TAC public observationof ASASSN-18fv. The source continued to be very bright (V~6.8 mag) one month after discovery, and it was, therefore, observed with the OMC in Fast monitoring mode. This is one of the few observations using this observing mode. With this mode, integrations of 3 seconds are performed at intervals of 4.5 seconds, and only the sections of the CCD containing the target of interest are read from the CCD and transmitted to ground. On 18 May, the OMC was configured back to Normal monitoring mode when the source brightness decayed to V~8.5 mag. Observations are currently still ongoing (see the INTEGRAL scheduling information).

The optical light curve as obtained by the AAVSO/visual estimates (open white circles) and with the INTEGRAL/OMC V-band (filled red circles) are shown in the main image. It can be seen that AAVSO data are important due to the large time span covered. The OMC data are of extremely good quality, although they are affected by time gaps produced when the source falls outside its FoV, because of the observing 5x5 dithering pattern. In the zoomed-in OMC light curve (inset figure top right) the excellent time resolution of the Fast monitoring mode and a photometric accuracy of about 0.02 mag can be seen (note that systematic effects not included). Short-scale time variability superposed on the general decline is clearly revealed. In some cases, the amplitude of the variability reaches 0.3 mag on timescales of several hours to one day. Due to the long INTEGRAL ToO program on ASASSN-18fv, the OMC is collecting a legacy optical data set on the source.

Oscillations were also reported in ATel#11508, around maximum light on timescales of days. According to the classification by Strope et al. (2010), ASASSN-18fv can be tentatively classified as a J-class nova. Light curves of this class are characterized by substantial jittering above the base level. The variations observed in the light curve could also resemble oscillations like those seen in the O-class. However, the observed variations by the OMC seem to be essentially random and start before the peak, while O-class novae are characterized by quasi-periodic oscillations which generally start around 3 mag below the peak. Future observations will help in the definitive classification of ASASSN-18fv.

Credits:Albert Domingo (INTEGRAL/OMC team, CAB/CSIC-INTA, Spain) and Margarita Hernanz (ICE-CSIC and IEEC, Spain).

We acknowledge with thanks the variable star observations from the AAVSO International Database contributed by observers worldwide and used in this image.

Link to the original news in the ESA/INTEGRAL page.
14
Mayo 2018

First polarimetric GNSS radio-occultation, obtained aboard the PAZ satellite


First polarimetric GNSS radio-occultation, obtained aboard the PAZ satellite
This last weekend polarimetric GNSS radio-occultation data were received for the first time ever! The ROHP-PAZ experiment will attempt simultaneous atmospheric thermodynamic and heavy rain retrievals. Over 200 profiles are acquired daily since then.
18
Abril 2018

El model d’espectre d’emissió de púlsars ens ajudarà a entendre millor la física relativista en entorns extrems


Descobertes fa escassament mig segle, les estrelles de neutrons o púlsars són encara un dels objectes més desconeguts de l’univers.
La recent publicació a la revista Nature Astronomy d’un model teòric que n’explica la varietat dels espectres d’emissió de radiació aporta llum sobre la naturalesa d’aquests cossos. En parlem amb l’investigador a càrrec de la recerca, el director de l’Institut de Ciències de l’Espai, professor ICREA i membre de l’Institut d’Estudis Espacials de Catalunya, Diego F. Torres.

Les estrelles de neutrons van ser descobertes per la ciència fa relativament poc. ¿En què consisteixen?

Es tracta d’un dels finals possibles en l’evolució de les estrelles massives, que després d’esclatar com a supernoves conserven un romanent compacte que anomenem estrella de neutrons. Bàsicament és una estrella molt densa, de la mida d’una ciutat de 10 quilòmetres de radi, però amb una massa equivalent a la del sol. També presenten un camp magnètic molt intens i d’altres propietats físiques extremes. Aquests cossos roten molt ràpidament i en girar l’intens camp magnètic del seu voltant emet radiació en forma de feixos de llum. Quan aquests feixos, per les lleis de la geometria, es creuen amb la línia de la visual de la Terra es detecten en forma de pics de radiació anàlegs als dels fars, perquè ens en fem una idea gràfica. Com que això té una periodicitat d’acord amb la rotació de l’estrella, se’ls anomena púlsars. Es van descobrir fa només 50 anys, tot i que estaven previstes ja d’abans. Ara en coneixem moltes, en funció de la longitud d’ona de les seves emissions, que és precisament el focus d’atenció del nostre treball.

Una de les incògnites associades als púlsars era fins ara el seu divers rang d’espectre d’emissió de radiació.

Les estrelles de neutrons presenten espectres d’emissió molt variats, sobretot a altes energies de raigs X, però també a freqüències òptiques i cap a la part més energètica de l’espectre electromagnètic, que arriba als raigs gamma. Es dona el fet que fins i tot estrelles que semblen molt similars, amb propietats de període anàlogues, resulta que emeten radiació de forma molt diversa. D’aquí parteix la nostra pregunta: a què responen aquestes diferències i com es genera aquesta varietat? Hem volgut comprendre si a partir d’allò que mesurem en un rang de freqüències érem capaços de predir què veuríem en un altre. Això ens permetria augmentar la possibilitat de detectar nous púlsars, perquè si els detectem en les freqüències captades amb instruments més sensibles o amb capacitat de fer escombrades molt més àmplies, aleshores serà possible predir-los en d’altres rangs de freqüència.

¿El model que heu desenvolupat permet fer aquestes prediccions?

En efecte, en principi sembla que funciona correctament. El nostre model teòric parteix de la definició de només tres o quatre paràmetres físics, a partir dels quals podem explicar tots els espectres d’estrelles de neutrons que es coneixen. Emprant el model hem generat un sistema de predicció a partir de la detecció de púlsars en un determinat rang de freqüències, de forma que ens permeti calcular quines serien les emissions en la resta de rangs. El treball mostra que partint d’observacions en rajos gamma podem predir les estrelles que seran més brillants en raigs X, cosa que ens ha permès ja trobar noves estrelles de neutrons en aquesta banda de l’espectre electromagnètic.

¿Aquest model pot ser una eina per comprendre més profundament fenòmens cosmològics que fins ara se’ns escapaven?

Sobretot pel que fa a física d’altes energies, ja que en sistemes com els de les estrelles de neutrons totes les magnituds són bàsicament extremes. Cal tenir present que estem parlant de plasma en interacció amb camps magnètics que no és possible reproduir en laboratori, perquè les densitats, els valors magnètics i la pròpia acceleració de les partícules involucrades  corresponen a magnituds totalment relativistes. Esperem que el nostre treball ajudi a entendre una mica millor la física relativista en situacions d’entorn extrem.

¿També hi ha vinculació amb la branca quàntica de la física?

No directament, perquè malgrat que estem parlant de situacions que anomenem de camp fort, no hi ha un horitzó d'esdeveniments com en un forat negre.

¿Quines preveu que puguin ser les derivacions del model?

Hi ha dues línies principals de recerca. La primera parteix del fet que el nostre model es desenvolupa a partir de rajos X cap a freqüències més altes. Però també creiem que és possible fer-ho cap a longituds d’ona òptiques a l’abast dels telescopis normals a què estem habituats. La radiació òptica dels púlsars ha estat fins ara força misteriosa, no està ben entesa. Nosaltres creiem que l’extensió del model ens permetrà explicar-la i distingir quins púlsars es podrien veure en telescopis òptics. La segona derivació és un aspecte que el model encara no té incorporat: l’anàlisi de les corbes de llum. Els púlsars, a més de tenir un espectre, en tant que roten també presenten una variació repetitiva de llum. Per poder preveure corbes de llum hem d’estendre el model, una feina teòrica complicada que ara estem duent a terme per poder alhora predir i reproduir allò que veiem com a senyal temporal i com senyal en energia.

 

D.F. Torres. Order Parameters for the high-energy spectra of pulsars.
Nature Astronomy, 2, p. 247-256 (2018). DOI: 10.1038 / s41550-018-0384-5
10
Abril 2018

Hoy el ICE-CSIC/IEEC ha recibido los primeros datos del experimento a bordo del satélite PAZ


Today ICE-CSIC/IEEC receive the first data of the experiment aboard the PAZ satellite
El experimento liderado por el ICE-CSIC/IEEC a bordo del satélite PAZ cuyo nombre es Radio-Ocultaciones y Precipitaciones Intensas en PAZ (ROHP-PAZ) fue activado el pasado día 4 y hoy se han empezado a recibir los primeros datos en el ICE-CSIC/IEEC
21
Marzo 2018

La misión ARIEL seleccionada como la próxima misión científica media de la ESA


La missió ARIEL seleccionada com a propera missió científica mitjana de l'ESA
ARIEL, una misión para responder preguntas fundamentales sobre cómo se forman y evolucionan los sistemas planetarios, acaba de ser seleccionada por la Agencia Espacial Europea (ESA) como su próxima misión científica de clase media, con fecha de lanzamiento prevista para el 2028. En largo de 4 años, ARIEL observará 1000 planetas alrededor de otras estrellas y hará el primer estudio a gran escala sobre la química de las atmósferas de estos exoplanetas.
 
La misión ARIEL ha sido desarrollada por un consorcio de más de 60 institutos de 15 países de la ESA, incluidos el Reino Unido, Francia, Italia, Polonia, España, Países Bajos, Bélgica, Austria, Dinamarca, Irlanda, Hungría, Suecia, Alemania y Portugal, con una colaboración adicional de la NASA en EEUU. El Instituto de Ciencias del Espacio (ICE, CSIC) y el Instituto de Estudios Espaciales de Catalunya (IEEC) lideran la participación española y, además de la contribución científica, participa en la construcción de la misión, que incluye el sistema electrónico del satélite que controla el telescopio y los movimientos del espejo secundario, así como los programas informáticos que planifican las observaciones de los planetas y que se utilizan en la base de operaciones de la ESA. El resto de instituciones españolas involucradas son el Centro de Astrobiología, la Universidad Politécnica de Madrid y el Instituto de Astrofísica de Canarias.
 
El investigador principal de ARIEL en España, el Dr. Ignasi Ribas, del ICE y director del IEEC comenta: "A pesar de que hasta ahora hemos descubierto alrededor de 3800 planetas que orbitan otras estrellas, la naturaleza de estos exoplanetas sigue siendo muy misteriosa. ARIEL estudiará una muestra estadísticamente grande para darnos una imagen verdaderamente representativa de qué están hechos estos planetas. Esto nos permitirá responder preguntas sobre cómo la química de un planeta se vincula con el entorno en que se forma y como su nacimiento y evolución dependen de la estrella en la que orbitan." ARIEL estudiará una población diversa de exoplanetas que van desde el tamaño de Júpiter y Neptuno hasta las llamadas súper-Tierras, en una gran variedad de ambientes. El foco principal de la misión serán los planetas en órbitas cercanas a su estrella. Los exoplanetas calientes, con temperaturas de hasta 2.000ºC, representan un laboratorio natural donde estudiar la química y la formación planetarias, ya que las altas temperaturas mantienen las diferentes especies moleculares en circulación por la atmósfera y esto las hace observables remotamente.
 
ARIEL tendrá un telescopio con un espejo primario de un metro de diámetro para recoger la luz visible e infrarroja de estos sistemas planetarios que orbitan estrellas distantes. Un espectrómetro descompondrá la luz en un "arco iris" para extraer las huellas químicas de las moléculas atmosféricas cuando el planeta pasa por delante o detrás de la estrella. Un fotómetro y un sistema de rastreo recogerán información sobre la presencia de las nubes en las atmósferas de los exoplanetas y permitirán que el telescopio espacial apunte a cada estrella con una gran estabilidad y precisión.
 
ARIEL será lanzado desde Kourou en la Guayana francesa y se pondrá en órbita en el punto 2 de Lagrange (L2), que es un punto de equilibrio gravitacional a 1,5 millones de kilómetros de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Aquí, ARIEL estará protegida del Sol y tendrá una visión sin obstáculos de todo el cielo para observar un gran número de exoplanetas.
 
El gestor del proyecto a nivel español, el Dr. Josep Colomé, del ICE y del IEEC, declara: "La selección de ARIEL por parte de la ESA es una fantástica noticia. Es un reconocimiento al trabajo de ingeniería realizado durante los dos últimos años y un impulso para la tecnología espacial que desarrollamos para esta y otras misiones y con una estrecha colaboración con la industria del sector. ARIEL nos permite trabajar con centros de referencia a nivel mundial y nos sitúa en la primera división de la tecnología espacial."
 
ARIEL (Atmospheric Remote-Sensing Infrared Exoplanet Large-survey) en datos y cifras:
 
Espejo primario elíptico: 1,1 x 0,7 metros
Instrumentación: 3 canales fotométricos y 3 espectrómetros de baja resolución que cubren de 0,5 a 7,8 micras en longitud de onda.
Duración de la misión: 4 años en órbita
Fecha de lanzamiento: 2028
Masa de carga útil: ~ 450 kg
Masa total: ~ 1.300 kg
Destino: Punto L2 de Lagrange Sol - Tierra
Coste de la misión de la ESA: ~ 450 millones de euros, además de las contribuciones nacionales a la carga útil
Lanzamiento del vehículo: Ariane 6-2 desde la Guayana Francesa
 
Para obtener más información sobre ARIEL, visite: http://ariel-spacemission.eu
04
Marzo 2018

ESA's INTEGRAL satellite selects a figure in one of our papers as picture of the month


ESA's INTEGRAL satellite selects a figure in one of our papers as picture of the month (March 2018)
Which gamma-ray pulsars can be seen by INTEGRAL and why?

Neutron stars are a common compact endpoint of the life of stars. They have an extreme density (stars of about 10 km in size, with the mass of our Sun), and harbour the strongest magnetic fields (from 108 to 1014 times that of our Sun). Magnetized and rotating neutron stars emit beams of radiation, which can only be seen when the observer and the beam are aligned. Periodic recurrence of such alignment gives rise to pulsations, and to the name pulsar used for these objects.

Pulsars emit at all wavelengths, and their energy distribution (that is, how much power they yield at each wavelength band) varies strongly within the population. From the more than 2000 radio pulsars known, and the more than 200 gamma-ray pulsars known, we only know less than 20 of them which pulse in X-rays. The number of those detected in INTEGRAL's energy range is even lower.

What makes a pulsar shine in gamma-rays and/or X-ray energies? Ultimately, how can we predict, which pulsar will be visible to a particular X-ray instrument?

Despite the extreme precision of the observations, and the underlying complexity of the processes involved, recently a theoretical model for the spectra of pulsars has been proposed: just four physical parameters suffice to fit the emission spectrum of all gamma and/or X-ray pulsars known. When analyzing the properties for all pulsars, by grouping of these parameters, relevant correlations appear, explaining the different observational behaviours. As a bonus, the model acts as a tool to predict whether X-ray pulsars can be seen, starting from Fermi gamma-ray data. Detailed analysis of already detected and future gamma-ray pulsars can then lead to predicting whether or not INTEGRAL can detect them too.

Expectations for possible detections are shown in the image at the bottom, in the setting of the correlation of model parameters fitting the high-energy spectra of pulsars. Red and blue dots stand for gamma-ray-only, normal and millisecond pulsars, respectively. They show a strong correlation depicted with a dashed line (the shadowed region represents the 2 sigma uncertainty in this correlation). White (grey) crosses within a red/blue colored point denote a predicted flux of at least 10-13 erg cm-2 s-1 (10-14 erg cm-2 s-1) at 10 keV. The parameters of the X/gamma-ray and X-ray-only pulsars are shown with orange and black points, respectively, together with their 1 sigma uncertainty. The light cylinder Rlc of all pulsars is also noted (green pentagons). Uncertainties in the model parameters are larger (smaller) when only X-ray (both X- and GeV gamma-ray) data are available.

Reference: "Order Parameters for the high-energy spectra of pulsars"
D.F. Torres,
Nature Astronomy (2018), doi:10.1038/s41550-018-0384-5
26
Febrero 2018

Estrellas en el halo de la Vía Láctea: ¿Invasores cósmicos o víctimas del desalojo galáctico?


Two stellar groups on opposite sides of the galactic plane originated by tidal interaction between the Milky Way and a satellite galaxy
Un grupo de astrofísicos liderados por el Max Planck Institute für Astronomie (MPIA) con participación del Instituto de Ciencias del Espacio (ICE, CSIC) y del Institut d’Estudis Espacials Catalunya (IEEC) ha investigado una pequeña población de estrellas en el halo de la Vía Láctea, y ha encontrado que su composición química es muy parecida a la del disco galáctico. Esta similitud pone en evidencia que estas estrellas tienen su origen en el disco delgado galáctico, y no en galaxias enanas acretadas por nuestra galaxia. La razón de la migración estelar puede ser debida a las oscilaciones del disco de la Vía Láctea como un todo, inducidas por las fuerzas de marea producidas por la interacción del halo de materia oscura galáctico con una galaxia satélite masiva.

Las estrellas investigadas pertenecen a dos estructuras diferentes localizadas en el halo galáctico, las sobredensidades Triangulum-Andromeda (TriAnd) y A13. Estas estructuras están localizadas en planos opuestos de la Vía Láctea, alrededor de unos 14.000 años luz por debajo y por encima del plano galáctico (ver Figura 1), e inicialmente se creyó que eran los restos dejados por una galaxia enana que había invadido nuestra Vía Láctea en el pasado.

Sin embargo, en el estudio publicado hoy en la revista Nature, los astrónomos encuentran una fuerte evidencia de que estas estructuras se originaron en realidad en el disco mismo de la Vía Láctea, y fueron luego expulsadas hacia el halo.

La clave para comprender el origen de estas estrellas está en su patrón detallado de abundancias químicas que han sido obtenidos mediante espectros de alta resolución tomados con los telescopios Keck (EE.UU.) y VLT (Very Large Telescope, ESO). "El análisis de las abundancias químicas es una prueba muy potente que permite, de manera similar a un test de ADN, identificar la población en la cual una estrella se originó. Diferentes poblaciones, tales como el disco o el halo de la Vía Láctea, galaxias satélites enanas o cúmulos globulares, tienen composiciones químicas radicalmente diferentes. Por eso, una vez que conocemos de qué están hechas las estrellas, podemos relacionarlas directamente con su población originaria.” explica M. Bergemann, la líder del estudio.

La comparación de la composición química de estas estrellas muestra que son prácticamente idénticas, tanto dentro como entre los dos grupos. Más sorprendente aún, su composición es típica de las estrellas del disco de la Vía Láctea. Esto es una prueba  fundamental para afirmar que estas estrellas se formaron probablemente en el disco delgado de nuestra galaxia, y no tienen su origen en los restos de la disrupción de una o más galaxias más pequeñas que, según se cree, fueron acretadas por la Vía Láctea en el pasado.
Pero, ¿cómo han llegado estas estrellas a ocupar posiciones tan extremas por debajo y por encima del disco galáctico? Los modelos de evolución de la Vía Láctea predicen que este “desalojo galáctico” ocurre como resultado de las oscilaciones del disco galáctico como un todo. La explicación más favorecida para la ocurrencia de estas oscilaciones es la interacción por efecto de marea de la Vía Láctea con una galaxia satélite masiva.

Los resultados publicados en la revista Nature muestran la prueba más clara obtenida hasta ahora de estas oscilaciones en el disco de la Vía Láctea. Los resultados indican que la evolución dinámica del disco galáctico es significativamente más complejo que lo que se creía previamente, y que las estrellas del disco pueden ser localizadas en ubicaciones muy distantes a las de su lugar de nacimiento.

“El trabajo futuro incluye una determinación más precisa de las distancias y movimientos de las estrellas de estos grupos, especialmente en base a los datos de la misión espacial Gaia. Esto permitirá poner a prueba nuestra interpretación de que las sobredensidades son las crestas de la onda de gran escala creada en el disco galáctico. Además, la determinación futura de las masas y las edades de estas estrellas utilizando el estudio de sus pulsaciones, la astrosismología, permitirá fechar el momento en que sucedió la interacción entre la Vía Láctea y la galaxia satélite”, dijeron M. Bergemann y A. Serenelli.

Información complementariaLos resultados citados en esta Nota de Prensa han sido publicados en la revista Nature (http://dx.doi.org/ usando el identificador 10.1038/nature25490) bajo el título “Two chemically similar stellar overdensities on opposite sides of the Galactic disc plane"  firmado por Bergemann et al.

Aldo Serenelli, del Instituto de Ciencias del Espacio (ICE, CSIC) y del Institut d’Estudis Espacials Catalunya (IEEC) en colaboración con Maria Bergemann (Max Planck Institute für Astronomie, MPIA) , Branimir Sesar (MPIA), Judith G. Cohen (California Institute of Technology), Allyson Sheffield (City University of New York), Ting S. Li (Fermi National Accelerator Laboratory), Luca Casagrande (The Australian National University), Kathryn Johnston and Chervin F.P. Laporte (both Columbia University, New York), Adrian M. Price-Whelan (Princeton University) y Ralph Schönrich (University of Oxford, UK), Andrew Gould (MPIA)
 
22
Febrero 2018

El satélite PAZ lanzado con éxito


PAZ launched succesfully on Thursday 22 @ 15:17 CET
El satélite PAZ, con instrumentación científica del Instituto de Ciencias del Espacio (ICE, CSIC) y del Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC) ha sido lanzado con éxito desde California (EE.UU.).
15
Febrero 2018

El crecimiento de los agujeros negros deja atrás al de las galaxias


Two new studies show that the growth of the biggest black holes is outrunning the rate of star formation in the galaxies they inhabit
Dos nuevos estudios que emplean datos obtenidos con el telescopio de rayos X Chandra y otros telescopios de la NASA evidencian que el crecimiento de los mayores agujeros negros del Universo está superando la tasa de formación de estrellas en las galaxias en las que están situados.
 
Durante muchos años, los astrónomos han obtenido datos sobre la formación de estrellas en las galaxias y del crecimiento de los agujeros negros supermasivos (es decir, aquellos que tienen masas de millones o miles de millones de veces la del Sol) situados en sus centros. Estos datos sugerían que los agujeros negros y las estrellas en sus galaxias anfitrionas crecían a la vez.
 
Hoy, los resultados de dos grupos de investigadores independientes señalan que los agujeros negros de las galaxias masivas han crecido mucho más rápidamente que en las menos masivas.
 
“Estamos intentando reconstruir una carrera que empezó hace miles de millones de años” dice Guang Yang de la Penn State University que ha dirigido unos de los estudios. “Estamos empleando datos extraordinarios obtenidos con diferentes telescopios para entender como se desarrolla esta competición cósmica”.
 
Empleando grandes cantidades de datos del observatorio de rayos X Chandra de la NASA, el Telescopio Espacial Hubble y de otros observatorios, Yang y sus colaboradores han estudiado la tasa de crecimiento de los agujeros negros de las galaxias a distancias entre los 4.300 y 12.200 millones de años luz de la Tierra. Los datos de rayos X incluían los publicados en el Chandra Deep Field-South & North y en el COSMOS-Legacy.
 
Los científicos calcularon la relación existente entre la tasa de crecimiento de un agujero negro supermasivo y la de crecimiento de las estrellas en la galaxia anfitriona. Una idea común es que esta relación era aproximadamente constante en todas las galaxias.
 
En contra, Yang y sus colaboradores encontraron que esta proporción es mucho mayor para las galaxias más masivas. Para las galaxias que contienen unas 100 mil millones de masas solares de estrellas, la proporción es aproximadamente diez veces superior a la de las galaxias que contienen del orden de 10 mil millones de masas solares de estrellas.
 
“La pregunta obvia es: ¿Por qué?”, señala el co-autor del trabajo Niel Brandt, de la Penn State University. “Quizás las galaxias masivas son más efectivas a la hora de alimentar con gas frío a sus agujeros negros supermasivos centrales que las menos masivas”.
 
Otro grupo de científicos halló, de forma independiente, que el crecimiento de los agujeros negros más masivos ha superado al de las estrellas en sus galaxias anfitrionas. Mar Mezcua, del Instituto de Ciencias del Espacio (ICE, CSIC) y del Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña (IEEC) y sus colaboradores estudiaron agujeros negros en algunas de las galaxias más brillantes y masivas del Universo. Estudiaron 72 de ellas, ubicadas en el centro de cúmulos de galaxias que se encuentran a distancias en torno a 3.500 millones de años luz de la Tierra. El estudio empleó datos de rayos X procedentes de Chandra y datos en las longitudes de onda de radio del Australia Telescope Compact Array, del Karl G. Jansky Very Large Array y del Very Long Baseline Array de Estados Unidos.
 
Mar Mezcua y sus colaboradores estimaron las masas de los agujeros negros de estos cúmulos de galaxias empleando una conocida relación entre las masa de un agujero negro y las emisiones en radio y rayos X asociadas a él. Hallaron que las masas de los agujeros negros eran diez veces mayores que las estimadas por otro método que asumía que los agujeros negros y sus galaxias crecían a la vez.
 
“Hemos hallado agujeros negros que son mucho más grandes de lo que esperábamos”, dijo Mar Mezcua. “Quizás empezaron antes la carrera para crecer o, quizás, han tenido una ventaja en su velocidad de crecimiento que ha durado miles de millones de años”.
 
Los investigadores se encontraron con que casi la mitad de los agujeros negros de su muestra tenían unas masas de, como mínimo, 10 mil millones de veces la masa del Sol, lo que los sitúa en una categoría de masa extrema que algunos astrónomos denominan agujeros negros “ultramasivos”.
 
“Sabemos que los agujeros negros son objetos extremos”, dice la coautora Julie Hlavacek-Larrondo de la Universidad de Montreal, “por lo que posiblemente no sorprenda que los ejemplos más extremos rompan las reglas que pensábamos que deberían seguir”.
 
El trabajo de Mar Mezcua y colaboradores ha sido publicado por la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) este febrero y se encuentra disponible en línea (https://arxiv.org/abs/1710.10268). El artículo de Yang et al. ha sido aceptado y se publicará en el número de abril de la misma revista (también se encuentra disponible en línea: https://arxiv.org/abs/1710.09399).
 
El Centro de Vuelos Espaciales Marshall de la NASA en Huntsville, Alabama, gestiona el programa Chandra para la Dirección de la Misión de Ciencia de la NASA en Washington. El Smithsonian Astrophysical Observatory de Cambridge, Massachusetts, controla las operaciones de ciencia i vuelo de Chandra.
 
Institute of Space Sciences (IEEC-CSIC)

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08193 Barcelona.
Phone: +34 93 737 9788
Email: ice@ice.csic.es
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