El exoplaneta detectado es similar a Saturno y gira alrededor de una estrella enana roja en una órbita parecida a la de Mercurio alrededor del Sol.

 

Se usó el interferómetro Very Long Baseline Array (VLBA) y la técnica de astrometría que permite medir el bamboleo de las estrellas debido al jalón gravitacional de planetas que giran a su alrededor.

 

Representación artística del sistema planetario TVLM 513-46546. La fuente central es una estrella enana roja, ultra fría, de muy baja masa. El planeta tiene una masa estimada similar a la de Saturno, y con una órbita parecida a la de Mercurio alrededor del Sol. Crédito: Luis A. Curiel Ramírez.

 

 

Ciudad de México, 4 de agosto de 2020. Por primera vez, un planeta más allá de nuestro sistema solar ha sido detectado usando observaciones de radio de muy alta precisión astrométrica con el arreglo de radio telescopios Very Long Baseline Array (VLBA, por sus siglas en inglés). Se trata de la primera detección de exoplanetas por medio de la técnica de astrometría absoluta y también la primera detección usando astrometría en radio. 

 

Localización de los telescopios del VLBA: Mauna Kea (Hawaii), Owens Valley (California), Brewster (Washington), North Liberty (Iowa), Hancock (New Hampshire), Kitt Peak (Arizona), Pie Town (New Mexico), Fort Davies (Texas), Los Alamos (New Mexico), St. Croix (Virgin Islands). Crédito: NRAO/AUI.

 

“A la fecha se han encontrado más de 4200 exoplanetas, pero éste es el primer exoplaneta que se encuentra con un radio telescopio usando la técnica de astrometría. Las observaciones con el VLBA permitieron por primera vez la detección indirecta de un planeta joviano asociado a una estrella roja de muy baja masa”, Salvador Curiel, investigador del Instituto de Astronomía de la UNAM y líder de la investigación. 

 

En el trabajo, publicado hoy en la revista Astronomical Journal, participan otras dos investigadoras mexicanas, la doctora Gisela Ortiz León, investigadora posdoctoral en el Instituto Max Planck de Radioastronomía en Bonn, Alemania, y la doctora Rosa Torres, investigadora de la Universidad de Guadalajara. También forma parte de este grupo de trabajo la investigadora estadounidense Amy J. Mioduszewski, del National Radio Astronomy Observatory en Estados Unidos.

El exoplaneta encontrado, TVLM 513b, tiene una masa similar a la de Saturno y orbita a la estrella enana roja TVLM 513-46546, a una distancia aproximada de 35 años luz, en la constelación de Bootes, también conocida como el Boyero. La estrella es muy pequeña (aproximadamente una décima parte del tamaño del Sol) y de muy baja masa (un 6-8% la masa del Sol), por lo que pertenece al grupo de estrellas denominadas enanas ultra frías (Ultra Cool Dwarfs en inglés).  

Representación artística que muestra la diferencia entre estrellas enanas tipo M, estrellas enanas café y el planeta Júpiter. Se muestra el Sol como comparación. Crédito: NASA/IPAC/R. Hurt.

 

La técnica de astrometría permite medir con muy alta precisión la posición de las estrellas en el cielo y, determinando su movimiento en el espacio, se puede detectar el bamboleo característico que sufren debido al jalón gravitacional de planetas que giran alrededor de ellas. En un sistema planetario, tanto la estrella como el planeta se mueven alrededor de un punto que representa el centro de masa del sistema. Si el centro de masa del sistema se encuentra suficientemente lejos del centro de la estrella, su bamboleo es detectable mediante el uso de telescopios y es posible inferir la presencia del planeta. La técnica es particularmente efectiva para detectar planetas tipo Júpiter en órbitas lejanas a la estrella, ya que el bamboleo es mayor.

 

“Las mejoras técnicas que se han hecho al VLBA, junto con las nuevas técnicas de reducción y análisis de datos, permiten obtener una excelente precisión astrométrica con este radio interferómetro. Esto es crucial para poder observar el bamboleo de la estrella debido al jalón gravitacional de la compañera planetaria que la orbita”, expresa Amy J. Mioduszewski.

 

Esta figura muestra el movimiento del planeta encontrado con respecto a la estrella. Esta figura se hizo usando la solución de los ajustes al movimiento orbital de la estrella. El bamboleo de la estrella es tan pequeño que no se puede distinguir pero muestra bien el movimiento de ambas, la estella y el planeta. Crédito: Salvador Curiel.

 

Las observaciones de la enana roja TVLM 513-46546 iniciaron en junio de 2018 y continuaron durante un año y medio, permitiendo monitorear el movimiento de la estrella en el espacio. Se incluyeron además datos de nueve observaciones anteriores también obtenidas con el VLBA entre marzo de 2010 y agosto de 2011. Un análisis exhaustivo de las observaciones mostró un patrón en el movimiento de la estrella que indica la presencia de un planeta con masa comparable a la de Saturno que da una vuelta alrededor de ella cada 221 días en una órbita más pequeña que la de Mercurio alrededor del Sol.

La detección de TVLM 513b con el VLBA abre las puertas a una nueva forma de encontrar exoplanetas. Para Gisela Ortiz León,

 

“La técnica de astrometría tiene mucho potencial en la búsqueda de exoplanetas, ya que permitirá encontrar planetas gaseosos en órbitas alejadas de la estrella, asociados a estrellas de muy baja masa, como el que hemos encontrado. El radio interferómetro VLBA, junto con el satélite GAIA, que entró en operación hace unos 6 años, son actualmente los mejores instrumentos para llevar a cabo este tipo de observaciones”.

 

Esto es particularmente importante en el caso de los planetas jovianos que giran alrededor de estrellas de baja masa, según señala Rosa Torres,

 

“Estudios teóricos recientes indican que la formación de este tipo de planetas asociados a estrellas enanas rojas es muy poco frecuente. Además, es extremadamente difícil encontrar planetas como TVLM 513b usando otras técnicas observacionales, tales como tránsito y velocidad radial”. 

 

INFORMACIÓN ADICIONAL SOBRE LA ESTRELLA

La estrella TVLM 513-46546 tiene una masa que se encuentra cerca del límite que separa a las estrellas de los objetos conocidos como enanas cafés. La diferencia entre una estrella y una enana café permanece en debate entre los astrónomos, pero el límite, a primer orden, entre estos dos objetos es la masa necesaria para llevar a cabo fusión nuclear de hidrógeno. El “límite de quemado de hidrógeno” ocurre alrededor de las 73 masas de Júpiter (o 7% de la masa del Sol). De esta forma, los objetos con una masa mayor a esta son considerados estrellas y fusionan hidrógeno en sus núcleos. Los objetos con una masa menor se conocen como enanas cafés. Esta estrella es también particularmente interesante porque gira muy rápidamente sobre su eje de rotación, completando una rotación completa en tan solo 2 horas. En comparación, al Sol le toma 25 días para completar un giro completo en su ecuador. 

 

Video. Se ilustra el movimiento del sistema planetario formado por la estrella enana roja TVLM 513-46546 y el exoplaneta TVLM 513b. Se puede apreciar el bamboleo de la estrella causado por el jalón gravitacional del planeta que gira alrededor de ella. La estrella y el planeta giran en sincronía alrededor de su centro de masa. También se puede apreciar que, de acuerdo a los modelos teóricos, se espera que la estrella y el planeta tengan tamaños similares. Créditos: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

  

 

Información adicional:

 

 
 

 

El investigador del Instituto de Astronomía de la UNAM Dany Page y sus colegas proponen a una estrella de neutrones como resultado de la explosión de la supernova registrada en 1987 con base en sus modelos numéricos. 

Observaciones de la remanente de supernova realizadas realizadas a finales del año pasado con ALMA apoyan las predicciones teóricas.

 

La identificación de la estrella de neutrones EN 1987A en el remanente de la supernova SN 1987A. La imagen de fondo muestra parte del cielo del hemisferio sur con la galaxia "Gran Nube de Magallanes" en el centro (A). El recuadro B muestra la región de la ``Nebulosa de la Tarántula’’ de esta misma galaxia donde ocurrió la explosión de la supernova SN 1987A (evidenciada en el panel C) en el año 1987. La imagen D, tomada en 2011 por el Telescopio Espacial Hubble, muestra el remanente evolucionado de la explosión. En la figura E se muestra la parte central de este remanente revelado por ALMA: la cruz central marca el lugar de la explosión de la supernova y el diminuto óvalo azul adyacente enmarca la pequeña burbuja caliente donde se esconde la estrella de neutrones. Abajo se ven una docena de los 66 radio- telescopios de ALMA, en el desierto de Atacama en Chile a 5,000 metros de altitud. Créditos: ALMA y C. Malin, ESO (A, E), Telescopio Schmidt de ESO (B, C), Telescopio Espacial Hubble de la NASA (D). Diseño: Juan Carlos Yustis, IA-UNAM.

 

 

Ciudad de México, 30 de julio de 2020. Hoy se publica en The Astrophysical Journal este trabajo que es fruto de la colaboración del doctor Dany Page con investigadores del Departamento de Física y Astronomía de Stony Brook University, el Departamento de Física y Astronomía de Ohio University y el Instituto Max Planck de Astrofísica. Con base en los datos obtenidos de la explosión a lo largo de los años, trabajaron en modelos teóricos en los cuales se concluye que el resultado de la explosión registrada en 1987 en la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes debe ser una estrella de neutrones. 

Esta propuesta teórica del Dr. Page y sus colaboradores gana terreno gracias a los resultados observacionales publicados a finales del año pasado por un grupo de investigación liderado por el doctor Phil Cigan y la doctora Matsuura Mikako de la Universidad de Cardiff. Sus observaciones del remanente de supernova 1987A, realizadas con el Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), muestran un exceso de brillo en una burbuja de polvo presente en los escombros centrales. 

Las estrellas con más de ocho veces la masa del Sol tienen un final explosivo, conocido como supernova, cuyo residuo puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de la masa que queda después de la explosión. Estudiar las etapas posteriores a una explosión de supernova no es sencillo por dos razones principales. La primera es que su ocurrencia en nuestra galaxia es baja, se estima en una cada cincuenta años, y además, aunque ocurra una explosión no significa que ésta necesariamente se pueda observar desde la Tierra. La segunda razón es que al expulsar las capas externas del gas, el centro de la explosión, donde estará el objeto resultante, queda embebido en capas muy densas de escombros de gas y polvo, lo cual hace muy difícil de observar. En el caso del remanente de la supernova SN 1987A, se estima que la cantidad de polvo en los escombros es equivalente a aproximadamente doscientos mil veces la masa de la Tierra.

Desde que se registró la explosión de esta supernova en 1987, ha habido esfuerzos internacionales para detectar el residuo de esta explosión. 

 

“Ahora se tiene un argumento teórico sólido para afirmar que el residuo es una estrella de neutrones”, Dr. Dany Page.

 

Durante las primeras décadas después de una explosión de supernova, la principal fuente de energía que ilumina a los escombros es el decaimiento radioactivo del isótopo titanio-44. Sin embargo, según los modelos teóricos de los investigadores, la burbuja observada, donde se especula que está escondida la estrella de neutrones, es demasiado pequeña y está demasiado caliente como para ser explicada por el decaimiento de titanio-44. Es necesaria otra fuente de energía: una estrella de neutrones.

Los modelos teóricos desarrollados desde hace tres décadas por el Dr. Page describen la evolución de una estrella de neutrones joven. Estos modelos predicen que, 33 años después de la explosión (edad actual del remanente SN 1987A), la temperatura superficial debe de ser del orden de cinco millones de grados y la energía térmica emitida 50 veces mayor a la producida por el Sol. ¡Esta energía es precisamente la necesaria para alimentar la burbuja de polvo caliente que se observa! Además, la estrella de neutrones se encuentra desplazada con respecto al centro de la explosión, lo cual concuerda con la teoría, que predice que la explosión le daría un empujón al objeto central resultante, precisamente en la dirección donde se ubica la burbuja de polvo caliente. 

La supernova SN 1987A marcó el inicio de la astronomía de neutrinos extrasolares ya que en este evento se detectaron algunas de estas partículas, producidas por la formación de una proto-estrella de neutrones. De las mediciones de la energía total de la explosión permitieron el doctor Page y sus colaboradores deducen que la progenitora se transformó en una estrella de neutrones, en lugar de colapsar en un hoyo negro. Además, parece ser improbable que esta estrella de neutrones sea un pulsar, como lo son muchas estrellas de neutrones jóvenes. Para poder reproducir las características observadas del polvo mediante un pulsar, sería necesario que sus características fueran sumamente específicas, lo cual requeriría de grandes coincidencias. Por el contrario, la simple energía térmica emitida por una estrella de neutrones híper-caliente resulta ser precisamente la suficiente para lograr esas mismas condiciones sin invocar grandes coincidencias. 

El Dr. Page sonríe cuando recuerda que hace más de 20 años, junto con el Dr. Geppert del Instituto de Astronomía de Potsdam y el Dr. Zannias de la Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo, predijeron que las características de la explosión de esta supernova prácticamente excluían la posibilidad de que la estrella de neutrones producida fuera un pulsar típico, como todos esperaban, sino que más bien se trataría solamente de una esfera de neutrones caliente, lo cual ajusta perfectamente con lo observado por ALMA el año pasado.

Finalmente, comenta emocionado:

 

"Hemos tenido que esperar treinta y tres años para poder contrastar nuestras teorías con observaciones, pero finalmente sucedió".

 

En el artículo que publica con sus colaboradores concluye que la explicación más favorable es que en el centro de esta explosión haya una estrella de neutrones:

 

"Si camina como pato, tiene plumas y hace cuác, es un pato", concluye el Dr. Dany Page.

 

 

Información adicional:

 

     

Un grupo de astrónomos, entre los que se encuentra el investigador del Instituto de Astronomía de la UNAM Joel Sánchez, captura el movimiento espiral de una nueva corriente de polvo en WR 112.

Este sistema, formado por una estrella masiva de tipo Wolf-Rayet y una estrella compañera, produce en un año una cantidad de polvo equivalente a la masa de la Tierra. 

 

 

Secuencia de siete imágenes en el infrarrojo medio (~10 micrómetros) de WR 112 tomadas entre 2001 y 2019 por los telescopios Gemini North, Gemini South, Keck, el Very Large Telescope (VLT) y Subaru. La longitud de la línea blanca en cada imagen corresponde a aproximadamente 6800 unidades astronómicas. Las lanzas (o “spurs”) son estructuras que van variando a lo largo de los últimos 20 años. Los cascarones anidados (o “nested shells”) son estructuras que se expanden con cada nuevo periodo de rotación de la binaria central. La estructura en forma de “X” es un artefacto creado por los soportes de los telescopios. Crédito: Ryan Lau (ISAS / JAXA) y Yiuno Han (Universidad de Sydney).   

Ciudad de México, 16 de septiembre de 2020. Hoy se presentan en The Astrophysical Journal las observaciones del sistema binario WR 112 obtenidas con varias cámaras infrarrojas colocadas en algunos de los telescopios más grandes del mundo. Un equipo internacional de astrónomos ha analizado estas observaciones, las cuales han sido compiladas durante casi 20 años, y las ha comparado con modelos teóricos. Sus resultados indican que, al contrario de lo que se pensaba, la nebulosa polvorienta del sistema WR 112 no está estática sino que gira en espiral en nuestra dirección a lo largo de nuestra línea de visión. Este sistema binario es una fábrica eficiente de polvo y sugiere que sistemas parecidos pueden ser fuentes de polvo importantes en las galaxias.

Las estrellas masivas son aquellas que poseen al menos ocho veces la masa de nuestro Sol.

"Una de las características observacionales más importante de estas estrellas es que más del 90% se encuentran en sistemas de dos o más estrellas. Por lo tanto, entender cómo interactúan estas estrellas a lo largo de su vida es muy importante para saber cómo evolucionan” explica Joel Sánchez, académico del Instituto de Astronomía de la UNAM.

Mientras que en estrellas frías y con una masa similar a la del Sol la formación de polvo es algo habitual, la formación de polvo no es habitual en el entorno extremo de las estrellas masivas, las cuales poseen vientos extremadamente violentos. Sin embargo, todo cambia cuando se tiene un sistema de dos estrellas masivas y su vientos rápidos interactúan entre sí.

“Cuando los vientos de estrellas masivas chocan, todo el infierno se rompe, incluida la considerable liberación de rayos X de gas impactado, también incluso la creación de cantidades considerables de partículas de polvo de aerosol con base en carbono. Esto es algo sorprendente a primera vista", dijo Anthony Moffat (Universidad de Montreal).

Este proceso de formación de polvo es exactamente el que ocurre en WR 112.

En el pasado, el coautor de este trabajo Peter Tuthill (Universidad de Sydney), encontró evidencias de este mecanismo de formación de polvo en otros sistemas como WR 104. De hecho, WR 104 revela un elegante rastro de polvo que se asemeja a un “molinillo” que traza el movimiento orbital del sistema estelar binario central.

La diferencia es que la nebulosa polvorienta alrededor de WR 112 es mucho más compleja que un simple patrón de molinillo o de espiral. Décadas de observaciones a múltiples longitudes de onda llevaron a interpretaciones contradictorias del flujo polvoriento y del movimiento orbital de WR 112. Por fin, después de casi 20 años de incertidumbre sobre WR 112, las imágenes del instrumento COMICS en el telescopio Subaru tomadas en octubre de 2019 proporcionaron la pieza final, e inesperada, del rompecabezas.

“Publicamos un estudio en 2017 sobre WR 112 que sugería que la nebulosa polvorienta no se movía en absoluto, así que pensé que nuestra observación de COMICS confirmaría este resultado”, explicó el autor principal Ryan Lau (ISAS / JAXA). “Para mi sorpresa, la imagen de COMICS reveló que el caparazón polvoriento definitivamente se había movido desde la última imagen que tomamos con el VLT en 2016. Me confundió tanto que no pude dormir después de la noche de observación; seguí hojeando las imágenes hasta que finalmente registré en mi cabeza que parecía que la espiral caía hacia nosotros”.

El equipo colaboró con investigadores de la Universidad de Sydney, en particular con el profesor Peter Tuthill y el estudiante de doctorado Yinuo Han, expertos en modelar e interpretar el movimiento de las espirales polvorientas de sistemas binarios como WR 112.

“Compartí las imágenes de WR 112 con ellos y pudieron producir un sorprendente modelo preliminar que confirmó que la corriente de polvo en espiral gira en nuestra dirección a lo largo de nuestra línea de visión”, dijo Lau.

Modelo animado de la nebulosa de polvo en espiral alrededor de WR 112 (izquierda) y las observaciones correspondientes (derecha). El símbolo φ en la animación del modelo indica la fase orbital del binario central, donde φ = 0 está al comienzo de su órbita de 20 años y φ = 1 está al final de su órbita. La animación se detiene en cada fase que se muestra en las observaciones reales.Crédito: Ryan Lau (ISAS / JAXA) y Yiuno Han (Universidad de Sydney).

En la animación se muestra una comparación entre las predicciones de los modelos realizados para WR 112 y las observaciones reales obtenidas en el infrarrojo medio. La concordancia entre ambos es notable. A partir de los modelos y las observaciones el equipo pudo deducir que el período de rotación de esta espiral polvorienta es 20 años.

Modelo de la nebulosa WR 112 desde un ángulo de visión frontal (izquierda) y el ángulo de visión observado (derecha). Las líneas discontinuas ilustran el movimiento de la órbita binaria central donde la separación de la binaria central y el tamaño de cada estrella no se muestran a escala. Cada panel tiene su propia animación que muestra la revolución de la espiral en ambos ángulos de visión. Crédito: Ryan Lau (ISAS / JAXA) y Yiuno Han (Universidad de Sydney).

A partir de este periodo, el equipo de investigación dedujo cuánto polvo se está formando este sistema binario.

“Las espirales son patrones repetitivos, por lo que, dado que entendemos cuánto tiempo lleva formar una vuelta de espiral llena de polvo (alrededor de 20 años), podemos rastrear la edad del polvo producido por las estrellas binarias en su centro de la espiral", dijo Lau. También señaló que “hay polvo recién formado en el núcleo central de la espiral, mientras que el polvo que vemos a cuatro vueltas de la espiral tiene unos 80 años. Por lo tanto, esencialmente podemos rastrear toda una vida humana a lo largo de la corriente espiral revelada en nuestras observaciones”.

Para su sorpresa, el equipo encontró que WR 112 es una fábrica altamente eficiente que produce polvo a una tasa equivalente a producir una masa terrestre completa de polvo cada año. Esto fue inusual dado el período orbital de 20 años del WR 112. Los productores de polvo más eficientes en este tipo de sistema estelar binario de tipo Wolf-Rayet tienden a tener períodos orbitales más cortos de menos de un año, por ejemplo WR 104 con su período de 220 días. Por lo tanto, WR 112 demuestra la diversidad de sistemas binarios de tipo Wolf-Rayet que son capaces de formar polvo de manera eficiente y destaca su papel potencial como fuentes importantes de polvo no solo en nuestra galaxia sino también en otras galaxias.

 

Esta animación muestra el efecto del ángulo de visión en la apariencia de la espiral polvorienta. Primero, el modelo "de frente" muestra una revolución completa de la espiral polvorienta como si estuviera girando en el plano del cielo. Luego, la espiral se gira a la inclinación observada (i) y al ángulo de rotación (Ω), donde procede con otra revolución completa. Tenga en cuenta que la geometría de la espiral 3D en sí es exactamente la misma, solo el ángulo de visión cambia su apariencia. Crédito: Ryan Lau (ISAS / JAXA) y Yiuno Han (Universidad de Sydney).

Además, estos resultados demuestran el potencial de las imágenes de alta resolución en el infrarrojo medio y recalcan la importancia de la instrumentación de este tipo para los observatorios de nueva generación, como el instrumento  MIMIZUKU en el próximo Observatorio Atacama de Tokio (TAO), el instrumento METIS del Extemely Large Telescope o el Telescopio Espacial James Webb.

“Siguiendo con esta línea de investigación, nuestro equipo de trabajo cuenta con observaciones programadas para el primer ciclo de observación del telescopio espacial James Webb. Esas observaciones nos permitirán estudiar otro de estos sistemas con una técnica interferométrica conocida como Sparse Aperture Masking. En la UNAM desarrollamos parte del software para reducir y analizar las imágenes que esperamos obtener. Para ello utilizamos técnicas pioneras en el análisis de datos y reconstrucción de imágenes” concluyó Joel Sánchez.

 

Información adicional

  • Artículo científico en The Astrophysical Journal: “Resolving decades of periodic spirals from the Wolf-Rayet dust factory WR 112”. R. M. Lau, M. J. Hankins, Y. Han, I. Endo, A. F. J. Moffat, M. E. Ressler, I. Sakon, J. Sánchez-Bermúdez, A. Soulain, I. R. Stevens, P. G. Tuthill,  P. M. Williams.

 

 

 

 

 

  

 

 

 

 

La colaboración eBOSS midió más de dos millones de galaxias y cuásares que cubren 11 mil millones de años de tiempo cósmico.

El éxito implicó la colaboración de investigadores de más de 10 paísesdurante dos décadas.

 

 

Imagen. El mapa del SDSS se muestra como un arco iris de colores, ubicado dentro del Universo observable (la esfera exterior, que muestra las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas). Estamos situados en el centro de este mapa. El recuadro para cada sección del mapa codificada por colores incluye la imagen de una galaxia o cuásar típico de esa sección, y también la señal del patrón que el equipo de eBOSS mide allí. Al mirar a lo lejos, miramos hacia atrás en el tiempo. Por lo tanto, la ubicación de estas señales revela la tasa de expansión del Universo en diferentes momentos de la historia cósmica. Créditos: Anand Raichoor (EPFL), Ashley Ross (Ohio State University) y SDSS. 

 

 

Un proyecto internacional, denominado Sloan Digital Sky Survey (SDSS), en el que participan investigadores de la UNAM, publicó hoy más de 20 artículos que representan la prueba más exhaustiva a la fecha de la expansión acelerada delUniverso durante 11 mil millones de años. Es importante notar que la UNAM es socio del SDSS desde su fase IV en 2013. Las publicaciones resumen el análisis final del experimento eBOSS, acrónimo en inglés de “Sondeo espectroscópico extendido de Oscilaciones Bariónicas”, que tiene como objetivo el explorar la expansión acelerada del Universo a través de las mediciones de espectros de más de dos millones de galaxias y cuásares. 

 

"Este análisis marca la culminación del trabajo colaborativo de varias generaciones de investigadores de más de 10 países en el mundo durante dos décadas que, además muestra la trascendencia del trabajo en colaboración”, explica la investigadora del Instituto de Física, Mariana Vargas-Magaña, quien participa en el proyecto SDSS desde 2008.

 

La finalización del experimento eBOSS es un logro mayor en cosmología con sondeos espectroscópicos porque gracias a él, y las 500 páginas deinvestigaciones recién publicadas, ahora se tiene un análisis exhaustivo del mapa tridimensional más grande del Universo jamás creado, llenando los vacíos que setenían en la exploración de su historia.Para crear el mapa que cubre los últimos seis mil millones de años, el equipo utilizó galaxias luminosas viejas rojas. Para cubrir regiones más lejanas, usaron galaxias azules más jóvenes. Finalmente, para mapear el Universo aún más lejano, llegando hasta más de once mil millones de años en el pasado, se usaron cuásares, que son galaxias brillantes iluminadas por material que cae sobre un agujero negro súpermasivo central. Cada una de estas muestras requirió un análisis cuidadoso para eliminar contaminantes y revelar los patrones del Universo.

En particular, el análisis final de las galaxias luminosas rojas fue liderado por Mariana Vargas-Magaña del Instituto de Física,(IF-UNAM), Sebastien Fromenteau del Instituto de Ciencias Físicas (ICF-UNAM) y otros cuatro colegas de diversas universidades del mundo: J. Bautista (U. de Portsmouth), R. Paviot y S. de la Torre (U. de Marseille) y H. Gil-Marin (U. de Barcelona). Participan igualmente en los análisis finales de eBOSS el Dr. Axel de la Macorra (IF-UNAM), la Dra. Irene Cruz-González (IA-UNAM),  la estudiante de doctorado de Posgrado en Astrofísica de la UNAM Andrea Muñoz y la Dra. Alma González (U. de Guanajuato).

Los análisis de datos fueron posibles gracias a la infraestructura de supercómputo y apoyo técnico del Laboratorio de Modelos y Datos (LAMOD) de la UNAM, en su sede del Instituto de Astronomía, la cual es coordinada por el Dr. Octavio Valenzuela. Fue además indispensable contar con el apoyo técnico de los Ingenieros Julio Clemente y Carmelo Guzmán del IAUNAM.

 

Armar el rompecabezas de la historia del Universo

Durante los últimos cinco años, la colaboración eBOSS trabajó para cubrir un vacío de información en la historia del Universo de 6 mil millones de años, entre sus extremos: su infancia hasta su pasado reciente, y su acelerada expansión en los últimos millones de años.

 

“Para ambos extremos tenemos diferentes observables, sin embargo, para cubrir el rompecabezas necesitamos tener mediciones igualmente de los 6 mil millones de años que tenemos entre ambos extremos”, dice la cosmóloga Vargas-Magaña.

 

"Estos análisis nos permiten estudiar la historia de la expansión del Universo y empujar la frontera del conocimiento científico. Estamos en un periodo muy interesante en Cosmología, desde la última década y en la siguiente habremos generado una cantidad de observaciones nunca vista que nos permitirá avances importantes en nuestra comprensión del Universo", dijo el investigador del ICF, Sebastien Fromenteau.

 

El conjunto de espectros proporciona el mapa más preciso de materia luminosa en el rango más amplio de tiempo cósmico al día de hoy. Una mirada cercana a dicho mapa revela los filamentos y vacíos que definen la estructura en el Universo, comenzando desde el momento en que el Universo tenía solo unos 300 mil años.

A partir de este mapa, los investigadores miden patrones en la distribución de galaxias, que proporcionan varios parámetros clave de nuestro Universo con una precisión superior al uno por ciento.

 

Confirman la expansión del Universo

La historia cósmica que se ha revelado en este mapa también muestra que hace unos seis mil millones de años, la expansión del Universo comenzó a acelerarse, y desde entonces ha seguido haciéndose cada vez más rápido.

Esta expansión acelerada parece deberse a un misterioso componente invisible del Universo llamado "energía oscura", consistente con la Teoría General de la Relatividad de Einstein, pero extremadamente difícil de conciliar con nuestra comprensión actual de la física de partículas. 

 

“Esta visión del Universo que confirmamos es conocida como el modelo estándar de cosmología. Es remarcable que los últimos resultados de eBOSS confirmen este paradigma, nuestros resultados son consistentes con el modelo estándar de la cosmología”, dijo Fromenteau.

 

Sin embargo, la combinación de observaciones de eBOSS con estudios del Universo en su infancia también revela pequeñas tensiones en esta imagen del Universo, específicamente que la tasa actual de expansión del Universo (la "Constante de Hubble") es aproximadamente un 10 por ciento más baja que el valor encontrado desde distancias a galaxias cercanas, lo cual, de acuerdo con los investigadores, es poco probable que se deba al azar.


“Uno de los resultados de eBOSS más intrigante es que hemos alcanzado tal precisión que ahora podemos decir con bastante certeza que hay una pequeña tensión (falta de consistencia no muy significativa) entre diferentes mediciones del Parámetro de Hubble, en general este tipo de tensiones nos dan indicios de nuevos avances en nuestra comprensión del Universo”, dijo Vargas. 

 

No existe una explicación ampliamente aceptada para esta discrepancia en las tasas de expansión medidas, pero una posibilidad emocionante es que una forma previamente desconocida de materia o energía del Universo temprano podría haber dejado un rastro en nuestra historia.

eBOSS, y SDSS en general, dejan el enigma de la energía oscura y la falta de coincidencia de la tasa de expansión del Universo local y temprana, para próximos experimentos.

 

“Hasta que la siguiente generación de experimentos de energía oscura tomen datos, SDSS representará la base de datos más poderosa para estudiar el Universo que además es de libre acceso, y que es el legado de SDSS y el fruto del trabajo colaborativo de cientos de investigadores en todo el mundo, donde orgullosamente la UNAM participa”, concluyó Vargas.

 

Con el final del programa eBOSS, SDSS culmina su misión de determinar la historia de expansión del Universo y se enfocará a otros objetivos. Sebastian Sánchez y Octavio Valenzuela, representantes de la UNAM ante el SDSS-IV, describieron su entusiasmo por la siguiente fase SDSS-V, donde la UNAM también participa. “La colaboración SDSS-V  concentrará sus esfuerzos en observaciones espectroscópicas panorámicas que constreñirán el metabolismo de nuestra galaxia y de otras galaxias en el Universo cercano, así como en los destellos de agujeros negros distantes con el fin de determinar su masa y otras propiedades”. El equipo de la UNAM en SDSS-V proveerá  software de análisis para esta nueva fase, así como participará activamente en la interpretación de los nuevos descubrimientos durante la siguiente década.

 

La UNAM ha tenido una participación significativa en previos análisis de eBOSS, en particular en DR14 el estudiante de maestría de Astrofísica de la UNAM Miguel de Icaza encabezó el análisis DR14 con galaxias luminosas rojas  en colaboración con la Dra Vargas, el Dr. Fromenteau, la Dra. Irene Cruz-González, el Dr. de la Macorra y el estudiante de Licenciatura Benjamin Camacho (Instituto de Física-Universidad de Sinaloa).
Participaron en otros estudios complementarios con DR14 la investigadora posdoctoral Chadrachani Ningombam (IA-UNAM) y la estudiante de doctorado del posgrado en astrofísica de la UNAM Gabriela Aguilar, así como el Dr. Takamitsu Miyaji (IA-UNAM-Ensenada).
Adicionalmente SDSS ha permitido formar decenas de estudiantes de licenciatura de la Facultad de Ciencias y del Posgrado en Física y Astrofísica de la UNAM: Brenda I. Tapia, Jennifer Meneses, Javier Salas, Matias Rodriguez, Jimena Vazquez, Armando Rojas, Miguel de Icaza-Lizaola, Benjamin Camacho, Sadi Ramirez, Cesar Arroyo, Alejandro Perez, Hernan. E Noriega , Gabriela Aguilar, Andrea Muñoz, Mariana Jaber y Dante Gomez, quienes han aprendido cosmología con sondeos espectroscópicos analizando datos de SDSS-IV/eBOSS.

 

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