La reunión anual de la American Astronomical Society en 2018

Este astrobito es un resumen basado en los artículos de astrobites.org que reportaron en vivo desde las sesiones de la AAS 2018 en los días 1, 2, 3 y  4.

El comienzo de un nuevo año siempre está lleno de sorpresas para los astrónomos. Todos los eneros se lleva a cabo la reunión anual de la Asociación Americana de Astronomía (AAS), donde se develan nuevos descubrimientos y se entregan premios a científicos destacados, entre muchas otras actividades. Una infinita sesión de pósters es una gran oportunidad para hablar directamente con los autores de los trabajos, y allí usualmente puedes encontrarnos a nosotros, ¡astrobites!, esperando conocerte en persona. En este astrobito, te contamos sobre algunas de las presentaciones de la reunión en este 2018.

Día 1: Kavli Foundation Lecture: El Nuevo Júpiter, Resultados de la misión Juno 

(astrobite original por Kerry Hensley)

Scott Bolton del Southwest Research Institute, quien es el Investigador Principal de la misión Juno de la NASA, reflexionó que antes de sus tiempos como estudiante doctoral, parecía que los científicos lo sabían todo. Los resultados se presentaban con tanta confianza que parecía no haber más preguntas por contestar. Por fortuna, estamos lejos de esa situación y la misión Juno es un gran ejemplo de cómo nuevos resultados pueden dar vuelta antiguas teorías y abrir esos viejos temas de investigación una vez más.

Juno pasa cerca de Júpiter cada 53 días (el punto de mayor cercanía se conoce como el perijove), rozando la atmósfera a solamente un par de miles de kilómetros de las nubes, viajando de polo a polo cada dos horas para hacer un mapa del planeta. La misión Juno ha cambiado completamente las teorías sobre la atmósfera de Júpiter, su estructura interna y su campo magnético. Por ejemplo, hay más tormentas eléctricas en Júpiter de lo que hubiésemos anticipado, especialmente en el hemisferio norte.  Hay nubes blancas por todas partes, las cuales posiblemente contienen hielo de amoníaco. El campo magnético tiene componentes de orden alto más fuertes de lo que esperábamos y presenta su mayor amplitud cerca del ecuador, por contraposición a los polos. Las auroras de Júpiter también son influenciadas por la luna Io. Además de proveernos todos estos descubrimientos, la misión Juno realza el hecho de que cuatro objetivos aparentemente disímiles de la misión — origen, interior, atmósfera y magnestósfera — están más inter-conectados de lo que se pensaba.

Ninguna presentación acerca de Juno podría estar completa sin algunas imágenes de JunoCam. (¡Puedes acceder a las imágenes sin procesar y sugerir dónde la cámara debería enfocarse próximamente en este sitio!) Luego de un largo acercamiento a Júpiter, la primera vista de las formaciones de nubes en los polos de Júpiter fueron espectaculares:  el polo sur tiene un conjunto de tormentas dispuestas en forma pentagonal, mientras que en el polo norte se hallan en configuración octogonal. Con cada acercamiento sucesivo se obtienen resultados nuevos e interesantes.  Júpiter ciertamente tiene más sorpresas guardadas para nosotros. El Dr. Bolton cerró la sesión con un mensaje para los investigadores jóvenes: sigan trabajando en las teorías y ¡no les crean a sus profesores!

Día 2: Plenaria: La tormentosa vida de los cúmulos de galaxias 

(astrobite original por Kerry Hensley)

Cuando hablamos de cúmulos de galaxias, no se trata sólo de galaxias. En esta charla plenaria, Larry Rudnick del Minnesota Institute for Astrophysics explicó cómo nuestro entendimiento de los cúmulos de galaxias y el material dentro de ellos— el medio intracluster (ICM, por sus siglas en inglés) — ha evolucionado. (Curiosamente, el Dr. Rudnick se refirió al descubrimiento del primer cúmulo de galaxias por Max Wolf en 1902, el cual es aún anterior a la revelación de que las “nebulosas espirales” son galaxias diferentes de la nuestra. Este descubrimiento quedó plasmado en un dibujo de lo que hoy conocemos como el cúmulo de Coma.) El ICM es una mezcla turbulenta de plasma caliente, rayos cósmicos y campos magnéticos, la cual es calentada por fusiones, flujos de material producidos por galaxias y energía inyectada por núcleos galácticos activos (AGN, por sus siglas en inglés). Durante la fusión de cúmulos, el ICM es perturbado en su totalidad, lo cual produce turbulencia y ondas de choque, y por ende emisión no térmica. En rayos X, esta emisión puede perderse entre toda la emisión térmica dado que el ICM está tan caliente. Sin embargo, hay poca emisión térmica en la banda de radio, de manera que la estructura del ICM puede estudiarse en longitudes de onda larga. ¿Qué tienen en común halos, reliquias y aves fénix? Todos ellos son estructuras del ICM que se pueden ver en ondas de radio en la Figura 1. Estas estructuras se encuentran ligadas a preguntas actuales sobre el ICM: ¿cómo se amplifican los campos magnéticos en el ICM? ¿Cómo pueden algunas partículas terminar cientos de millones de veces más energéticas que otras? ¿Por qué las observaciones en rayos X y en ondas de radio proveen a veces resultados contradictorios para la magnitud de las ondas de choque en el ICM?

Aunque no todas estas preguntas tienen respuesta aún, un misterio ha sido resuelto: ¿por qué se mantiene el ICM caliente y difuso? ¿Por qué no se enfría, colapsa y forma estrellas? La física nos dice que se tendría que enfríar;  está emitiendo suficiente radiación térmica, y la escala de tiempo para enfriarse es mucho más corta que la edad del Universo. A pesar de ello, a medida que se enfría, el ICM se haya bajo la constante influencia de los AGN, que permiten mantener una temperatura alta. Dado que recién estamos comenzando a hacer mapas de los movimientos del gas en los centros de los cúmulos, estamos a punto de entrar en una era en la que podremos entender exactamente cuánto y cómo los AGN afectan el gas dentro de los cúmulos.

Día 3: Plenaria: Astro Ciencia de Datos: La nueva generación 

(astrobite original por Nora Shipp)

Chris Mentzel es el director del Instituto para el “Descubrimiento en base a datos” (Data-Driven Discovery Institute) en la Fundación Gordon y Betty Moore. Esto significa que pasa mucho tiempo pensando en cómo la ciencia de datos puede ser incorporada en la investigación científica. En particular, a medida que los astrónomos construyen mejores telescopios para juntar más y más datos, Mentzel enfatizó que la ciencia de datos se volverá una parte esencial de la investigación en astronomía.

Esta transición hace que nos surjan preguntas sobre cómo incorporar la ciencia de datos en el mundo de la astronomía. Mentzel puntualizó que habilidades como el manejo de estadística o el manejo de software son ya comunes en astronomía, pero que no hay aún una manera aceptada de dar crédito a quienes dedican tiempo a estas tareas importantes. Él sugiere implementar un mecanismo por el cual el desarrollo de software sea considerado parte del desarrollo instrumental, es decir, como construir un telescopio.

Mentzel también hizo surgir la pregunta de si debería haber una distinción entre científicos de datos y astrónomos, o si todos los astrónomos deberían tener esta habilidad. Esbozó que esto depende de si herramientas de la ciencia de datos, como la estadística y el desarrollo de software, son tan esenciales en astronomía como la matemática. Si lo son, entonces hay que pensar en cómo incorporar estas áreas en la educación de un astrónomo. Si no, entonces debemos pensar cómo incorporar colegas con distintas habilidades en nuestras colaboraciones y grupos de investigación.
Una pregunta interesante surgió al final de la charla: ¿cómo puede la incorporación de la ciencia de datos a la astronomía contribuir a incrementar la diversidad? La respuesta de Mentzel fue que, antes que nada, hacer de estas habilidades un requisito podría hacer más fácil que aquellos que no tienen el tiempo para aprender programación o estadística se mantengan más al día. Segundo, las técnicas de la ciencia de datos pueden ser incorporadas por gente que las aplique a distintas disciplinas. A medida que los astrónomos comenzamos a incorporar la ciencia de datos en nuestro día a día, comenzaremos a tener contacto con una comunidad más diversa. Hay ciertamente muchas preguntas que deben ser resueltas a medida que obtenemos conjuntos de datos más voluminosos. Es importante pensar con cuidado acerca de las decisiones que tomamos a medida que nuestro campo enfrenta los desafíos venideros.

Día 4: Plenaria: Iluminando las ondas gravitacionales 

(astrobite original por Caroline Huang)

Las últimos meses han sido emocionantes para Mansi Kasliwal, una profesora en el California Institute of Technology (Caltech). Ha pasado incontables noches sin dormir trabajando con un equipo de astrónomos (muchos de ellos estudiantes de doctorado o investigadores postdoctorales a quienes agradeció en su charla) que descubrió y analizó la primera contraparte electromagnética de una onda gravitacional (GW, por sus siglas en inglés), GW170817, producida por la fusión de dos estrellas de neutrones. Los detalles acerca del evento GW170817 en sí fueron el foco de la charla de Gabriela González. En esta plenaria, Kasliwal se enfocó en qué podemos aprender de su contraparte electromagnética.

Kasliwal empezó su presentación con un panorama esperanzador sobre la astronomía “multi-mensajero” en la cual se coordinan y estudian observaciones de diferentes mensajeros (GW, radiación electromagnética, neutrinos y rayos cósmicos) para obtener más información acerca del evento. Luego nos dio un esquema de los tiempos correspondientes a cada detección electromagnética. La primera corresponde a una explosión de rayos gamma, detectada 1.7 segundos luego de la fusión. Después de cotejar los catálogos de galaxias con la región identificada como origen de la onda gravitacional por LIGO y VIRGO, los telescopios infrarrojos entraron en acción, pudiendo identificar con más precisión la ubicación del evento.

¿Qué nos dice entonces la contraparte electromagnética? Como describió Kasliwal, cuando la fusión de dos estrellas de neutrones fue anunciada por primera vez, aparecieron 84 trabajos en el arXiv – y ese número crece constantemente desde entonces. Primero, la fusión nos da una idea de dónde se forman los elementos químicos producidos por el proceso r. Se había teorizado que quizás las fusiones entre estrellas de neutrones, o entre una estrella de neutrones y un agujero negro, producirían muchos de los elementos más pesados que el hidrógeno, pero no habíamos nunca visto uno de estos eventos hasta LIGO, mucho menos tomado un espectro del remanente, como fue el caso de GW170817. El espectro nos da gran cantidad de información sobre los elementos que están presentes y que fueron creados durante la fusión, pero el análisis completo tardará meses o años en completarse. Aún así, nos ha enseñado que estos elementos pesados pueden formarse en este tipo de fusiones.

Segundo, el evento nos ha dado también una mejor idea del funcionamiento de la física de los chorros (“jets”). Mientras que GW170817 fue frecuentemente caracterizado como una explosión de rayos gamma corta, Kasliwal sólo se refirió al evento como una “explosión de rayos gamma”. Este evento no se ajusta completamente al modelo de una explosión corta, en parte porque fue 10.000 veces más tenue que otros eventos de esa clase. Nuestra idea de una explosión corta, energética, pero fuera de eje falla al intentar explicar el evento y su decaimiento posterior, y no explica su fuerza y cuán azul fue durante esa segunda etapa. Kasliwal también los clasificó como “un poco relativista”, con un factor de Lorentz de 2–3 (aún así, correspondería a ~0.9 veces la velocidad de la luz) en vez de ~100 (¡~0.99995 la velocidad de la luz!), que es lo que normalmente hubiésemos observado. En cambio, Kasliwal se explayó sobre la vialbilidad de un modelo de “capullo” para explicar la explosión (Figura 4). En este modelo, las estrellas de neutrones en proceso de fusionarse desprenden algo así como el 1 por ciento de una masa solar a medida que realizan una danza espiral la una alrededor de la otra. Esto causa que un chorro se esparza de manera desordenada, creando un ángulo ancho en vez de angosto (típicalmente 10 grados). Esto explica por qué la explosión es débil y azulada (debido a la aceleración del material).

Aún con toda esta nueva información, algunas cosas  – como el destino final del material del chorro – permanecen en las sombras. Lo que podemos llevarnos de la charla de Kasliwal es que el análisis de GW170817 está lejos de haberse concluido.  Hay mucho más para aprender de éste y otros fenómenos similares en el futuro brillante de la astronomía “multi-mensajero”.