Galaxia del Remolino y NGC 5195: pega esta imagen en tú pagina, Foro, Myspace o Ebay con este código...
 El Planeta X, es el 10º planeta buscado a menudo, y que hasta el momento no aparece, pero Sukanya Chakrabarti tiene grandes esperanzas de encontrar la que podría llamarse Galaxia X – una galaxia enana que, según predice, orbita nuestra Vía Láctea.
Muchas grandes galaxias, como la Vía Láctea, se cree que tienen muchas galaxias satélite demasiado oscuras para verlas. Están dominadas por “materia oscura”, que los astrónomos dicen que representa el 85 por ciento de toda la materia en el Universo, pero que hasta ahora no se ha detectado.
Chakrabarti, estudiante de post-doctorado y astrónoma teórica en la Universidad de California en Berkeley, ha desarrollado una manera de encontrar galaxias satélite “oscuras” mediante el análisis de las ondas en la distribución de gas hidrógeno en las galaxias espirales. El Planeta X se predijo (erróneamente) hace más de 100 años en base a las perturbaciones en la órbita de Neptuno.
A principios de este año, Chakrabarti utilizó su método matemático para predecir que una galaxia enana se encuentra en el lado opuesto de la Vía Láctea al de la Tierra, y que ha sido invisible hasta la fecha porque es oscurecida por el gas y el polvo del disco de la galaxia. Un astrónomo ha solicitado ya turno en el Telescopio Espacial Spitzer para buscar en longitudes de onda infrarrojas esta hipotética Galaxia X.
“Espero que este método pueda servir como una prueba de la distribución de masa y de materia oscura en las galaxias, de la misma forma que hoy en día se usan las lentes gravitacionales para galaxias distantes”, dijo Chakrabarti.
Desde su predicción para la Vía Láctea, Chakrabarti ha aumentado la confianza en su método después de probarlo con éxito en dos galaxias con satélites tenues conocidas. Informó de los detalles de estas pruebas durante una presentación oral el 13 de enero, durante una reunión de la American Astronomical Society en Seattle, Washington. También discutió sus hallazgos en una rueda de prensa.
Detectando materia oscura
“Este enfoque tiene amplias implicaciones para muchos campos de la física y la astronomía (para la detección indirecta de la materia oscura y las galaxias enanas dominadas por ella, la dinámica planetaria y la evolución de las galaxias impulsada por los impactos de las galaxias satélites”, dijo.
El colega de Chakrabarti Leo Blitz, profesor de astronomía de la Universidad de Berkeley, dijo que el método también podría ayudar a probar una alternativa a la teoría de la materia oscura, que propone una modificación de la ley de la gravedad para explicar la masa faltante en las galaxias.
“La densidad de la materia en los límites exteriores de las galaxias espirales es difícil de explicar en el contexto de la gravedad modificada, por lo que si este análisis de ondas de marea sigue funcionando y podemos encontrar otras galaxias oscuras en halos distantes, nos permite descartar la gravedad modificada”, dijo.
La Vía Láctea está rodeada por unas 80 conocidas o probables galaxias enanas llamadas galaxias satélite, aunque algunas de ellas podrían estar simplemente de paso, no capturadas en órbitas alrededor de la galaxia. La Gran y Pequeña Nube de Magallanes son dos de tales satélites, galaxias enanas irregulares.
Los modelos teóricos de la rotación de las galaxias espirales, sin embargo, predicen que debería haber muchas más galaxias satélite, tal vez miles, con las pequeñas aún más frecuentes que las grandes. Las galaxias enanas, sin embargo, son tenues y algunas de ellas pueden estar compuestas principalmente de materia oscura invisible.
Chakrabarti y Blitz se dieron cuenta de que las galaxias enanas crearían perturbaciones en la distribución de gas hidrógeno atómico frío (H I) en el disco de una galaxia y que estas perturbaciones podrían desvelar no sólo la masa, sino también la distancia y la ubicación de la galaxia satélite. El gas hidrógeno frío de las galaxias espirales está confinado gravitacionalmente en el plano del disco galáctico y se extiende mucho más lejos que las estrellas visibles (a veces hasta cinco veces el diámetro de la espiral visible). El gas frío puede ser registrado por los radiotelescopios.
“El método es como deducir el tamaño y la velocidad de un barco mirando su estela”, dijo Blitz. “Puedes ver las estelas de un montón de barcos, pero tienes que ser capaz de diferenciar la estela de un barco mediano o pequeño de la de un transatlántico.”
Datos de radio de alta resolución.
La técnica desarrollada por Chakrabarti implica un análisis de Fourier de la distribución de gas determinada por las observaciones de radio de alta resolución. Su predicción inicial de la Galaxia X alrededor de la Vía Láctea fue posible gracias a una gran cantidad de datos ya disponibles sobre el hidrógeno atómico en nuestra galaxia. Para probar su teoría en otras galaxias, ella y sus colaboradores utilizaron datos recientes de un sondeo de ondas de radio llamado The HI Nearby Galaxy Survey (THINGS), llevada a cabo por el Very Large Array, así como su extensión en el hemisferio sur, THINGS-SOUTH, un sondeo realizado por el Australia Telescope Compact Array.
“Estos nuevos datos de radio de alta resolución abren una gran cantidad de oportunidades para explorar la distribución de gas en las afueras de las galaxias”, dijo el coautor Frank Bigiel, estudiante de post-doctorado de la UC Berkeley que también es co-investigador de los proyectos THINGS y THINGS-SOUTH.
Colaborando con Bigiel y Phil Chang del Canadian Institute of Theoretical Astrophysics, Chakrabarti analizó los datos de la Galaxia del Remolino (M51), que tiene una galaxia compañera de un tercio del tamaño de M51 y NGC 1512, con una galaxia satélite de una centésima de su tamaño. Su análisis matemático predijo correctamente la masa y la ubicación de estas galaxias satélites.
Dijo que su técnica debe funcionar para galaxias satélite tan pequeñas como de una milésima parte de la masa de la galaxia principal.
Chakrabarti predijo la masa de la Galaxia X, por ejemplo, como una centésima de la masa de la propia Vía Láctea. Sobre la base de sus cálculos con Blitz, la galaxia se encuentra en la actualidad al otro lado de la Vía Láctea en algún lugar en las constelaciones de la Regla o del Compás, al oeste del centro de la galaxia en Sagitario mirando desde la Tierra.
La Galaxia X no es otro Planeta X
Contrasta su predicción de la Galaxia X con los argumentos anteriores para un Planeta X más allá de la órbita de Neptuno. En el siglo XIX, lo que habría sido en esa época un noveno planeta, fue propuesto por el famoso astrónomo Percival Lowell, pero su predicción se hizo sobre la base de mediciones incorrectas de la órbita de Neptuno. De hecho, Plutón y otros objetos en el Cinturón de Kuiper, donde se predijo que el planeta residía, tienen masas demasiado bajas como para ejercer un efecto medible sobre la gravedad de Neptuno o Urano, dijo Chakrabarti. Desde entonces, las perturbaciones en las órbitas de otros cuerpos del Sistema Solar han puesto en marcha búsquedas periódicas de un 10º planeta más allá del ahora planeta “enano” Plutón.
Por otra parte, la Galaxia X (o una galaxia satélite de una milésima parte de la masa de la Vía Láctea) aún ejercería un efecto gravitatorio lo suficientemente grande como para causar ondas en el disco de nuestra galaxia.
Barbara Whitney, una astrónoma con sede en Wisconsin afiliada al Space Sciences Institute en Boulder, Colorado, espera localizar la Galaxia X como parte del Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire (GLIMPSE) llevado a cabo con el Telescopio Espacial Spitzer.
Chakrabarti y Blitz también calcularon que la galaxia predicha está situada en una órbita parabólica alrededor de la Vía Láctea, a una distancia de unos 300 000 años luz del centro galáctico. El radio galáctico es de unos 50 000 años luz.
“Nuestro trabajo es una prueba del principio, pero tenemos que observar una muestra mucho mayor de las galaxias espirales con compañeras galácticas ópticamente visibles para determinar la incidencia de falsos positivos”, y por lo tanto la fiabilidad del método, dijo Chakrabarti.
Chakrabarti cuenta con el apoyo de una beca de investigación de la Universidad de California, mientras que Chang tiene una beca del Canadian Institute for Theoretical Astrophysics (CITA). Blitz y Bigiel tienen el apoyo de la National Science Foundation y la Paul G. Allen Family Foundation.
Autor: Robert Sanders
Fecha Original: 13 de enero de 2011
Enlace Original
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