Astronomía

¿Qué tipo de halo es este?

¿Qué tipo de halo es este?


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Mi amigo me envió un video de una especie de fenómeno de halo y me preguntó qué tipo de halo es.

Hay un halo circular de 22 grados alrededor del sol.

Pero también hay un anillo que parece recorrer horizontalmente todo el cielo. El anillo tiene la misma altura que el sol. Parece comenzar y terminar donde el halo 22 está a la misma altura que el sol (3 y 9 en punto en el halo) y recorre horizontalmente el cielo.


¿Entonces se parece a esto? https://cloud.planetmaker.de/index.php/s/RkmkBNfb8YyDHSE

Eso suena como el anillo circun-horizontal (sí, un nombre tan simple como ese). Es (probablemente) causado por cristales de hielo hexagonales que flotan horizontalmente. Donde toca el halo de 22 °, es posible que vea perros del sol que pueden ser parches más brillantes ligeramente coloridos.

Ver también https://www.meteoros.de/themen/halos/haloarten/ (alemán) y http://www.atoptics.co.uk/halosim.htm


Halo (fenómeno óptico)

A aureola es un fenómeno óptico producido por la luz (típicamente del Sol o la Luna) que interactúa con los cristales de hielo suspendidos en la atmósfera. Los halos pueden tener muchas formas, desde anillos de colores o blancos hasta arcos y manchas en el cielo. Muchos de estos aparecen cerca del Sol o la Luna, pero otros ocurren en otros lugares o incluso en la parte opuesta del cielo. Entre los tipos de halo más conocidos se encuentran los halo circular (correctamente llamado halo de 22 °), pilares de luz y perros solares, pero muchos otros ocurren, algunos son bastante comunes mientras que otros son (extremadamente) raros.

Los cristales de hielo responsables de los halos suelen estar suspendidos en cirros o cirroestratos en la troposfera superior (5 a 10 km (3,1 a 6,2 millas)), pero en climas fríos también pueden flotar cerca del suelo, en cuyo caso se denominan como polvo de diamante. La forma y orientación particulares de los cristales son responsables del tipo de halo observado. La luz es reflejada y refractada por los cristales de hielo y puede dividirse en colores debido a la dispersión. Los cristales se comportan como prismas y espejos, refractando y reflejando la luz entre sus caras, enviando rayos de luz en direcciones particulares. Los fenómenos ópticos atmosféricos como los halos se utilizaron como parte de la tradición meteorológica, que era un medio empírico de pronóstico del tiempo antes de que se desarrollara la meteorología. A menudo indican que la lluvia caerá dentro de las próximas 24 horas, ya que los cirroestratos que los causan pueden significar un sistema frontal que se aproxima.

Otros tipos comunes de fenómenos ópticos que involucran gotas de agua en lugar de cristales de hielo incluyen la gloria y el arco iris.


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La distinción entre el halo y el cuerpo principal de la galaxia es más clara en las galaxias espirales, donde la forma esférica del halo contrasta con el disco plano. En una galaxia elíptica, no hay una transición brusca entre los otros componentes de la galaxia y el halo.

El halo estelar es una población casi esférica de estrellas de campo y cúmulos globulares. Rodea a la mayoría de las galaxias de disco, así como a algunas galaxias elípticas de tipo cD. Una pequeña cantidad (alrededor del uno por ciento) de la masa estelar de una galaxia reside en el halo estelar, lo que significa que su luminosidad es mucho menor que la de otros componentes de la galaxia.

El halo estelar de la Vía Láctea # 8217 contiene cúmulos globulares, estrellas RR Lyrae con bajo contenido de metales y subenanas. Las estrellas en nuestro halo estelar tienden a ser viejas (la mayoría tienen más de 12 mil millones de años) y pobres en metales, pero también hay cúmulos de estrellas de halo con un contenido metálico observado similar a las estrellas de disco.

Las estrellas de halo de la Vía Láctea tienen una dispersión de velocidad radial observada de unos 200 km / sy una velocidad media de rotación baja de unos 50 km / s. La formación de estrellas en el halo estelar de la Vía Láctea cesó hace mucho tiempo.

Una corona galáctica es una distribución de gas que se extiende lejos del centro de la galaxia. Puede ser detectado por el espectro de emisión distinto que emite, mostrando la presencia de gas HI (H uno, línea de microondas de 21 cm) y otras características detectables por espectroscopía de rayos X.

El halo de materia oscura es una distribución teorizada de materia oscura que se extiende por toda la galaxia y se extiende mucho más allá de sus componentes visibles. La masa del halo de materia oscura es mucho mayor que la masa de los otros componentes de la galaxia.

Se hipotetiza su existencia para dar cuenta del potencial gravitacional que determina la dinámica de los cuerpos dentro de las galaxias. La naturaleza de los halos de materia oscura es un área importante en la investigación actual en cosmología, en particular su relación con la formación y evolución galáctica.

La formación de halos estelares ocurre naturalmente en un modelo de materia oscura fría del universo en el que la evolución de sistemas como los halos ocurre de abajo hacia arriba, lo que significa que la estructura a gran escala de las galaxias se forma a partir de objetos pequeños.

Los halos, que están compuestos de materia bariónica y oscura, se forman al fusionarse entre sí. La evidencia sugiere que la formación de halos galácticos también puede deberse a los efectos del aumento de la gravedad y la presencia de agujeros negros primordiales.

El gas de las fusiones de halo se dirige a la formación de los componentes galácticos centrales, mientras que las estrellas y la materia oscura permanecen en el halo galáctico.

Un halo se puede estudiar observando su efecto en el paso de la luz desde objetos distantes brillantes como cuásares que están en la línea de visión más allá de la galaxia en cuestión.


26.2 Tipos de galaxias

Habiendo establecido la existencia de otras galaxias, Hubble y otros comenzaron a observarlas más de cerca, notando sus formas, su contenido y tantas otras propiedades como pudieron medir. Esta fue una tarea abrumadora en la década de 1920, cuando la obtención de una sola fotografía o espectro de una galaxia podía requerir una noche completa de observación incansable. Hoy en día, los telescopios más grandes y los detectores electrónicos han facilitado esta tarea, aunque la observación de las galaxias más distantes (aquellas que nos muestran el universo en sus primeras fases) todavía requiere un esfuerzo enorme.

El primer paso para intentar comprender un nuevo tipo de objeto suele ser simplemente describirlo. Recuerde, el primer paso para comprender los espectros estelares fue simplemente clasificarlos según su apariencia (consulte Análisis de la luz de las estrellas). Resulta que las galaxias más grandes y luminosas tienen una de dos formas básicas: o son más planas y tienen brazos espirales, como nuestra propia galaxia, o parecen ser elípticas (en forma de dirigible o cigarro). Por el contrario, muchas galaxias más pequeñas tienen una forma irregular.

Galaxias espirales

Nuestra propia galaxia y la galaxia de Andrómeda son galaxias espirales grandes típicas (ver Figura 26.2). Consisten en una protuberancia central, un halo, un disco y brazos espirales. El material interestelar suele estar esparcido por los discos de las galaxias espirales. Hay nebulosas de emisión brillantes y estrellas jóvenes calientes, especialmente en los brazos espirales, lo que muestra que todavía se está formando una nueva estrella. Los discos suelen tener polvo, lo que se nota especialmente en aquellos sistemas en los que vemos casi de borde (Figura 26.4).

En las galaxias que vemos de frente, las estrellas brillantes y las nebulosas de emisión hacen que los brazos de las espirales se destaquen como los de un molinillo el 4 de julio. Los cúmulos de estrellas abiertos se pueden ver en los brazos de las espirales más cercanas, y los cúmulos globulares a menudo son visibles en sus halos. Las galaxias espirales contienen una mezcla de estrellas jóvenes y viejas, al igual que la Vía Láctea. Todas las espirales giran y la dirección de su giro es tal que los brazos parecen arrastrarse como la estela de un barco.

Aproximadamente dos tercios de las galaxias espirales cercanas tienen barras de estrellas cuadradas o en forma de maní que atraviesan sus centros (Figura 26.5). Mostrando una gran originalidad, los astrónomos llaman a estas galaxias espirales barradas.

Como señalamos en el capítulo La Vía Láctea, nuestra galaxia también tiene una barra modesta (ver Figura 25.10). Los brazos en espiral suelen comenzar desde los extremos de la barra. El hecho de que las barras sean tan comunes sugiere que tienen una vida larga, puede ser que la mayoría de las galaxias espirales formen una barra en algún momento durante su evolución.

Tanto en galaxias espirales barradas como no barradas, observamos una variedad de formas diferentes. En un extremo, la protuberancia central es grande y luminosa, los brazos son débiles y están muy enrollados, y las nebulosas de emisión brillante y las estrellas supergigantes pasan desapercibidas. Hubble, que desarrolló un sistema de clasificación de galaxias por forma, dio a estas galaxias la designación Sa. Las galaxias en este extremo pueden no tener una estructura de brazo en espiral clara, lo que da como resultado una apariencia similar a una lente (a veces se las conoce como galaxias lenticulares). Estas galaxias parecen compartir tantas propiedades con las galaxias elípticas como con las galaxias espirales.

En el otro extremo, la protuberancia central es pequeña y los brazos están flojos. En estas galaxias Sc, las estrellas luminosas y las nebulosas de emisión son muy prominentes. Nuestra galaxia y la galaxia de Andrómeda son ambas intermedias entre los dos extremos. En la Figura 26.6 se muestran fotografías de galaxias espirales, que ilustran los diferentes tipos, junto con galaxias elípticas para comparar.

Las partes luminosas de las galaxias espirales parecen tener un diámetro de aproximadamente 20.000 a más de 100.000 años luz. Estudios recientes han encontrado que probablemente existe una gran cantidad de material galáctico que se extiende mucho más allá del borde aparente de las galaxias. Este material parece ser un gas frío y delgado que es difícil de detectar en la mayoría de las observaciones.

A partir de los datos de observación disponibles, se estima que las masas de las porciones visibles de las galaxias espirales oscilan entre mil millones y un billón de soles (10 9 a 10 12 METROsol). La luminosidad total de la mayoría de las espirales cae en el rango de 100 millones a 100 mil millones de veces la luminosidad de nuestro Sol (10 8 a 10 11 Lsol). Nuestro Galaxy y M31 son relativamente grandes y masivos, como espirales. También hay una cantidad considerable de materia oscura dentro y alrededor de las galaxias, al igual que en la Vía Láctea, deducimos su presencia por la rapidez con que las estrellas en las partes externas de la Galaxia se mueven en sus órbitas.

Galaxias elípticas

Las galaxias elípticas consisten casi en su totalidad en estrellas viejas y tienen formas que son esferas o elipsoides (esferas algo aplastadas) (Figura 26.7). No contienen rastro de brazos espirales. Su luz está dominada por estrellas rojizas más viejas (las estrellas de población II discutidas en La Vía Láctea). En las elípticas cercanas más grandes, se pueden identificar muchos cúmulos globulares. Las nebulosas de polvo y emisión no son conspicuas en las galaxias elípticas, pero muchas contienen una pequeña cantidad de materia interestelar.

Las galaxias elípticas muestran varios grados de aplanamiento, que van desde sistemas que son aproximadamente esféricos hasta aquellos que se acercan al plano de las espirales. Las raras elípticas gigantes (por ejemplo, ESO 325-G004 en la Figura 26.7) alcanzan luminosidades de 10 11 Lsol. La masa en una elíptica gigante puede ser tan grande como 10 13 METROsol. Los diámetros de estas grandes galaxias se extienden por varios cientos de miles de años luz y son considerablemente más grandes que las espirales más grandes. Aunque las estrellas individuales orbitan el centro de una galaxia elíptica, las órbitas no están todas en la misma dirección, como ocurre en las espirales. Por lo tanto, las elípticas no parecen girar de forma sistemática, lo que dificulta estimar la cantidad de materia oscura que contienen.

Encontramos que las galaxias elípticas van desde las gigantes, que acabamos de describir, hasta las enanas, que puede ser el tipo de galaxia más común. Elípticas enanas (a veces llamados esferoidales enanos) pasaron desapercibidos durante mucho tiempo porque son muy débiles y difíciles de ver. Un ejemplo de una elíptica enana es la galaxia esferoidal enana Leo I que se muestra en la figura 26.8. La luminosidad de esta típica enana es aproximadamente igual a la de los cúmulos globulares más brillantes.

Intermedios entre las galaxias elípticas gigantes y enanas se encuentran sistemas como M32 y M110, los dos compañeros de la galaxia de Andrómeda. Si bien a menudo se las conoce como elípticas enanas, estas galaxias son significativamente más grandes que galaxias como Leo I.

Galaxias irregulares

El Hubble clasificó las galaxias que no tienen las formas regulares asociadas con las categorías que acabamos de describir en el contenedor de basura de una galaxia irregular, y seguimos usando su término. Normalmente, las galaxias irregulares tienen masas y luminosidades más bajas que las galaxias espirales. Las galaxias irregulares a menudo parecen desorganizadas y muchas están experimentando una actividad de formación estelar relativamente intensa. Contienen estrellas jóvenes de la población I y viejas estrellas de la población II.

Las dos galaxias irregulares más conocidas son la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes (Figura 26.9), que se encuentran a una distancia de un poco más de 160.000 años luz de distancia y se encuentran entre nuestros vecinos extragalácticos más cercanos. Sus nombres reflejan el hecho de que Fernando de Magallanes y su tripulación, en su viaje alrededor del mundo, fueron los primeros viajeros europeos en darse cuenta de ellos. Aunque no son visibles desde Estados Unidos y Europa, estos dos sistemas son prominentes en el hemisferio sur, donde parecen tenues nubes en el cielo nocturno. Dado que están solo una décima parte de la distancia que la galaxia de Andrómeda, presentan una excelente oportunidad para que los astrónomos estudien nebulosas, cúmulos de estrellas, estrellas variables y otros objetos clave en el entorno de otra galaxia. Por ejemplo, la Gran Nube de Magallanes contiene el complejo 30 Doradus (también conocido como la Nebulosa de la Tarántula), uno de los grupos más grandes y luminosos de estrellas supergigantes conocidos en cualquier galaxia.

La Pequeña Nube de Magallanes es considerablemente menos masiva que la Gran Nube de Magallanes, y es seis veces más larga que ancha. Este estrecho hilo de material apunta directamente hacia nuestra galaxia como una flecha. La Pequeña Nube de Magallanes probablemente se contorsionó en su forma actual a través de interacciones gravitacionales con la Vía Láctea. Un gran rastro de escombros de esta interacción entre la Vía Láctea y la Pequeña Nube de Magallanes se ha esparcido por el cielo y se ve como una serie de nubes de gas que se mueven a una velocidad anormalmente alta, conocida como Corriente de Magallanes. Veremos que este tipo de interacción entre galaxias ayudará a explicar las formas irregulares de toda esta categoría de galaxias pequeñas,

Enlace al aprendizaje

Vea este hermoso álbum que muestra los diferentes tipos de galaxias que han sido fotografiadas por el Telescopio Espacial Hubble.

Evolución de la galaxia

Alentados por el éxito del diagrama H-R para las estrellas (ver Análisis de la luz de las estrellas), los astrónomos que estudiaban las galaxias esperaban encontrar algún tipo de esquema comparable, donde las diferencias en apariencia pudieran estar vinculadas a diferentes etapas evolutivas en la vida de las galaxias. ¿No sería bueno si cada galaxia elíptica evolucionara a una espiral, por ejemplo, al igual que cada estrella de la secuencia principal evoluciona a una gigante roja? Se probaron varias ideas simples de este tipo, algunas por el propio Hubble, pero ninguna resistió la prueba del tiempo (y la observación).

Debido a que no se pudo encontrar un esquema simple para la evolución de un tipo de galaxia en otro, los astrónomos tendieron entonces al punto de vista opuesto. Durante un tiempo, la mayoría de los astrónomos pensó que todas las galaxias se formaron muy temprano en la historia del universo y que las diferencias entre ellas tenían que ver con la tasa de formación de estrellas. Las elípticas eran aquellas galaxias en las que toda la materia interestelar se convertía rápidamente en estrellas. Las espirales eran galaxias en las que la formación de estrellas se producía lentamente durante toda la vida de la galaxia. Esta idea también resultó ser demasiado simple.

Hoy, entendemos que al menos algunas galaxias han cambiado de tipo durante los miles de millones de años desde que comenzó el universo. Como veremos en capítulos posteriores, las colisiones y fusiones entre galaxias pueden cambiar dramáticamente las galaxias espirales en galaxias elípticas. Incluso las espirales aisladas (sin galaxias vecinas a la vista) pueden cambiar su apariencia con el tiempo. A medida que consumen su gas, la velocidad de formación de estrellas se ralentizará y los brazos espirales gradualmente se volverán menos llamativos. Por lo tanto, durante períodos prolongados, las espirales comienzan a parecerse más a las galaxias del centro de la Figura 26.6 (a las que los astrónomos denominan tipos S0).

Durante las últimas décadas, el estudio de cómo evolucionan las galaxias a lo largo de la vida del universo se ha convertido en uno de los campos más activos de la investigación astronómica. Discutiremos la evolución de las galaxias con más detalle en La evolución y distribución de las galaxias, pero veamos primero con un poco más de detalle cómo son las diferentes galaxias.


La puerta de enlace lunar estará en una & # 8220Near-Rectilinear Halo Orbit & # 8221

Después de meses de discusión, las agencias espaciales detrás de Lunar Gateway han decidido cómo la estación espacial orbitará la Luna. La NASA y la ESA están desarrollando Lunar Gateway de forma conjunta, y la trayectoria orbital que seguirá alrededor de la Luna es una parte clave del diseño de la misión. Afectará todos los aspectos vitales de la misión, incluida la forma en que la nave espacial se reunirá y aterrizará en la estación.

La NASA y la ESA han decidido lo que se llama una órbita de halo casi rectilínea (NRHO). Eso significa que el Gateway seguirá una órbita excéntrica alrededor de la Luna. A veces, estará tan cerca como a 3.000 km de la superficie lunar, y otras veces estará a 7.000 km de distancia.

& # 8220 Encontrar una órbita lunar para la puerta de enlace no es algo trivial & # 8221, dijo Markus Landgraf, analista de arquitectura que trabaja con las actividades de exploración robótica y humana de la ESA, en un comunicado de prensa.

La órbita de Lunar Gateway rotará junto con la Luna. Se llama órbita de halo porque, visto desde la Tierra, parece un halo alrededor de la Luna.

El Gateway & # 8217s NRHO es un ciclo de siete días. Cada siete días hará su mayor aproximación a la Luna. Eso significa que cada siete días hay & # 8217 una ventana para lanzar desde la estación a la superficie lunar, y también una ventana para regresar a la estación.

El NRHO hace uso de puntos equilibrados gravitacionalmente que existen en el Sistema Solar. Debido a la interacción entre la Tierra y la gravedad de la Luna, el Lunar Gateway puede sentarse en esta órbita de halo, casi como si estuviera atrapado por la gravedad de los dos cuerpos.

La estabilidad de estos puntos en el espacio es ideal para misiones a largo plazo como Gateway. No es perfecto, porque con el tiempo se volverá inestable. Pero no se necesitará mucha energía para corregirlo.

& # 8220Si desea permanecer allí durante varios años, la órbita del halo casi rectilínea es ligeramente inestable y los objetos en esta órbita tienen una tendencia a alejarse & # 8221, dijo Landgraf.

La órbita también dicta algunos aspectos del diseño de Gateway & # 8217s. Pero como es modular, hay mucha flexibilidad.

Un aspecto clave de la elección de las órbitas es la energía.

Para escapar de la Tierra, las naves espaciales necesitan mucha energía. Una vez que una nave espacial llega a la Luna, necesita deshacerse de esa energía para poder aterrizar de forma segura. Eso significa llevar suficiente combustible y propulsores para reducir la velocidad. Luego, cuando llegue el momento de regresar a la Tierra, necesitará un gran impulso de energía nuevamente. El Portal Lunar cambiará eso.

& # 8220 En los vuelos espaciales tripulados, no volamos una sola nave espacial monolítica, & # 8221, explica Florian Renk, analista de misiones en la División de Dinámica de Vuelo de ESOC. & # 8220En cambio, volamos pedazos y piezas, juntando piezas en el espacio y pronto en la superficie de la Luna. Algunas partes las dejamos atrás, otras las traemos de vuelta; las estructuras están evolucionando para siempre. & # 8221

El punto clave es la energía que se necesita depurar para aterrizar en la Luna. Al acoplar el Gateway en movimiento, una nave espacial puede dejar algunas partes de sí mismo en el Gateway y ahorrar algo de esa energía. Se necesita mucha menos energía para lanzarse desde la Puerta de Entrada a la Luna, y viceversa, que para lanzarse desde la Tierra a la Luna y viceversa.

Eso significa que un viaje a la Luna y viceversa ganó & # 8217t no requiere un cohete masivo como el Saturno V que llevó a los astronautas del Apolo a la Luna. Cohetes mucho más pequeños como el Ariane pueden hacer el trabajo. En cierto modo, el Gateway será como un banco de energía que le da a las misiones a la Luna mucha más flexibilidad y eficiencia.

El enorme cohete Saturno V lanza la misión Apolo 11 a la Luna el 16 de julio de 1969. El Portal Lunar significará que las misiones a la Luna pueden lanzarse con cohetes mucho más pequeños. Imagen: NASA

El Portal Lunar permanente en esta órbita alrededor de la Luna será un punto de parada para la exploración lunar. Las piezas se pueden dejar, recoger y montar. Después del despegue de la Luna, solo se necesitará una maniobra moderada para reducir la velocidad de una nave espacial visitante para encontrarse con el Gateway.

Lunar Gateway se construirá durante la década de 2020 no solo como un área de preparación para misiones a la Luna, tanto tripuladas como robóticas, sino que también será un laboratorio científico. También se basará en nuestra comprensión de los viajes espaciales y será un paso hacia la exploración de Marte. Podemos almacenar suministros allí para viajes a Marte u otros posibles destinos en las profundidades del Sistema Solar. Dado que se ha eliminado del campo magnético de la Tierra, es un buen lugar para probar tecnologías que no se pueden probar en la ISS o en las proximidades de la Tierra.

& # 8220Nuestros analistas y expertos en dinámica de vuelo brindan apoyo a una amplia gama de misiones, incluidas algunas de las más complejas y emocionantes como el Gateway lunar & # 8221, dijo Rolf Densing, director de operaciones de la ESA. & # 8220 No podemos esperar a que este ambicioso esfuerzo internacional se haga realidad. & # 8221


El "despertar" de la materia oscura en los confines exteriores de la Vía Láctea

Por: Monica Young 28 de abril de 2021 18

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Los astrónomos han descubierto que un satélite de la Vía Láctea ha dejado un & # 8220wake & # 8221 en el halo de materia oscura que rodea nuestra galaxia.

Una enorme enana galáctica cae hacia la Vía Láctea. Conocida como la Gran Nube de Magallanes, está atravesando y tirando de la niebla de materia oscura que rodea nuestra galaxia. Las estrellas dispersas flotan como las puntas de los icebergs de materia oscura en este océano galáctico. Ahora, los astrónomos han detectado definitivamente un amontonamiento en esas estrellas (y presumiblemente también en la materia oscura) que esta enana ha dejado a su paso. Los resultados aparecen en el 22 de abril Naturaleza.

Las imágenes de la Vía Láctea y la Gran Nube de Magallanes (LMC) se superponen en un mapa del halo que rodea nuestra galaxia (mostrado en tonos de azul). La mancha más pequeña debajo del plano galáctico es una región llena de estrellas de halo, dejadas en la estela de la LMC cuando la enana atravesó el área. La característica más grande sobre el plano galáctico también corresponde a una densidad estelar más alta, creada por el cambio en el centro de masa en el sistema Vía Láctea-LMC.
NASA / ESA / JPL-Caltech / Conroy et. Alabama. 2021

Charlie Conroy (Centro de Astrofísica, Harvard y Smithsonian) y sus colegas trazaron las distancias y posiciones de 1.301 estrellas gigantes en los confines más lejanos de nuestra galaxia, entre 200.000 y 330.000 años luz del centro galáctico. El satélite Gaia de la Agencia Espacial Europea proporcionó las posiciones de estas estrellas en el cielo, mientras que los datos de la misión Wide-field Infrared Survey Explorer de la NASA proporcionaron sus distancias.

Dos regiones del cielo se destacan por su grosor de estrellas de halo, una por encima del plano galáctico y otra por debajo. Este último se extiende hacia la Gran Nube de Magallanes en el sur, la región más densa de estrellas en el norte es aún más grande, abarcando una cuarta parte del cielo.

El equipo comparó las densidades estelares observadas con simulaciones por computadora que rastrean los efectos gravitacionales de la Gran Nube de Magallanes a medida que cae hacia la Vía Láctea por primera vez. Nicolás Garavito-Camargo (Universidad de Arizona) dirigió el trabajo de las simulaciones, que muestran que la galaxia enana debería crear una estela detrás de ella al caer a través del halo de nuestra galaxia, arrastrando estrellas (y materia oscura) detrás de ella. La estela esperada coincide con la región densa debajo del avión.

“Creemos que esta estela está formada por materia oscura”, dice Garavito-Camargo. "Arrastra las estrellas con él, que es la forma en que podemos detectarlo".

Si la Gran Nube de Magallanes girara alrededor de nuestra galaxia por segunda o tercera vez, cualquier estela de este tipo quedaría borrada. El hecho de que la veamos con tanta claridad proporciona una fuerte evidencia de que la enana está dando su primer paso alrededor de la Vía Láctea.

Mientras tanto, la propia Vía Láctea se mueve en respuesta a la enorme enana, que tiene una décima parte del peso de nuestra galaxia. A medida que el centro de masa de la pareja se desplaza, un efecto más débil pero de mayor alcance acerca a las estrellas en una gran región. sobre el plano galáctico.

"Este es un resultado muy bueno", dice Geraint Lewis (Universidad de Sydney), que no participó en el estudio. "Esta estela gravitacional detrás de una gran galaxia enana se predijo hace un tiempo, y se esperaba que las estrellas también se apilaran, pero dado que el halo es tan escaso, se ha necesitado mucho trabajo para identificar la firma en las estrellas".

Tanto por encima como por debajo del plano, las simulaciones reproducen bastante bien la realidad, especialmente si se considera que no fueron calibradas o fijadas a las observaciones de ninguna manera. La principal diferencia es que, en la vida real, el hacinamiento estelar es más pronunciado que en las simulaciones. Esto podría deberse a factores que complican la realidad que aún no se tienen en cuenta en las simulaciones, como la existencia de la Pequeña Nube de Magallanes, que es menos masiva.

También hay muchas cosas que no sabemos sobre el halo de materia oscura de nuestra galaxia. Resultados como este ayudarán a los astrónomos a perfeccionar su comprensión de la forma que toma alrededor de nuestra galaxia.

"A medida que obtengamos más datos, queda claro que el halo de materia oscura no es una estructura simple y nuestro cálculo de las propiedades del halo será más complejo", agrega Lewis. "La existencia de una estela de materia oscura ofrece algunas posibilidades interesantes para desentrañar su naturaleza".

El descubrimiento de la estela, por ejemplo, apunta a regiones de mayor densidad de materia oscura, donde las partículas pueden aniquilarse con más frecuencia (pero aún raramente), traicionando su existencia por los fotones que emiten. Estas regiones podrían convertirse en objetivos de futuras búsquedas de materia oscura. Los teóricos del grupo también están trabajando para afinar las simulaciones, girando las perillas para ver qué escenarios de materia oscura coinciden mejor con las observaciones.

"Lo que ha sido una predicción puramente teórica ahora ha sido validado por datos de observación, proporcionando un argumento convincente para la existencia de materia oscura", dice la coautora del estudio Gurtina Besla (Universidad de Arizona).


Dos tipos de estrellas

El descubrimiento de que hay dos tipos diferentes de estrellas fue realizado por primera vez por Walter. Baade Durante la Segunda Guerra Mundial. Como ciudadano alemán, a Baade no se le permitió realizar investigaciones de guerra como lo estaban haciendo muchos otros científicos estadounidenses, por lo que pudo hacer un uso regular de los telescopios Mount Wilson en el sur de California. Sus observaciones fueron ayudadas por los cielos más oscuros que resultaron del apagón durante la guerra de Los Ángeles.

Entre las cosas que un gran telescopio y cielos oscuros permitieron a Baade examinar cuidadosamente estaban otro galaxias, vecinas de nuestra Vía Láctea. Discutiremos otras galaxias en el próximo capítulo (Galaxias), pero por ahora solo mencionaremos que la Galaxia más cercana que se parece a la nuestra (con un disco similar y una estructura en espiral) a menudo se llama la Galaxia de Andromeda, después de la constelación en la que lo encontramos.

Baade quedó impresionado por la similitud de las estrellas principalmente rojizas en el bulbo nuclear de la galaxia de Andrómeda con las de los cúmulos globulares de nuestra galaxia y el halo. También notó la diferencia de color entre todos estos y las estrellas más azules que se encuentran en los brazos espirales cerca del Sol (Figura 2). Sobre esta base, llamó a las estrellas azules brillantes en los brazos espirales población I y todas las estrellas en el halo y los cúmulos globulares población II.

Figura 2. Galaxia de Andrómeda (M31): Esta espiral vecina se parece a nuestra propia galaxia en el sentido de que es una galaxia de disco con una protuberancia central. Observe el abultamiento de estrellas amarillentas más viejas en el centro, las estrellas más azules y jóvenes en las regiones exteriores y el polvo en el disco que bloquea parte de la luz del abultamiento. (crédito: Adam Evans)

Ahora sabemos que las poblaciones difieren no solo en su ubicación en la Galaxia, sino también en su composición química, edad y movimientos orbitales alrededor del centro de la Galaxia. Las estrellas de población I se encuentran solo en el disco y siguen órbitas casi circulares alrededor del centro galáctico. Algunos ejemplos son las estrellas supergigantes brillantes, las estrellas de la secuencia principal de alta luminosidad (clases espectrales O y B), que se concentran en los brazos espirales, y los miembros de cúmulos estelares abiertos jóvenes. La materia interestelar y las nubes moleculares se encuentran en los mismos lugares que las estrellas de la población I.

Las estrellas de la población II no muestran correlación con la ubicación de los brazos espirales. Estos objetos se encuentran en toda la galaxia. Algunos están en el disco, pero muchos otros siguen órbitas elípticas excéntricas que los llevan muy por encima del disco galáctico hacia el halo. Los ejemplos incluyen estrellas rodeadas por nebulosas planetarias y estrellas variables RR Lyrae. Las estrellas en cúmulos globulares, que se encuentran casi en su totalidad en el halo de la Galaxia, también se clasifican como población II.

Hoy en día, sabemos mucho más sobre la evolución estelar que los astrónomos en la década de 1940, y podemos determinar las edades de las estrellas. La población I incluye estrellas con una amplia gama de edades. Si bien algunos tienen hasta 10 mil millones de años, otros todavía se están formando hoy. Por ejemplo, el Sol, que tiene unos 5 mil millones de años, es una población con una estrella. Pero también lo son las estrellas jóvenes masivas de la Nebulosa de Orión que se han formado en los últimos millones de años. La Población II, por otro lado, está compuesta enteramente por estrellas antiguas que se formaron muy temprano en la historia de la Galaxia. Las edades típicas son de 11 a 13 mil millones de años.

Ahora también tenemos buenas determinaciones de la composición de las estrellas. Estos se basan en análisis de los espectros detallados de las estrellas. Casi todas las estrellas parecen estar compuestas principalmente de hidrógeno y helio, pero la abundancia de los elementos más pesados ​​difiere. En el Sol y en otras estrellas de la población I, los elementos pesados ​​(los más pesados ​​que el hidrógeno y el helio) representan del 1 al 4% de la masa estelar total. Las estrellas de la población II en el halo galáctico exterior y en los cúmulos globulares tienen abundancias mucho más bajas de elementos pesados, a menudo menos de una centésima parte de las concentraciones encontradas en el Sol y en casos raros incluso más bajas. La estrella de población II más antigua descubierta hasta la fecha tiene menos de una diez millonésima parte de hierro que el Sol, por ejemplo.

Como comentamos en capítulos anteriores, los elementos pesados ​​se crean en las profundidades del interior de las estrellas. Se agregan a las reservas de materia prima de la Galaxia cuando mueren las estrellas, y su material se recicla en nuevas generaciones de estrellas. Por lo tanto, a medida que pasa el tiempo, las estrellas nacen con suministros cada vez mayores de elementos pesados. Las estrellas de la población II se formaron cuando la abundancia de elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio era baja. Las estrellas de población I se formaron más tarde, después de que la masa perdida por miembros moribundos de las primeras generaciones de estrellas sembraron el medio interestelar con elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio. Algunas todavía se están formando ahora, cuando las generaciones posteriores se han sumado al suministro de elementos más pesados ​​disponibles para las nuevas estrellas.


Solar Halos: What Are They, and How Do They Appear?

Have you ever looked at the sky and noticed that there is a faint rainbow wrapped around the Sun? This is an optical phenomenon known as a solar halo, and it can be a marvelous sight to behold! But did you know that there are several different types of these halos, and each one has its own unique characteristics and causes?

Let’s take a look at what causes these halos in the first place, the different types of halos that occur, and explore ways you can study these amazing events even further.

What Causes Solar Halos?

So, what causes solar halos? You may be surprised to learn that the answer is ice crystals! When the weather conditions are just right, ice crystals become suspended in the upper atmosphere, typically within cirrus, or wispy, clouds.

When sunlight hits these ice crystals, light is reflected, refracted, and dispersed through the prism of the crystal, where it is bent at a 22° angle. This separates the light into its individual colors of the spectrum –– the same principles of light behavior which cause traditional rainbows to occur after a rain shower. As with rainbows, these halos are all about the position of the observer (you) to the light source.

Before modern meteorology, these halos were considered leading indicators of an impending rainfall the cirrus and cirrostratus clouds which cause the halos often signal a frontal system on the horizon.

Different Types of Halos

There are a few different types of solar halos that you can observe, but let’s take a look at some of the most common. In addition to the standard circular halo –– known as the 22° halo –– there are also sun dogs and light pillars

Sun Dogs are bright spots that occur on either side of the Sun –– to the left, right, or both. These are most commonly observed when the Sun is close to setting along the horizon, and when ice crystals are closer to the ground (rather than floating in the upper atmosphere). In this instance, the ice crystals are referred to as ‘diamond dust’.

Light Pillars are another type of optical phenomenon that produces a vertical beam of light near the Sun. These are typically caused by flat, hexagonal ice crystals that fall through the sky like flakes. As those flat crystals fall, sunlight is reflected vertically through them, thus creating the telltale ‘pillar’.

Solar Halos During an Eclipse

There is another type of solar halo that occurs during an eclipse, one which has to do with the Sun’s corona. The corona, which is Latin for ‘crown’, is the gaseous outer atmosphere of the Sun. Although it is always hanging around the surface of the Sun, we normally cannot see it due to the brightness of the Sun’s light.

A solar eclipse halo occurs during a total solar eclipse, during the moments when the Moon passes in front of the Sun. When the Moon blocks the circumference of the Sun, thus blocking out the light being emitted by the Sun, the corona becomes visible. This halo appears as a hazy white cloud surrounding the blacked-out Sun.

Scientists use total solar eclipses as an opportunity to study the Sun’s atmosphere, from the temperature of the surrounding atmosphere to the intensity of the radiation it produces. These observations can help us gain a better understanding of the Sun’s behavior, including its impact on space travel and communication systems here on Earth.

What Causes Lunar Halos?

The Sun isn’t the only celestial body that gets to have all the fun. The Moon is capable of producing a lunar halo, too! The basic principles involved are the same: ice crystals trapped in high altitude cirrus clouds reflect, refract, and disperse the light coming off of the Moon. That is why you are more likely to observe a lunar halo during colder months and around the time of a full moon, when the light being reflected by the Moon is brightest.

Continue Your Study of Halos

If solar halos have piqued your interest and you would like to continue your study of light, refraction, and rainbows, consider picking up a pair of diffraction glasses. Our plastic diffraction glasses are an affordable way to continue your exploration of light, halos, and rainbows, and can help bring your lesson plan to life in a way that students will never forget.

If you’re planning on experiencing a total solar eclipse in the near future to catch a glimpse of a solar eclipse halo for yourself, you’ll want to be prepared. We have a wide selection of eclipse viewing equipment, including a variety of solar eclipse shades, solar eclipse viewers, and solar filters for cameras and telescopes. All of our eclipse gear is CE Certified, meets the standard for ISO 12312-2:2015 and the transmission requirements of scale 12-16 of EN 169/1992 for truly safe direct solar viewing.


Saw y shaped halo under Vega

Sorry. This is my first post so I don't know what category this is. Today, while walking my dog, I see this unusual halo underneath Vega - east of Cygnus. It was shaped like a Y and i assumed it was a cloud and ignored it. But then, as I watched it more, I started to notice some kind of texture to the light I was seeing. I thought, maybe I am observing some cluster of the milkyway but it was rather odd because where I live the bortle level is at best 5.

Anyway, by the time I got home and pulled the DSLR out it was almost completely invisible to my eyes. I still took an image at iso 1600, 30 second exposure f/3.5.

I didn't have time to grab my tripod, or mount or cls filter. So this was taken by placing the camera on the car hood with something wedged under it. I know the picture has trailing.

#2 DHEB

#3 Rutilus

Looks very similar to images I have seen of satellites venting fuel.

#4 Keith Rivich

I see that it is pointing directly away from that bright streetlight.

#5 theabsurdist8

Looks very similar to images I have seen of satellites venting fuel.

#6 theabsurdist8

Interesante. Where and when was this picture taken?

# 7 AstroVPK

Sorry. This is my first post so I don't know what category this is. Today, while walking my dog, I see this unusual halo underneath Vega - east of Cygnus. It was shaped like a Y and i assumed it was a cloud and ignored it. But then, as I watched it more, I started to notice some kind of texture to the light I was seeing. I thought, maybe I am observing some cluster of the milkyway but it was rather odd because where I live the bortle level is at best 5.
Anyway, by the time I got home and pulled the DSLR out it was almost completely invisible to my eyes. I still took an image at iso 1600, 30 second exposure f/3.5.

I didn't have time to grab my tripod, or mount or cls filter. So this was taken by placing the camera on the car hood with something wedged under it. I know the picture has trailing.

#8 Cotts

Definitely lens flare. The 'ghost' image of the bright light to the lower left. Note that a line joining the 'ghost' with its source goes precisely through the centre of the frame and that the 'ghost' and the source are equidistant from the centre of the frame.

That explains the photo, at least.

But your seeing the same thing visually first. That's a bigger mystery. Possibly lens flare in your glasses or contact lenses?

#9 oldmanrick

Sorry. This is my first post so I don't know what category this is. Today, while walking my dog, I see this unusual halo underneath Vega - east of Cygnus. It was shaped like a Y and i assumed it was a cloud and ignored it. But then, as I watched it more, I started to notice some kind of texture to the light I was seeing. I thought, maybe I am observing some cluster of the milkyway but it was rather odd because where I live the bortle level is at best 5.

Anyway, by the time I got home and pulled the DSLR out it was almost completely invisible to my eyes. I still took an image at iso 1600, 30 second exposure f/3.5.

I didn't have time to grab my tripod, or mount or cls filter. So this was taken by placing the camera on the car hood with something wedged under it. I know the picture has trailing.

Here is the photo - with and without exposure changed on photoshop

Need more information to really evaluate this.

Were you moving when you first noticed this?

Was the "halo" moving or did you ever notice it having moved? If so, how fast and how far?

How long from when you first noticed it until you got home and took the photo?

Was it much brighter at any time you saw it compared to when you took the photo?

Hope you don't mind all the questions, but when trying to evaluate something like this, we need all of the info we can get. Any other information you can provide about this sighting might also be helpful.

Thanks for posting about your sighting of this very interesting mysterious object!


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The spark of the collapse could have been caused by a galaxy collision, or the shockwave of a neighboring supernova. This collapse causes the cloud to break .

Once launched, the telescope will rest at the Earth-Sun L2 Lagrange point, 1.5 million kilometers away from Earth. This location, combined with its infrared .

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Black holes are thought to be born from stars or other massive objects that collapse from their own gravity to form an object whose density is infinite. Once.

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The Oort Cloud is also located here and is 1.6 light years from the Sun and is the source of the Solar System’s long-period comets. The dwarf planets are als.

His second discovery involves the stars in the Pleiades and Orion constellations. Prior to Galilei’s observation, it was thought that the nebulae contained s.

The Earth is a part of the solar system and it has been influenced by its elements since it was formed. The solar system was formed from a large nebular clou.


Ver el vídeo: Halo: Reach es el mejor Halo que existe? (Febrero 2023).