Astrofísica y Física

Mi gata está muy enferma

2012-01-12T13:29:00.000+01:00

Estaré unos días ausente del blog porque mi gata Alhana se ha puesto muy enferma y voy a entregarme a sus cuidados.

Un abrazo para todos.

“El Gordo”, un Inmenso Cúmulo de Galaxias Distantes

2012-01-11T10:05:00.000+01:00

Un joven y masivo cúmulo de galaxias, extremadamente caliente, — el mayor visto hasta el momento en el Universo lejano— ha sido estudiado por un equipo internacional utilizando el telescopio Very Large Telescope (VLT) de ESO (ubicado en el desierto de Atacama, en Chile), junto con el Observatorio de Rayos X Chandra de la NASA y el Atacama Cosmology Telescope. Los nuevos resultados se anuncian el 10 de enero de 2012 durante la celebración de la 219 Reunión de la Sociedad Astronómica Americana en Austin, Texas (EE.UU.).

El nuevo cúmulo de galaxias descubierto [1] ha sido apodado con el nombre de “El Gordo”. Está compuesto por dos subcúmulos de galaxias en proceso de colisión que se precipitan a varios millones de kilómetros por hora, y está tan lejos que su luz ha viajado siete mil millones de año para llegar a la Tierra.

"Este cúmulo es el más masivo, el más caliente y el que más rayos X emite de todos los cúmulos hallados hasta ahora a esa distancia o más lejanos", dice Felipe Menanteau, de la Universidad de Rutgers, quien lidera el estudio. "Dedicamos mucho de nuestro tiempo de observación a El Gordo, y estoy satisfecho por haber ganado la apuesta y haber encontrado esta sorprendente colisión de cúmulos".

Los cúmulos de galaxias son los objetos más grandes del Universo que se mantienen unidos por la gravedad. Su proceso de formación, tras la unión de grupos pequeños de galaxias, depende mucho de la cantidad de materia oscura y energía oscura que haya en el Universo en ese momento — por lo que estudiar cúmulos puede arrojar luz sobre estos misteriosos componentes del cosmos.

"Los cúmulos de galaxias gigantes, como este, son exactamente lo que estábamos buscando", afirma el miembro del equipo Jack Hughes, del grupo de Rutgers. "Queremos comprobar si comprendemos cómo se forman esos objetos extremos, utilizando los mejores modelos de cosmología disponibles hoy en día”.

El equipo, liderado por investigadores chilenos y de la Universidad de Rutgers, encontró a El Gordo al detectar una distorsión en la radiación del fondo cósmico de microondas. Este tenue resplandor es el remanente de la primera luz emitida por el Big Bang, el origen extremadamente caliente y denso del Universo que tuvo lugar hace unos 13.700 millones de años. Esta radiación dejada por el Big Bang interactúa con los electrones del gas caliente que hay en los cúmulos de galaxias, distorsionando la apariencia del débil resplandor de fondo visto desde la Tierra [2]. Cuanto mayor y más denso es el cúmulo, mayor es el efecto que causa en el fondo. El Gordo fue capturado en un cartografiado del fondo cósmico de microondas hecho con el Atacama Cosmology Telescope [3].

El Very Large Telescope de ESO fue utilizado por el equipo para medir las velocidades de las galaxias en esta enorme colisión de cúmulos y para medir su distancia con respecto a la Tierra. Además, el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA se utilizó para estudiar el gas caliente alojado en este cúmulo.

Pese a que un cúmulo del tamaño y la distancia de El Gordo es poco común, los autores afirman que los nuevos resultados son consistentes con las actuales teorías que manejan los astrónomos sobre un Universo que comenzó con una gran explosión como el Big Bang y que está compuesto en su mayor parte por materia y energía oscuras.

Es muy probable que El Gordo se formara igual que el Cúmulo de la Bala, un espectacular cúmulo de galaxias en interacción que está casi 4.000 millones de años luz más cerca de la Tierra. En ambos cúmulos hay evidencia de que la materia ordinaria, en su mayor parte compuesta de gas caliente detectable en rayos X, ha sido arrancada de la materia oscura. El gas caliente fue frenado por la colisión, pero no la materia oscura.

"Esta es la primera vez que encontramos un sistema como el Cúmulo de la Bala a esa distancia tan lejana", dijo Cristóbal Sifón, estudiante en la Pontificia Universidad Católica de Chile (PUC) en Santiago. "Es como el antiguo dicho: Si quieres comprender adónde vas, deberás saber dónde has estado".

Notas.

[1] El nombre formal del cúmulo es ACT-CL J0102-4915. La primera parte del nombre muestra que es un cúmulo de galaxias hallado utilizando datos del Atacama Cosmology Telescope y la segunda parte indica la ubicación del objeto en el cielo, en la constelación austral del Fénix.

[2] El efecto se denomina Efecto Sunyaev–Zel'dovich (SZ) por los astrónomos rusos Rashid Sunyaev y Yakov Zel'dovich que lo predijeron a finales de los años 60.

[3] El Atacama Cosmology Telescope (ACT) es un telescopio de seis metros ubicado en Cerro Toco (en el desierto de Atacama, al norte de Chile) cerca de los telescopios ALMA. Está diseñado para hacer cartografiados de alta resolución de las microondas que recibe del cielo para estudiar la radiación del fondo cósmico de microondas.

Enlace original: ESO.

Búsqueda de planetas habitables en sistemas estelares binarios

2012-01-11T00:00:00.000+01:00

Representación artística de Kepler-16b

Un grupo de astrofísicos de la Universidad de Texas, a raíz del descubrimiento de un exoplaneta que orbita en torno a un sistema binario, ha presentado un estudio que sugiere que un planeta tipo Tierra puede existir orbitando alrededor de dos estrellas.

En septiembre llegó a los titulares el descubrimiento de Kepler-16b, un exoplaneta que como el ficticio Tatooine de Star Wars, que orbita en torno a dos estrellas.

Los investigadores, utilizando los datos aportados por el telescopio Kepler y un estudio anterior, han concluido que un planeta tipo Tierra puede existir en la zona habitable de un sistema doble orbitando como si sería una exoluna de Kepler-16b. También se cree que podría existir una zona habitable fuera de la órbita del planeta gaseoso bajo ciertas condiciones. Para albergar vida en esa zona, un planeta que orbita a dos estrellas necesita tener altos niveles de gases de efecto invernadero en su atmósfera como son el metano o el monóxido de carbono.

Representación de la zona habitable de Kepler-16.

Billy Quarles, un estudiante de doctorado en la Facultad de Ciencias de UT Arlington, presentará sus conclusiones en la reunión anual de la American Astronomical Society el 9 de enero en Austin. Los co-autores del trabajo son el profesor Zdzislaw Musielak y el profesor asociado Manfred Cuntz.

"Esta es una evaluación de las posibilidades", dijo Musielak, dos veces ganador del prestigioso Premio Humboldt por su trabajo en la astrofísica. "Les estamos diciendo que un planeta tiene que estar en ese lugar del sistema para ser habitable. Tenemos la esperanza de que lo veremos".

La Misión Kepler es un telescopio espacial lanzado por la NASA en 2009, que mide la luz de 150.000 estrellas. Los científicos que trabajan con los datos de Kepler buscan cambios en el brillo estelar que sugieren un tránsito, es decir un planeta que pasa por delante del disco de la estrella. Se utilizan las mediciones de la luminosidad de la estrella para determinar si el planeta está en una "zona habitable", una zona donde el planeta posee una orbital estable y donde las condiciones para la formación y sostenimiento de la vida podrían existir.

El equipo de Arlington ha basado en sus conclusiones sobre una "zona extendida habitable" fuera de la órbita de Kepler-16b en el trabajo de científicos como Michael A. Mischna de la NASA. Su investigación dice que la vida se puede encontrar fuera de la zona habitable tradicional, pero requiriendo de una atmósfera planetaria más extrema, en la que los productos químicos crean un sólido sistema de calentamiento o efecto invernadero, dijo Quarles.

"Como el planeta recibe menos luz de las estrellas, debe tener un mecanismo por el que conserve más calor",comentó Quarles.

Además de la presentación de este trabajo, el equipo de investigadores espera poder publicar pronto sus resultados. Este estudio demuestra que la búsqueda de planetas habitables requiere tanto los datos observacionales como el desarrollo teórico de las teorías planetarias.

Más información en el enlace.

Una montaña espacial produce meteoritos terrestres

2012-01-10T10:09:00.000+01:00

Una vista lateral de la gran montaña de Vesta, en el polo sur.

Cuando la nave espacial Dawn (Amanecer, en idioma español), de la NASA, entró en órbita alrededor del asteroide gigante Vesta, en el mes de julio, los científicos esperaban, con certeza, que la sonda revelara cosas sorprendentes. Pero nadie esperaba que una montaña de 21 kilómetros (13 millas) de alto, dos veces y media más alta que el Monte Everest, fuese una de ellas.

La existencia de esta imponente cima podría resolver un antiguo misterio: ¿Cómo es que tantos pedazos de Vesta terminaron aquí en nuestro planeta?

Desde hace muchos años, los investigadores han estado recolectando meteoritos de "sitios de impacto" alrededor del mundo. Las huellas dactilares químicas de las rocas establecen con certeza que provinieron del asteroide gigante. La Tierra ha sido golpeada por muchos fragmentos de Vesta, al punto que se han observado incluso bolas de fuego causadas por meteoroides al atravesar nuestra atmósfera. Ejemplos recientes incluyen un impacto cerca de la aldea africana de Bilanga Yanga, en octubre de 1999, y otro en las afueras de Millbillillie, Australia, en octubre de 1960.

"Esos meteoritos podrían ser pedazos de la cuenca que fue excavada cuando la montaña gigante de Vesta se formó", dice Chris Russell, quien es el investigador principal de la misión Dawn, de la Universidad de California en Los Ángeles (UCLA, por su sigla en idioma inglés).

Russell cree que la montaña se creó después de un "impacto grande y muy poderoso" contra un cuerpo más pequeño; el material desplazado en la colisión rebotó y se expandió hacia arriba, formando de esta manera la colosal montaña. La misma tremenda colisión que creó la montaña pudo haber lanzado astillas de Vesta hacia la Tierra.

"Algunos de los meteoritos que tenemos en nuestros museos y laboratorios", dice, "podrían ser fragmentos de Vesta que se crearon durante el impacto, pedazos del mismo material del cual está hecha la montaña".

Para verificar esta hipótesis, el equipo científico de Vesta intentará demostrar que los meteoritos de Vesta se originaron en las cercanías de la montaña. Es un juego en el que se debe encontrar pareja y que involucra tanto a la antigüedad como a la composición química.

Sección transversal de la montaña, en el polo sur de Vesta, comparada con la secciones transversales del Monte Olimpo, en Marte, que es la montaña más grande en todo el sistema solar, y la Isla Mayor de Hawái, la cual es, si se la mide desde el fondo del Pacífico, la montaña más alta sobre la Tierra. Las últimas dos montañas son volcanes en escudo. Crédito de la imagen: Russell y colaboradores (2011), ESPC

"Vesta se formó en los albores del sistema solar", dice Russell. "Miles de millones de años de colisiones con otras rocas espaciales le dieron una superficie densa en cráteres".

La superficie que se encuentra alrededor de la montaña, sin embargo, es sospechosamente uniforme. Russell piensa que el impacto borró toda la historia relacionada con los cráteres en la región ubicada alrededor de la montaña. Mediante el conteo de los cráteres que aparecieron desde entonces, los investigadores pueden estimar la antigüedad del paisaje.

"De esta manera podemos determinar la edad aproximada de la superficie de la montaña. Usando datación radiométrica, podemos también determinar cuándo fueron 'liberados' de Vesta los meteoritos. Si estas dos fechas concuerdan, esto sería una fuerte evidencia de una conexión entre los meteoritos y la montaña".

Para contar con más pruebas, los científicos compararán la composición química de los meteoritos con la del área de la montaña.

"Vesta es intrínseca pero sutilmente colorido. Los sensores de la sonda Dawn pueden detectar leves variaciones en el color de los minerales de Vesta, de modo que podemos confeccionar mapas de químicos y minerales que han emergido a la superficie. Posteriormente, compararemos estos colores con los de los meteoritos".

¿Es posible que un impacto en Vesta pueda llenar tantas vitrinas de museo en la Tierra?

Enlace original: NASA.

Nueva imagen de un disco protoplanetario

2012-01-09T10:20:00.000+01:00

El SEEDS, el proyecto de Exploración Estratégico de Exoplanetas y Discos Exoplanetarios del Telescopio Subaru, se puso en marcha hace cinco años. Dirigido por Motohide Tamura, del Observatorio Astronómico Nacional de Japón, este proyecto internacional ha dado a conocer una nueva imagen que ayudará a comprender mejor la relación entre los discos y la formación de planetas.

Los investigadores utilizaron la cámara HiCIAO del Subaru para obtener una imagen nítida de alto contraste del anillo de polvo situado alrededor de la estrella HR 4796 A, un joven astro de 8-10 millones de años de edad, situada a sólo 240 años luz de la Tierra. El anillo está formado por granos de polvo que abarcan una órbita aproximadamente del doble del tamaño de la órbita de Plutón. Esta imagen del Subaru ha mostrado que el anillo de polvo es más grande de lo que se pensaba tras analizar una fotografía anterior tomada por el Hubble.

¿Qué provocó la expansión del disco de polvo alrededor de HR 4796 A? La explicación más plausible es que la fuerza gravitatoria provocada por uno o más planetas que orbitan en el espacio dentro del anillo deben de estar tirando del polvo, lo que desequilibra su curso alrededor de la estrella. Las simulaciones informáticas han mostrado que las mareas gravitacionales pueden formar un anillo de polvo de determinada excentricidad. Sin embargo, todavía no ha sido localizado ningún candidato a exoplaneta en HR 4796 A. Pero la imagen de Subaru permite deducir su presencia a partir de la influencia que generan.

La imagen en el infrarrojo cercano tomada por Subaru es tan nítida como la tomada en luz visible por el telescopio espacial Hubble, lo que permite mediciones precisas de la excentricidad del disco.Mientras que el espejo de Subaru es mayor que el del Hubble, el telescopio espacial no se ve afectado por las aberraciones que genera la atmósfera terrestre. El sistema óptico de Subaru es capaz de corregir la mayoría de los efectos negativos de la atmósfera terrestre con el fin de obtener imágenes nítidas. La aplicación de una técnica de procesamiento de imágenes avanzadas, permite suprimir el brillo de la estrella para mejorar la visibilidad del anillo de polvo.

Esta imagen permite a los científicos obtener más información sobre la relación existente entre los discos protoplanetarios y la formación de planetas. Se cree que los planetas se forman en los discos de gas y polvo situados alrededor de las estrellas y que está constituido por los materiales sobrantes de la formación de la misma. Este material es arrastrado por los primeros planetas que se forman y por la radiación de la joven estrella por lo que desaparecen es unas decenas de millones de años. Sin embargo, algunas estrellas, están rodeadas por un disco de polvo secundario. Las colisiones entre los pequeños cuerpos sólidos ("planetesimales") pueden reponer el material de este segundo disco. La imagen de HR 4796 A, nos dará más información sobre este tipo de estructuras.

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El cometa que pudo destruir la Tierra

2012-01-09T10:05:00.001+01:00

En 1883, los días 12 y 13 de agosto, un astrónomo del pequeño observatorio de Zacatecas, en México, hizo una observación extraordinaria. José Bonilla observó unos 450 objetos, cada uno de ellos rodeado por una especie de niebla, cruzando por delante de la cara del Sol.

Bonilla publicó su observación en la revista francesa L'Astronomie en 1886. Incapaz de explicar el fenómeno, el editor de la revista sugirió que su origen podría heber sido una bandada de pájaros y polvo que pasó por delante del telescopio del observatorio.

Pero ahora, Héctor Manterola, de la Universidad Nacional Autónoma de México, en Ciudad de México, y un par de colegas, dan una interpretación diferente. Estos científicos creen que Bonilla observó los fragmentos de un cometa que se fracturó hacía poco tiempo. Por ello, los pedazos observados por Bonilla estaban rodeados de una "neblina", y estaban tan juntos.

Pero hay más datos que Manterola y sus colegas han deducido. Señalan que nadie más observó el fenómeno aunque a pocos cientos de kilómetros de distancia hubiera otro observatorio. Hay que tener en cuenta que México está en la misma latitud que el Sahara, el norte de India y el sudeste de Asia, por lo que no es difícil que en estas regiones nadie se percatara del fenómeno. Así, calculando el paralaje, Manterola sugiere que los fragmentos se situaron entre los 600 y 8.000 kilómetros de distancia de la Tierra. Es decir, rozando nuestro planeta. Además, los tamaños de los fragmentos oscilarían en tormo a los 50-800 metros de diámetro, por lo que el cometa originario tendría una masa de mil millones de toneladas o más, acercándose al tamaño del cometa Halley.

Los astrónomos ya han visto anteriormente fragmentos de cometas como los que describió Bonilla. La imagen que ilustra esta noticia pertenece al cometa Schwassmann-Wachmann 3, que tras romperse regresó al Sistema Solar interior en 2006. No hay ninguna razón por la cual dichos fragmentos no puedan pasar cerca de la Tierra. El enigma es por qué nadie más vio estos fragmentos. Sin embargo Manterola y sus colegas sugieren que estos fragmentos podrían tener su origen en el cometa Pons-Brooks visto ese mismo año por astrónomos estadounidenses.

Bonilla observó estos fragmentos durante cerca de tres horas y media en dos días. Esto implica un promedio de 131 objetos por hora y un total de 3.275 objetos en el tiempo entre las observaciones.

Cada fragmento fue al menos tan grande como el que se cree que impactó en Tunguska, así que si habrían chocado contra la Tierra hubiéramos tenido 3.275 eventos de Tunguska en dos días, probablemente un evento de extinción.

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El Humeante Corazón Rosa de la Nebulosa Omega

2012-01-08T15:57:00.000+01:00

Una nueva imagen de la Nebulosa Omega, captada por el Very Large Telescope (VLT) de ESO, es una de las más nítidas de este objeto jamás obtenida desde tierra. Muestra las polvorientas partes centrales de color rosa de esta conocida cuna estelar, revelando extraordinarios detalles en este paisaje cósmico de nubes de gas, polvo y estrellas recién nacidas.

El colorido gas y el polvo oscurecido de la Nebulosa Omega son la materia prima para la creación de la siguiente generación de estrellas. En esta zona concreta de la nebulosa, las estrellas más nuevas de la escena — de un brillo deslumbrante y un reluciente color blanco azulado— iluminan todo el conjunto. Los lazos de polvo de aspecto humeante de la nebulosa se recortan sobre el fondo de gas incandescente. Los colores rojizos dominantes, que se extienden por esta parte en forma de nube, surgen del hidrógeno en forma de gas, el cual brilla bajo la influencia de los intensos rayos de luz ultravioleta que emanan de las jóvenes estrellas calientes.

La Nebulosa Omega ha tenido muchos nombres, dependiendo de quién, cuándo y qué se creía estar observando en cada caso. Estos otros nombres incluyen el de la Nebulosa del cisne, la Nebulosa de la herradura e incluso la Nebulosa de la langosta. El objeto también fue catalogado como Messier 17 (M17) y NGC 6618. La nebulosa está ubicada a una distancia de 6.500 años luz en la constelación de Sagitario (El Arquero). Objetivo popular entre los astrónomos, este campo de polvo y gas iluminado se clasifica como una de las cunas de estrellas masivas más joven y más activa de la Vía Láctea.

La imagen se obtuvo con el instrumento FORS (FOcal Reducer and Spectrograph) instalado en Antu, uno de los cuatro Telescopios Unitarios del VLT. Además del enorme telescopio, la precisión de esta imagen fue posible gracias a la estabilidad del cielo durante la observación (pese a la existencia de algunas nubes) [1]. El resultado es esta nueva imagen que se encuentra entre las más nítidas de esta parte de la Nebulosa Omega tomada jamás desde tierra.

Esta imagen es una de las primeras producidas como parte del programa ESO Cosmic Gems (Joyas Cósmicas de ESO) [2].

Notas.

[1] El "seeing" — un término utilizado por los astrónomos para medir los efectos de distorsión provocados por la atmósfera terrestre — durante las noches de observación era muy bueno. Una medida común del “seeing” es el diámetro aparente de una estrella al mirarla a través de un telescopio. En este caso, la medida del “seeing” era de 0,45 segundos de arco, una medida extremadamente favorable que implica poco emborronamiento y titilar del objeto de interés.

[2] El programa ESO Cosmic Gems es una iniciativa de divulgación que pretende producir imágenes de objetos interesantes, enigmáticos o visualmente atractivos utilizando telescopios de ESO, con un fin educativo y divulgativo. El programa utiliza pequeñas cantidades de tiempo de observación, combinado con tiempo no utilizado en los programas de los telescopios, con el fin de minimizar el impacto en las observaciones científicas. Todos los datos obtenidos también están disponibles para posibles aplicaciones científicas y se ponen a disposición de los astrónomos a través de los archivos científicos de ESO.

Enlace original: ESO.

Curiosity y la tormenta solar

2011-12-29T10:21:00.000+01:00

Los dos lanzamientos hacia Marte que ocurrieron el 26 de noviembre de 2011. A la izquierda, una explosión solar expulsa una eyección de masa coronal (CME) hacia el Planeta Rojo (crédito de la imagen: SOHO). A la derecha, el Laboratorio Científico de Marte (Mars Science Laboratory, en idioma inglés), también llamado "Curiosity", despega desde Cabo Cañaveral (crédito de la fotografía: Howard Eskildsen, de Titusville, Florida).

El 26 de noviembre, Curiosity (Curiosidad, en idioma español), fue lanzado desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Atlas 5. Elevándose sobre una columna de fuego a través del azulado cielo de Florida, el explorador, que tiene el tamaño de un automóvil, comenzó una travesía de nueve meses con el fin de buscar señales de vida en Marte.

En ese mismo momento, a 150 millones de kilómetros (93 millones de millas) de allí, se estaba produciendo, de forma casi desapercibida, un segundo lanzamiento hacia Marte. Aproximadamente al mismo tiempo que el cohete que llevaba a Curiosity rompió las cadenas que lo ataban a la Tierra, un filamento de magnetismo hizo erupción en la superficie solar, lanzando de ese modo una nube de plasma de mil millones de toneladas (lo que se denomina Eyección de Masa Coronal, o Coronal Mass Ejection -CME por su sigla en idioma inglés) hacia el Planeta Rojo.

No hubo peligro de que el explorador marciano y la tormenta solar colisionaran. Desplazándose velozmente a 3 millones de kilómetros (2 millones de millas) por hora, la nube de plasma dejó atrás a Curiosity por un gran margen.

Sin embargo, la próxima vez podría ser diferente. Con la actividad solar en aumento (se espera el próximo máximo solar en 2012–2013), es sólo cuestión de tiempo para que una CME se trague al explorador en su viaje a Marte.

Esto es algo que le conviene a algunos investigadores. Don Hassler, del Instituto de Investigaciones del Suroeste (SWRI, por su sigla en idioma inglés), ubicado en Boulder, Colorado, explica: "Estamos esperando que ocurra un encuentro de este tipo pues Curiosity está equipado para estudiar tormentas solares".

Hassler es el investigador principal a cargo del Detector de Evaluación de Radiación (Radiation Assessment Detector o RAD, en idioma inglés) de Curiosity. El instrumento, el cual fue desarrollado por el SWRI y por la Universidad Christian Albrechts, en Kiel, Alemania, puede contar rayos cósmicos, neutrones, protones y otras partículas en un gran rango de energía. Plegado en la esquina frontal izquierda del explorador, el RAD tiene aproximadamente el tamaño de una lata de café y pesa sólo 1,4 kilogramos (3 libras), aunque tiene una capacidad comparable a la de otros instrumentos en la Tierra que tienen 10 veces su tamaño.

Un encuentro con una CME no representa un peligro importante para Curiosity. Para cuando una CME alcanza el espacio que existe entre la Tierra y Marte, se ha diluido tanto que ya no podría golpear con fuerza a la nave espacial. Sin embargo, el RAD es capaz de medir lo que ocurre cuando la CME pasa cerca de la nave.

"El RAD será capaz de detectar partículas energéticas que son aceleradas por ondas de choque en algunas CME1", dice Arik Posner, de la División de Heliofísica de la NASA, en Washington DC. "Esto podría mejorar nuestro entendimiento de la física interna de estas nubes gigantes".

Este estudio, sin embargo, podría ser útil para más que la heliofísica pura. Los astronautas humanos del futuro se beneficiarán de las mediciones realizadas por el RAD durante la fase de crucero del vuelo espacial.

"Curiosity está protegido en el interior de su nave espacial, de la misma forma que lo estaría un astronauta de carne y hueso", dice Frank Cucinotta, quien es el científico en jefe del Programa de Radiación Espacial (Space Radiation Program, en idioma inglés), de la NASA, en el Centro Espacial Johnson. "El RAD nos dará una idea del tipo de radiación que un ser humano podría absorber durante un viaje similar a Marte".

Las partículas secundarias son especialmente importantes. Los rayos cósmicos galácticos y las partículas solares energéticas golpean las paredes de la nave espacial, lo cual produce una cascada de neutrones y núcleos atómicos hacia el interior que resultan biológicamente mucho más peligrosos. El RAD analizará esta cascada desde el único lugar que es realista para llevar a cabo tales mediciones: el interior de la nave espacial.

De esta manera, "el RAD es un puente entre el aspecto científico y el de exploración de la NASA", dice Hassler. "Los dos objetivos son igualmente emocionantes".

El RAD fue activado el 6 de diciembre. Será el único de los 10 instrumentos científicos que lleva a bordo el explorador que estará activo durante la fase de crucero hacia Marte. Las transmisiones diarias a la Tierra permitirán a Hassler y a sus colegas monitorizar lo que está sucediendo "allí afuera".

"Estamos muy emocionados por la posibilidad de que se produzcan más tormentas solares", agregó.

A pesar de la importancia que tienen las mediciones llevadas a cabo por el RAD durante la fase de crucero, la misión primaria del instrumento no comenzará verdaderamente hasta que Curiosity se pose en el Planeta Rojo.

Marte tiene una atmósfera muy delgada y no cuenta con un campo magnético global que lo proteja de la radiación espacial. Las partículas energéticas que consiguen llegar al suelo podrían ser peligrosas para la vida (tanto para los futuros astronautas como para los microbios que podrían existir en Marte). El RAD averiguará cuánta protección deberán llevar los futuros exploradores humanos de la superficie marciana. Asimismo, el RAD ayudará a los investigadores a determinar cuán profundo debajo de la superficie debe ir un microbio para alcanzar una "zona segura" y así protegerse de la radiación.

Enlace original: NASA.

El cometa Lovejoy

2011-12-28T13:11:00.002+01:00

El cometa Lovejoy está siendo noticia estos últimos días por su espectacularidad en los cielos australes. Visible a simple vista, está siendo fotografiado no sólo por aficionados y profesionales, sino que desde la ISS también están obteniendo instantáneas de él.

A continuación os ofrezco una noticia que la nasa publicó el pasado 16 de diciembre sobre el cometa, para seguidamente realizar una breve galería de Lovejoy.

El cometa Lovejoy voló a través de la caliente atmósfera del Sol y emergió intacto.

"Es absolutamente asombroso", comenta Karl Battams, del Laboratorio de Investigaciones Navales (Naval Research Lab, en idioma inglés), ubicado en Washington. "No pensé que el núcleo de hielo fuera lo suficientemente grande como para sobrevivir a la inmersión a través de la corona solar de varios millones de grados durante casi una hora, pero el cometa Lovejoy está aún con nosotros".

El encuentro cercano del cometa fue registrado por al menos 5 sondas espaciales: el Observatorio de Dinámica Solar (Solar Dynamics Observatory o SDO, por su sigla en idioma inglés) y el Observatorio de las Relaciones Terrestres y Solares (Solar Terrestrial Relations Observatory o STEREO, por su sigla en idioma inglés), de la NASA, el microsatélite Proba2, de Europa, y el Observatorio Solar y Heliosférico (Solar and Heliospheric Observatory, en idioma inglés), de la ESA/NASA. La secuencia de imágenes más impresionante registrada hasta el momento es la del SDO.

En los vídeos proporcionados por el SDO, la cola del cometa se retuerce salvajemente mientras el cometa se zambulle a través de la caliente atmósfera del Sol, a solo 120.000 km por encima de la superficie estelar. Esto podría ser una señal de que el cometa fue sacudido por ondas de plasma que corren a través de la corona. O quizá la cola se bamboleaba hacia atrás y hacia adelante de los bucles magnéticos, conocidos por impregnar la atmósfera del Sol. Nadie lo sabe.

"Todo esto es nuevo", dice Battams. "El SDO nos está dando un primer vistazo1 de los cometas que viajan a través de la atmósfera solar. La manera en la cual los dos interaccionan es un tema para realizar investigaciones de última generación".

"Los movimientos del material cometario en el campo magnético del Sol son simplemente fascinantes, añade Dean Pesnell, quien es científico del proyecto SDO, en el Centro Goddard para Vuelos Espaciales (Goddard Space Flight Center, en idioma inglés). "El abrupto cambio en la dirección me recuerda la manera en la cual el viento solar afectó la cola del cometa Encke en el año 2007".

El cometa Lovejoy fue descubierto el 2 de diciembre de 2011 por el astrónomo aficionado Terry Lovejoy, de Australia. Los investigadores rápidamente se dieron cuenta de que el nuevo descubrimiento era un miembro de los cometas rasantes del Sol que pertenecen a la familia Kreutz. Los rasantes del Sol denominados Kreutz deben su nombre al astrónomo alemán Heinrich Kreutz, quien los estudió por primera vez. Son fragmentos de un solo cometa gigante que se rompió en el siglo XXII (probablemente se trate del gran cometa de 1106). Los rasantes del Sol de tipo Kreutz son típicamente pequeños (~10 metros de ancho) y numerosos. Cada muy pocos días, el Observatorio Solar y Heliosférico observa uno cuando cae hacia el Sol.

En el momento del descubrimiento, el cometa Lovejoy parecía ser al menos diez veces más grande (en un rango de 100 a 200 metros) que el rasante del Sol de tipo Kreutz común. A la luz de los acontecimientos de hoy, los investigadores están revisando esos números.

"Supongo que el núcleo del cometa debió de haber sido de al menos 500 metros de diámetro, de otra forma no podría haber sobrevivido a tanto calentamiento solar", comenta Matthew Knight, quien trabaja para el Observatorio Lowell y para el Laboratorio de Física Aplicada Johns Hopkins. "Una fracción significativa de esa masa se habría perdido durante el encuentro. Lo que queda es probablemente mucho más pequeño que el cometa original".

La sonda SOHO y las sondas gemelas STEREO, de la NASA, están monitorizando el cometa mientras se aleja del Sol. Es aún muy brillante y debería permanecer al alcance de las cámaras de las sondas espaciales durante varios días. Los investigadores estarán observando muy de cerca porque hay una buena probabilidad de que lleguen más sorpresas.

"Aún existe la posibilidad de que el cometa Lovejoy comience a fragmentarse", añade Battams. "Ha pasado por un evento tremendamente traumático; desde el punto de vista estructural, podría estar extremadamente débil. Por otro lado, se podría mantener unido y desaparecer de nuevo en los recovecos del sistema solar".

"Es difícil poder decirlo", concuerda Knight. "Ha habido muy pocos trabajos sobre lo que sucede con los cometas rasantes después del perihelio (aproximación más cercana). Esto sigue siendo fascinante".


Alex Cherney

ESO.

ISS

Colin Legg

Enlace original: NASA.

Planetas terrestres sobreviven a la expansión de una gigante roja

2011-12-28T12:51:00.000+01:00

Dos planetas del tamaño de la Tierra han sido descubiertos alrededor de una estrella moribunda que ha superado su fase de gigante roja. Debido a sus cercanas órbitas, los planetas han debido de ser engullidos por su estrella mientras se expandía hasta alcanzar varias veces su tamaño original.

Este descubrimiento, publicado en Nature, podría arrojar una nueva luz sobre el destino de los sistemas estelares y planetarios, incluido el nuestro.

Cuando nuestro Sol se acerque al final de su vida, dentro de unos 5 mil millones de años, sus capas se expandirán, constituyendo lo que los astrónomos llaman una estrella gigante roja. Su tamaño crecerá tanto que se tragará los planetas internos del Sistema Solar: Mercurio, Venus, Tierra y Marte.

Este informe describe el descubrimiento de dos planetas -o los restos de los mismos- que no sólo sobrevivieron a ser engullidos por su estrella madre, sino que también sobrevivieron a los potentes vientos solares que los azotaron en el proceso. El equipo fue dirigido por Stephane Charpinet, un astrónomo del Instituto de Investigación en Astrofísica y Planetología de la Universidad de Toulouse, Francia.

"Cuando nuestro Sol se expanda hasta convertirse en una gigante roja, se tragará la Tierra", dijo Elizabeth 'Betsy' Green, una astrónoma de la Universidad de Arizona, que participó en la investigación. "Si un pequeño planeta como la Tierra pasa mil millones de años en un ambiente como ese, sólo se evaporará. Los únicos planetas con masas mucho mayores que la Tierra, como Júpiter o Saturno, podrían sobrevivir."

Los dos planetas, denominados KOI 55.01 y KOI 55.02, se encuentran en órbitas muy apretadas en torno a su estrella. Después de haber emigrado muy cerca de su superficie, probablemente se vieron envueltas por las capas de la estrella durante la fase de gigante roja, pero sobrevivieron. En la configuración más plausible, los dos cuerpos poseen respectivamente un radio de 0,76 y 0,87 veces el radio de la Tierra, por lo que son los planetas más pequeños detectados hasta ahora alrededor de una estrella que no sea nuestro Sol.

La estrella anfitriona, KOI 55, es lo que los astrónomos llaman una estrella subenana B: Consiste en el núcleo expuesto de una gigante roja que ha perdido casi toda su envoltura. De hecho, escriben los autores, los planetas pueden haber contribuido a la pérdida de masa necesaria para la formación de este tipo de estrella.

Los autores concluyeron que los sistemas planetarios por lo tanto, puede influir en la evolución de sus estrellas madre. Señalaron que el sistema planetario que observaron ofrece una visión de un futuro posible para nuestro Sol.

El descubrimiento de los dos planetas fue una sorpresa porque el equipo de investigación no se había puesto a buscar nuevos planetas alejados de nuestro Sistema Solar, sino que su objetivo era estudiar las estrellas pulsantes. Las pulsaciones son un rasgo característico de muchas estrellas causados por las expansiones y contracciones rítmicas provocadas por la presión y las fuerzas gravitacionales unidas al proceso de fusión termonuclear en el interior de las estrellas.

Mediante el estudio de las pulsaciones de una estrella, los astrónomos pueden deducir la masa del objeto, la temperatura, el tamaño y a veces incluso su estructura interior. Esto se conoce como astrosismología.

"Los patrones de frecuencia de pulsación son casi como una huella digital de una estrella", dijo Green. "Es muy similar a la sismología, donde se utilizan los datos de los terremotos para aprender acerca de la composición interna de la Tierra."

Para detectar la frecuencia con la que late una estrella, los investigadores tienen que observar durante períodos muy largos de tiempo, a veces años, a fin de medir las pequeñas variaciones en el brillo.

"Las variaciones de brillo de una estrella nos cuentan cómo son sus pulsaciones", dijo Green. "Digamos que hay un modo de pulsación cada 5.859,8 segundos, y otro cada 9.136,39 segundos. Como no todas las estrellas tienen los mismos modos de pulsación, si podemos medir 10, o mejor aún, 50 modos de pulsaciones en una estrella, entonces es posible el uso de modelos teóricos para deducir cómo es el astro con esas pulsaciones particulares".

Para llevar a cabo estas investigaciones se precisa un telescopio espacial, ya que los ubicados en la Tierra sólo permiten observar los astros durante la noche. Además, la propia atmósfera terrestre produce en los datos un error considerable.

Por esa razón, el equipo utilizó los datos obtenidos por el Telescopio Espacial Kepler de la NASA para este estudio.

Sin obstáculos por la atmósfera de la Tierra y mirando a la misma región del cielo a través de su misión de cinco años, el telescopio espacial Kepler se encuentra en un lugar privilegiado para detectar pequeñas variaciones en el brillo de las estrellas.

Green había llevado a cabo una encuesta en busca de estrellas calientes subenanas en el plano galáctico de la Vía Láctea. Antes del lanzamiento de Kepler ya había obtenido numerosos datos sobre la estrella subenana KOI 55. Una vez obtuvieron las medidas de Kepler, el equipo de científicos fue capaz de analizar esta estrella con modelos informáticos, para tratar de estudiar el interior de KOI 55.

Al analizar las pulsaciones de KOI 55, el equipo notó la intrigante presencia de dos pequeñas modulaciones periódicas que ocurren cada 5.76 y 8.23 horas que causa la estrella parpadee muy ligeramente, en una cinco milésima parte de su brillo total. Demostraron además que estas dos frecuencias no podían ser producidas por pulsaciones internas propias de la estrella.

La única explicación posible a este fenómeno es que dos pequeños planetas crucen por delante de su disco en periodos de 5.76 y 8.23 horas. Para completar sus órbitas tan rápidamente KOI 55.01 y KOI 55.02 tienen que estar extremadamente cerca de su estrella, mucho más cerca que Mercurio de nuestro Sol. Además, nuestro Sol es una estrella fría comparada con KOI 55, cuya superficie se encuentra a 28.000 grados kelvin.

"Estos dos planetas estás sometidos a un acoplamiento de marea por su estrella", comenta Green. "Es decir, siempre muestran la misma cara a su estrella, al igual que la Luna siempre nos muestra la misma cara a nosotros. El lado diurno de Mercurio está tan caliente que se puede derretir el plomo en su superficie, así que lo que ocurra en estos planetas tan calidos es difícil de imaginar".

Estas órbitas tan cercanas sugieren que los planetas deberían haber sido envueltos por la estrella cuando ésta se convirtió en gigante roja.

"A medida que la estrella se hinchó y envolvió a los planetas, éstos tuvieron que abrirse paso a través de la atmósfera caliente de la estrella que causaría también una fricción, lo que eliminó las capas gaseosas y líquidas de los planetas dejando restos constituidos por un núcleo sólido, pero que sobrevivieron.

"Creemos que este es el primer caso documentado de planetas que han influido en la evolución de su estrella", dijo Charpinet. Conocemos el caso de una enana marrón que posiblemente lo hizo, pero no es un planeta, y de la existencia de gigantes gaseosos alrededor de otras subenanas de tipo B, pero sin influencia sobre su estrella".

"Me parece increíble y fascinante que, después de cientos de años de ser solamente capaces de mirar a la parte exterior de las estrellas, ahora por fin podamos investigar el interior de unas pocas estrellas", dijo Green. "Ahora estamos descubriendo una gran variedad de sistemas solares que no son como el nuestro, incluyendo, por primera vez, el remanente de planetas alrededor de un núcleo estelar como éste."

Más información en el enlace.

Eris, el planeta enano de la discordia (2ª parte de una serie de artículos dedicados a los TNOs)

2011-12-25T13:36:00.000+01:00

Este post participa en la XXVI Edición del Carnaval de la Física que se celebra este mes en el blog Cuentos Cuánticos.

Cinturón de Kuiper.1ª Parte.

Eris, el planeta enano de la discordia.

Eris (cuya denominación provisional fue 2003 UB313) es un planeta enano que se encuentra en el disco disperso, por lo que se clasifica como un SDO (Scattered disk objects) y un plutoide. Recordemos que los plutoides son todo planeta enano que se encuentra más allá de la órbita de Neptuno. Eris pertenece a una clase de cuerpos que han sido arrastrados a una órbita más lejana de lo habitual por interacciones gravitatorias con Neptuno en las etapas iniciales de la formación del Sistema Solar. Cuenta con un satélite natural al que se le ha dado el nombre de Disnomia.

Descubrimiento y denominción de Eris.

El descubrimiento de Eris fue anunciado en julio de 2005 por Mike Brown, Chad Trujillo, y David Rabinowitz, el mismo día que también se hizo público el descubrimiento de Makemake. Aunque las imágenes del hallazgo se tomaron en 2003 usando el telescopio de 48 pulgadas Samuel Oschin de Monte Palomar en California, fue en el reanálisis de las fotografías en enero de 2005 cuando se percibió el movimiento del planeta enano. Observaciones subsiguientes permitieron determinar la órbita, que a su vez dieron una estimación de la distancia y el tamaño. Denominado provisionalmente 2003 UB313, la IAU tomó la decisión de denominarlo Eris el 13 de septiembre de 2006. Inicialmente fue bautizado extraoficialmente como Xena en honor de la serie del mismo nombre por sus descubridores. Pero la IAU tiene unas normas sobre la denominación de los objetos celestes por lo que no se aceptó esta sugerencia.

Eris

En la mitología griega Eris es la diosa de la discordia. En la mitología romana se le llama Discordia. Su opuesta en la mitología griega era Harmonía, y en la romana, Concordia. La leyenda más famosa protagonizada por Eris cuenta cómo inició la Guerra de Troya. Tanto los dioses y diosas como diversos mortales fueron invitados a la boda de Peleo y Tetis (padres de Aquiles). Sólo la diosa Eris no fue invitada debido a su naturaleza discordante. Así que Eris apareció en la fiesta con la Manzana de la Discordia, una manzana dorada con la palabra kallisti (‘para la más hermosa’ o ‘para la más bella’) inscrita, que arrojó entre las diosas provocando que Afrodita, Hera y Atenea la reclamasen para sí, iniciándose una riña. Zeus, para no tener que elegir entre las diosas, puesto que una era su esposa y las otras dos eran sus hijas, encargó ser juez a Paris. Entonces Hermes le transmitió al desventurado Paris, príncipe de Troya, que tendría que elegir a la más hermosa. Cada una de las tres diosas intentó sobornarle para que la eligiera: Hera le ofreció poder político, Atenea le prometió destreza militar y Afrodita le tentó con la mujer más hermosa de la tierra, Helena, esposa de Menelao de Esparta. Paris terminó por conceder la manzana a Afrodita, raptando luego a Helena y provocando así la Guerra de Troya.

Esta denominación resulta especialmente adecuada ya que el descubrimiento de Eris supuso el inicio del proceso de redefinición de Plutón a planeta enano y una nueva clasificación de los cuerpos del Sistema Solar.

Órbita de Eris.

Eris tiene un período orbital de 557 años, y a partir de 2011 se situará a 96,6 unidades astronómicas del Sol, casi su máxima distancia posible (el afelio es de 97,5 UA). Llegó a su perihelio entre 1698 y 1699, y al afelio alrededor de 1977, y volverá a su perihelio en torno a los años 2256 y 2258.

Al contrario que los planetas telúricos y los gigantes de gas, cuyas órbitas están aproximadamente en el mismo plano que el de la Tierra, la órbita de 2003 UB313 está muy inclinada, unos 44° respecto a la eclíptica.

Las distancias de Eris y Plutón desde el Sol en los próximos 1.000 años

Es posible que Eris se encuentren resonancia 17:5 con Neptuno, pero todavía está sin confirmar esta relación. Cada cierto tiempo, Eris se acerca a Plutón. Tal y como se aprecia en el diagrama de su órbita.

Eris cuenta actualmente con una magnitud aparente de 18,7, por lo que es lo suficientemente brillante como para ser detectado por algunos telescopios de aficionados. Un telescopio de 200 mm con una CCD puede detectar al planeta en condiciones favorables. La inclinación de su órbita es responsable de que no haya sido descubierto hasta ahora, ya que la mayoría de las búsquedas de objetos grandes en las áreas más alejadas del Sistema Solar se concentran en el plano de la eclíptica, en el cual se encuentra la mayoría de la materia del sistema.

Eris se encuentra en la constelación de Cetus, actualmente tres veces más lejos del Sol que Plutón.

En 2036 entrará en Piscis y permanecerá allí hasta 2065, cuando entrará en Aries. A continuación, entrará Perseo en 2128 y en Camelopardalis en 2173. Debido a la gran inclinación de su órbita, Eris sólo pasa a través de unas pocas constelaciones del zodiaco tradicional debido a la inclinación de su órbita.

Tamaño, masa y densidad de Eris.

Imágenes tomadas por el Hubble.

En 2005, el diámetro de Eris se estimó en 2.397 kilómetros, más o menos 100 km, usando imágenes del Telescopio Espacial Hubble (HST). El tamaño de un objeto se determina analizando su magnitud absoluta (H ) y su albedo (la cantidad de luz que refleja).

En 2007, una serie de observaciones de los mayores objetos transneptunianos con el Telescopio Espacial Spitzer calcularon un diámetro para Eris de 2.400-3.000 Kilómetros. Las estimaciones de Spitzer y Hubble se superponen en el rango de 2,400-2,500 km, es decir, un4.8% mayor que Plutón. Sin embargo, los astrónomos sospechan que los resultados de Spitzer pueden verse afectados porque el hemisferio iluminado de Eris estaría más caliente que el promedio, sesgando cualquier medición infrarroja hacia valores más altos.

En noviembre de 2010, Eris fue objeto de una de las ocultaciones estelares más distantes logradas desde la Tierra, en un evento llamado ocultación. Estos acontecimientos son muy raros y difíciles de observar, ya que se trata de un planeta enano muy distante y pequeño. El próximo evento de ese tipo que involucra a Eris sucederá recién en 2013. Las ocultaciones son la manera más precisa, y a menudo la única, para medir la forma y el tamaño de un cuerpo distante del Sistema Solar.

La estrella candidata para la ocultación fue identificada mediante el estudio de las imágenes del telescopio MPG/ESO de 2,2 metros de diámetro, en el Observatorio La Silla de ESO, en la Región de Coquimbo, en Chile. Las observaciones fueron cuidadosamente planeadas y llevadas a cabo por un equipo de astrónomos de varias universidades (principalmente de Francia, Bélgica, España y Brasil) que utilizaron, entre otros, el telescopio TRAPPIST (sigla en inglés que corresponde a TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope), también situado en La Silla.

“Observar las ocultaciones de pequeños cuerpos más allá de Neptuno en el Sistema Solar requiere una gran precisión y una planificación muy cuidadosa. Esta es la mejor manera de medir el tamaño de Eris, a falta de realmente ir allí ", explica Bruno Sicardy, el autor principal de este estudio.

Se intentó observar la ocultación desde 26 ubicaciones alrededor del mundo siguiendo en el camino previsto de la sombra del planeta enano, incluyendo varios telescopios en observatorios de aficionados, pero sólo dos lugares fueron capaces de observar directamente el evento, ambos ubicados en Chile. Uno de ellos fue en el Observatorio La Silla de ESO, utilizando el telescopio TRAPPIST. El otro fue San Pedro de Atacama, donde se utilizaron dos telescopios. Los tres telescopios registraron una caída repentina en el brillo en el momento en que Eris bloqueó la luz de la estrella distante.

La combinación de las observaciones realizadas desde ambos lugares en Chile indica que Eris está cerca de una forma esférica. Estas mediciones deberían entregar un resultado preciso de su forma y tamaño, siempre y cuando no se vean distorsionadas por la presencia de grandes montañas. Sin embargo, formaciones de este tipo son poco probables en un cuerpo de hielo de gran tamaño.

El recién determinado diámetro de Eris alcanza los 2.326 kilómetros, con una precisión de 12 kilómetros. Esto significa que su tamaño se conoce con más precisión que el de su homólogo más cercano, Plutón, que tiene un diámetro estimado entre 2300 y 2400 kilómetros. El diámetro de Plutón es más difícil de medir debido a la presencia de una atmósfera que hace que su borde sea imposible de detectar directamente por medio de ocultaciones. El movimiento del satélite Dysnomia de Eris se utilizó para estimar la masa de Eris. Se determinó que es un 27% más pesado que Plutón. Combinado con su diámetro, fue posible obtener la densidad de Eris, estimada en 2,52 gramos por cm3 .

“Esta densidad significa que Eris es probablemente un gran cuerpo rocoso cubierto por una capa relativamente delgada de hielo”, comenta Emmanuel Jehin, quien ha contribuido al estudio.

La superficie de Eris resultó ser extremadamente reflectante, llegando a reflejar el 96% de la luz que llega a él (un albedo visible de 0,96). Esto es aún más brillante que la nieve fresca en la Tierra, convirtiendo a Eris en uno de los objetos más reflectantes del Sistema Solar, junto con la helada luna Encelado de Saturno. La brillante superficie de Eris está probablemente compuesta por hielo rico en nitrógeno mezclado con metano congelado -como lo indica el espectro del planeta- revistiendo la superficie del planeta con una capa de hielo delgada y reflectante de menos de un milímetro de espesor.

“Esta capa de hielo podría ser el resultado de la condensación en forma de escarcha del nitrógeno o metano de la atmósfera en la superficie del planeta enano a medida que se aleja del Sol en su órbita alargada, hacia un ambiente cada vez más frío”, agrega Jehin. El hielo podría más tarde volver a convertirse en gas a medida que Eris alcanza su punto más cercano al Sol, a una distancia de 5.700 millones de kilómetros.

Los nuevos resultados también permiten al equipo realizar una nueva medición de la temperatura de la superficie del planeta enano. Las estimaciones sugieren una temperatura de la superficie de frente al Sol de -238 grados Celsius como máximo, y un valor aún más bajo para el lado nocturno de Eris.

"Es extraordinario lo mucho que podemos descubrir sobre un objeto pequeño y lejano como Eris al verlo pasar frente a una débil estrella, con telescopios relativamente pequeños. Cinco años después de la creación de la nueva clase de planetas enanos, por fin estamos realmente conociendo a uno de sus miembros fundadores ", concluye Bruno Sicardy.

Superficie y atmósfera de Eris.

Observaciones espectroscópicas realizadas con el telescopio de 8 metros Gemini North en Hawaii el 25 de enero de 2005, revelaron en el infrarrojo la presencia de hielo de metano, lo que indica que la superficie de Eris puede ser similar a la de Plutón.

Debido a la distante órbita excéntrica de Eris, la temperatura superficial se estima que varía entre 30 y 56 grados Kelvin (-243 grados y -217 grados Celsius).

Espectro infrarrojo de Eris comparado con el de Plutón.

Se cree que Plutón presenta un color más rojizo que Eris debido a la presencia de depósitos de tolinas en su superficie, que poseen un menos albedo, lo que conduce a temperaturas más altas, y a la evaporación de depósitos de metano. En cambio Eris está tan lejos del Sol que el metano se condensa sobre su superficie, incluso cuando el albedo es bajo. La condensación de metano de manera uniforme sobre la superficie reduce los contrastes de albedo y cubriría hasta los depósitos de tolinas.

A pesar de que Eris se puede encontrar hasta tres veces más lejos del Sol que Plutón, se acerca lo suficiente a la estrella como para que alguno de los hielos de su superficie se caliente lo suficiente para sublimarse. Como el metano es muy volátil, esto sugiere que o bien Eris ha residido siempre en los confines del Sistema Solar, donde está lo suficientemente frío como para que persista el hielo de metano, o bien que el planeta enano tiene una fuente interna de metano que suple que pierde la atmósfera.

Disnomia, satélite del planeta enano Eris.

Oficialmente denominado como (136199) Eris I Disnomia. La primera denominación fue S/2005 (2003 UB313) 1, hasta su designación oficial por parte de la Unión Astronómica Internacional.

Descubierto el 10 de septiembre de 2005 por Michael Brown y su equipo en el Observatorio Keck en Hawái. Recibió el nombre oficial debido a que Disnomia es la hija de la diosa griega Eris. Con su descubrimiento, tres de los cuatro principales objetos del Cinturón de Kuiper han resultado dotados de satélites naturales: Eris, Haumea y Plutón; solamente Makemake parece privado de satélite.

El satélite es unas 60 veces más pequeño que Eris, con un diámetro estimado de unos 150 km. De acuerdo a las observaciones efectuadas con los telescopios Keck y Hubble, se han estimado sus parámetros orbitales, con un período de algo más de 15 días, en una distancia a Eris de unos 37.370 km., por lo que la masa del sistema sería 1,27 veces la de Plutón.

Al igual que respecto a su tamaño, el satélite parece cerca de sesenta veces menos luminoso que el propio planeta enano al que orbita; por lo que asumiendo que el albedo de los dos cuerpos sea idéntico, el diámetro de Disnomia puede ser estimado en torno a los 350 km, cerca de un octavo del de Eris.

El semieje mayor de su órbita parece girarse entre los 30.000 y los 36.000 km, con un período orbital de 14 días. Estimaciones más precisas de los parámetros orbitales permitirán, en un futuro, una determinación más precisa de la masa del satélite y del planeta madre.

Disnomia, hija de Eris, y la divinidad de la Anarquía, es un guiño al nombre extraoficial de Eris (el nombre que tuvo antes de ser asignado uno por la IAU), que fue Xena, por el personaje de la serie de televisión Xena: la princesa guerrera. La actriz que daba vida a Xena era Lucy Lawless, cuyo apellido (Lawless) significa en inglés "sin ley, en estado de anarquía".

Bibliografía.

http://cosmo-noticias.blogspot.com/2011/02/un-estudio-plantea-un-repunte-en-el.html

http://www.spacedog.eu/solar-system/minor-planets/minor-planet-eris-has-more-atmosphere-than-pluto.html

http://en.wikipedia.org/wiki/Dwarf_planet

http://es.wikipedia.org/wiki/Eris_%28mitolog%C3%ADa%29

http://en.wikipedia.org/wiki/Dysnomia_%28moon%29

http://es.wikipedia.org/wiki/Eris_%28planeta_enano%29

http://es.wikipedia.org/wiki/Disnomia_%28sat%C3%A9lite%29

http://planetary.org/explore/topics/trans_neptunian_objects/eris.html

http://planetary.org/blog/article/00003219/

http://astrofisicayfisica.blogspot.com/2011/11/el-lejano-eris-es-el-gemelo-de-pluton.html#

http://en.wikipedia.org/wiki/Eris_%28dwarf_planet%29#Size.2C_mass_and_density

‘Vida marciana’ en el sur de la Península Ibérica

2011-12-22T11:46:00.000+01:00

Científicos de la Universidad Autónoma de Madrid y el Centro de Astrobiología iniciaron una fase de perforaciones en Río Tinto, al sur de España, en búsqueda de vida microbiana que pudiera desarrollarse en el subsuelo de Marte.

El pasado 26 de noviembre, al mismo tiempo que la NASA lanzaba desde Cabo Cañaveral el rover Curiosity camino de Marte, en la zona de Río Tinto, Huelva, se dio inicio a la fase de perforación del proyecto Vida Subterránea en la Faja Pirítica Ibérica (IPBSL, por sus siglas en inglés). El objetivo: buscar el tipo de vida microbiana responsable de las características inusuales del río rojo, la cual pudiera desarrollarse en el subsuelo de Marte y ser responsable de algunas de las características detectadas en dicho planeta, como la presencia de sulfatos (jarosita) y óxidos de hierro (hematites), o la generación del metano recientemente detectado en su atmósfera.

Esta fase de perforación, que se desarrollará durante los próximos meses, es heredera del proyecto MARTE, el cual fue llevado a cabo por el Centro de Astrobiología (CAB) y la NASA entre 2003 y 2006 en la Faja Pirítica, extensa zona geográfica que se extiende a lo largo de gran parte del sur de la Península Ibérica.

El proyecto IPSSL —liderado por el Dr. Ricardo Amils, catedrático de microbiología de la Universidad Autónoma de Madrid (UAM), en colaboración con el CAB— pretende caracterizar en profundidad los ecosistemas detectados durante el desarrollo del proyecto MARTE, los cuales son responsables del característico ácido sulfúrico e ión férrico que le dan al Río Tinto su singular coloración.

El proyecto está financiado por el programa “Ideas” de la Fundación Europea para la Ciencia y planea, además del estudio geofísico que ha permitido detectar las zonas de mayor interés geomicrobiológico, la campaña de perforación que se está desarrollando en Peña de Hierro en los terrenos de la Fundación Río Tinto, la toma de muestras para estudios geológicos y microbiológicos, así como la posterior distribución de sondas en los pozos que permitirán medir en tiempo real las actividades metabólicas más interesantes detectadas en el subsuelo de la Faja Pirítica.

Río Tinto se considera uno de los mejores análogos geoquímicos terrestres de Marte, y es notorio el interés que este tipo de estudios ha despertado en la comunidad astrobiológica internacional. Está claro que los datos generados por IPBSL servirán para evaluar con mayor precisión la posibilidad de que la vida se haya o se esté desarrollando en el planeta rojo, en perfecta sintonía con los datos que generará el rover Curiosity que el pasado 26 de noviembre empezó su singladura espacial camino de Marte.

Enlace original: SINC.

Una joven estrella se rebela contra su nebulosa matriz

2011-12-22T10:53:00.000+01:00

Una de las cámaras de gran campo del telescopio espacial Hubble ha captado esta imagen de una nube de hidrógeno gigante iluminada por una brillante estrella joven. La imagen revela cuán violentas pueden llegar a ser las etapas finales del proceso de formación estelar.

Pese a los colores celestiales de esta imagen, nada ocurre tranquilamente en la región de formación estelar Sh 2-106, o S106. En ella se aloja la joven estrella S106 IR, que expulsa a gran velocidad material que altera el gas y el polvo circundantes. Esta estrella tiene una masa 15 veces superior a la del sol y está en las etapas finales de su formación; pronto, cuando entre en la fase de su evolución llamada ‘de secuencia principal’ –el equivalente a la etapa adulta de su vida estelar-, se calmará.

Por ahora, S106 IR permanece inserta en su nube matriz, pero se rebela contra ella. El material que eyecta la joven estrella no solo confiere a la nube su forma de reloj de arena, sino que hace que el gas en su interior sea caliente y turbulento. Las complejas estructuras resultantes se aprecian claramente en la imagen del Hubble.

La estrella S106 IR también calienta el gas a su alrededor, haciendo que alcance temperaturas superiores a los 10.000 grados centígrados. La radiación de la estrella ioniza los lóbulos de hidrógeno, haciéndolos brillar. La luz de este gas brillante aparece en azul en la imagen del Hubble.

Una capa gruesa y más fría de polvo, roja en la imagen, separa las regiones de gas brillante. Este material oscuro oculta casi por completo a la estrella, pero no del todo: el joven objeto se asoma por detrás de la parte más ancha del sendero de polvo S106, que se encuentra a unos pocos años luz de distancia en dirección a la constelación del Cisne, fue catalogada con el número 106 por el astrónomo Steward Sharpless en los años cincuenta. La nube en sí misma es relativamente pequeña comparada con otras regiones de formación estelar: su eje más largo mide unos dos años luz. Eso es aproximadamente la mitad de la distancia entre el Sol y la estrella Próxima Centauri, uno de nuestros vecinos estelares más cercanos.

Esta imagen (izquierda) ha sido obtenida con la cámara de gran campo Wide Field Camera 3 del telescopio espacial Hubble. Es el resultado de combinar dos imágenes tomadas en luz infrarroja y una en luz visible, pero sintonizada a la longitud de onda específica de la luz que emite el gas hidrógeno cuando está excitado –conocida como H-alpha-. Esta elección de longitudes de onda es perfecta para obtener imágenes de regiones de formación estelar. El filtro H-alpha aísla la luz emitida por el hidrógeno en las nubes, mientras que la luz infrarroja brilla a través del polvo que a menudo oscurece estas regiones.

Enlace original: ESA.

Descubiertos los primeros exoplanetas del tamaño de la Tierra

2011-12-21T12:38:00.001+01:00

La misión Kepler de la NASA ha descubierto los primeros planetas del tamaño de la Tierra orbitando en torno a una estrella similar al Sol, fuera de nuestro Sistema Solar. Los planetas, llamados Kepler-20e y Kepler-20f, orbitan muy cerca de su estrella como para estar dentro de la llamada zona habitable, región donde el agua líquida podría existir en la superficie del planeta. Pero son los dos exoplanetas más pequeños jamás confirmados en torno a una estrella como nuestro Sol.

El descubrimiento marca el siguiente hito importante en la búsqueda final de planetas como la Tierra. Se cree que los nuevos planetas son rocosos. Kepler-20e es ligeramente menor que Venus, y cuenta con unas 0,87 veces el radio de la Tierra. Kepler-20F es un poco más grande que la Tierra, 1,03 veces su radio. Ambos planetas residen en un sistema de cinco planetas llamado Kepler-20, situado a unos 1.000 años-luz en la constelación de Lyra.

Kepler-20e orbita a su estrella madre cada 6,1 días y Kepler-20f cada 19,6 días. Estos periodos orbitales tan cortos equivalen a mucho calor, lo que los convierte en mundos inhóspitos. Kepler-20F, se encuentra a 800 grados Fahrenheit (427 grados Celsius), lo que es similar a un día normal en el planeta Mercurio. La temperatura de la superficie de Kepler-20e, se sitúa en más de 1.400 grados Fahrenheit (760 grados Celsius), con lo que se derretiría de vidrio.

"El objetivo principal de la misión Kepler es buscar planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable", dijo Francois Fressin, del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica en Cambridge, Massachusetts, autor principal de un nuevo estudio publicado en la revista Nature. "Este descubrimiento demuestra por primera vez que existen planetas del tamaño de la Tierra alrededor de otras estrellas, y que somos capaces de detectarlos".

El sistema Kepler-20 incluye otros tres planetas que son más grandes que la Tierra pero más pequeños que Neptuno. Kepler-20b, el planeta más cercano, Kepler-20c, el tercer planeta, y Kepler-20d, el quinto planeta, y orbitan a su estrella cada 3.7, 10.9 y 77.6 días, respectivamente. Los cinco planetas tienen órbitas más o menos dentro de la órbita de Mercurio en nuestro Sistema Solar. La estrella pertenece a la misma clase de tipo G como nuestro Sol, aunque es ligeramente más pequeña y fría.

El sistema tiene una disposición inesperada. En nuestro sistema solar, los mundos pequeños y rocosos orbitan cerca del Sol, y los grandes y gaseosos orbitan más lejos. En comparación, los planetas de Kepler-20 están organizados en tamaños alternados: grande, pequeño, grande, pequeño y grande.

"Los datos de Kepler nos están mostrando que algunos sistemas planetarios tienen disposiciones de planetas muy diferentes de lo observado en nuestro Sistema Solar", dijo Jack Lissauer, científico planetario de Kepler, y miembro del equipo científico en el Centro Ames de la NASA en Moffett Field, California. "El análisis de los datos de Kepler sigue revelando nuevos conocimientos sobre la diversidad de los planetas y sistemas planetarios en nuestra galaxia. "

Los científicos no están seguros de cómo evolucionó el sistema, pero no creen que los planetas se formaran en sus actuales emplazamientos. Su teoría es que los planetas se formaron más lejos de su estrella y luego emigraron hacia el interior, probablemente a través de interacciones con el disco de material del cual se originaron. Esto permitió a los exoplanetas mantener su espacio regular a pesar de sus tamaños alternantes.

El telescopio espacial Kepler detecta planetas y candidatos a planetas mediante la medición de las caídas en el brillo de más de 150.000 estrellas, en la búsqueda de exoplanetas que cruzan o transitan por delante del disco de sus estrellas. El equipo científico de Kepler requiere por lo menos tres tránsitos para verificar una señal de un planeta.

Los investigadores de Kepler utilizan después los telescopios terrestres y el Telescopio Espacial Spitzer para revisar las observaciones de los candidatos a planetas que descubren. El campo de estrellas que Kepler observa en las constelaciones de Cygnus y Lyra sólo se pueden ver desde los observatorios terrestres desde la primavera hasta principios de otoño. Los datos de estas otras observaciones ayudan a determinar qué candidatos se puede validar como planetas.

Para validar a Kepler-20e y 2Kepler-20f, los astrónomos utilizaron un programa informático llamado Blender, que ejecuta simulaciones para ayudar a descartar otros fenómenos astrofísicos que puedan pasar por un planeta.

El 5 de diciembre, el equipo anunció el descubrimiento de Kepler-22b en la zona habitable de su estrella madre. Es probable que sea demasiado grande como para tener una superficie rocosa. Mientras que Kepler-20e y Kepler-20f son similares en tamaño a la Tierra, aunque están demasiado cerca de su estrella para tener agua líquida en su superficie.

"En el juego cósmico del escondite, la búsqueda de planetas con el tamaño justo y la temperatura adecuada parece sólo cuestión de tiempo", dijo Natalie Batalha, líder del equipo científico de Kepler y profesora de astronomía y física en la Universidad de San José . "Estamos en el borde de nuestros asientos a sabiendas de que los descubrimientos más esperados de Kepler están aún por llegar."

Más información en la web de la NASA.

La foto imposible del universo

2011-12-21T10:30:00.000+01:00

Entender el cosmos como un todo es similar a mirar al vacío en el borde de un abismo: sabemos que da vértigo, pero la curiosidad y un extraño morbo nos asedian. Nos asomamos. Muchos físicos y astrónomos se han embarcado en esta misión, dibujando y coloreando teorías para todos los gustos.

Por lo que sabemos hasta ahora, el universo podría tomar casi cualquier forma. Si fuera cerrado nos libraría del incómodo enfrentamiento con el espacio infinito. Pero también podría ser plano o curvo, retorcido como una cinta de Moebius o enredado como una maraña de lana. O incluso podría no tener ningún sentido discutir sobre su ‘forma’.

“Cuando hablamos de la forma del universo nos referimos a la geometría dinámica del espacio-tiempo, que va evolucionando”, advierte Mariano Moles, investigador y director del Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón. El cosmólogo nos avisa de que, de acuerdo con el modelo relativista, no podemos separar el espacio y el tiempo, así que nos encontramos ante un incómodo objeto de cuatro dimensiones imposible de visualizar. Así que nos conformamos con observar ‘fotografías’ del universo en cada momento. “Aunque en el instante cosmológico después será distinto. Las propiedades intrínsecas se mantienen, pero la expansión, por ejemplo, sigue su curso”, advierte Moles.

La foto desde fuera

Antes de fijar el objetivo, hay que escoger el punto de vista. Una opción es retratar nuestro entorno desde dentro del propio universo. La otra es hacer la foto desde fuera, abarcando la totalidad del espacio. Una y otra imagen nos mostraría lo que los científicos distinguen como forma local, o curvatura, y forma global, o topología. “La topología es la forma que veríamos desde fuera. Claro que ‘fuera’ del universo no existe”, afirma Eduard Salvador, catedrático de Astrofísica de la Universidad de Barcelona. Puede parecer una tontería, pero este es uno de los grandes problemas. Por desgracia, no existe Google Universe.

“A la hora de entender cuerpos en tres dimensiones, estamos limitados por estar nosotros mismos inmersos en un mundo de tres dimensiones”, apunta Vicente Muñoz, catedrático de Geometría y Topología de la Universidad Complutense de Madrid, en su texto La forma del universo. Para entender esta dificultad pegajosa son útiles los ‘chatoides’, personajes planos inventados por Eduardo Battaner, catedrático de Cosmología de la Universidad de Granada. Estos individuos habitan en la superficie de una esfera y solo pueden discernir los conceptos de longitud y anchura. Para ellos el mundo es un plano que se extiende indefinidamente. A simple vista, no perciben que su universo es curvo, sin embargo, tienen otras maneras de darse cuenta. Si, por ejemplo, emprendieran un viaje con rumbo constante, después de recorrer una circunferencia entera llegarían al mismo punto. Pese a su visión reducida, los chatoides serían capaces de comprender que el espacio en el que habitan tiene que ser ‘algo parecido’ a la superficie de una esfera.

Esto mismo, en una dimensión más, es lo que intentan hacer algunos para estudiar la forma global del cosmos. “Si el universo fuese cerrado, deberían producirse repeticiones de algún tipo cuando miramos a lo lejos en el espacio –explica Eduard Salvador–. Pero hasta el momento no hay ninguna observación que pueda confirmar o desmentir ninguna hipótesis de topología”. No solo hay que mirar muy lejos, también es fundamental saber en qué dirección. Si los chatoides habitan en la superficie de un cilindro infinito, al caminar en la dirección del eje jamás se producirá una repetición. Sin embargo, rodeando la circunferencia sí volverán al mismo punto. “No sabemos cómo avanzar, las repeticiones son muy difíciles de detectar y ni siquiera se sabe si se darán, así que normalmente no se trabaja mucho en esta línea”, admite Salvador.

Después de todo, el universo es plano

El estudio de la curvatura del espacio está dando mejores frutos. Hay una respuesta casi unánime: el universo es plano. “Distintas observaciones independientes (sobre las anisotropías de la radiación de fondo, lentes gravitatorias, distribución de materia a gran escala, efectos que tienen que ver con la temperatura del gas que está dentro de los cúmulos, etc.) privilegian la geometría plana”, apunta Salvador. “Con plano, no nos referimos a que sea como un folio, sino a que se cumplen las propiedades de la geometría euclídea”, explica. “Si lanzamos dos haces de luz de forma paralela, que viajen a través de todo el universo, nunca se acercarán o se alejarán. Si fuera curvo, estos haces de luz terminarían acercándose o alejándose”, describe José Alberto Rubiño, cosmólogo del Instituto Astrofísico de Canarias. “Y, efectivamente, esta característica la podemos asegurar en la región del universo que observamos”, afirma.

La gran apuesta para estudiar el universo es el análisis de la radiación de fondo de microondas (CMB, por sus siglas en inglés), el eco electromagnético del Big Bang. Tras siete años de observaciones, La Sonda Anisotrópica de Microondas Wilkinson (WMAP) de la NASA ha trazado en 2011 el primer plano completo del cielo de microondas en alta resolución. “Hasta ahora, la mejor determinación de la forma del universo la ha aportado el WMAP”, asegura a SINC Charles Bennett, profesor de Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins e investigador principal del equipo científico del WMAP. Si nos fiamos de la NASA, podemos asumir que, con un margen de error de un 0,5%, estamos en una geometría plana. Los científicos siguen trabajando para aumentar la precisión: “la Agencia Espacial Europa (EEA) acaba de lanzar el satélite Planck, que está tomando datos y publicará sus resultados a principios de 2013. Es de tres a diez veces más sensible que el WMAP, así que podrá confirmar con muchísima exactitud el modelo que entendemos hoy día de un universo plano a gran escala”, añade Rubiño, que forma parte de este proyecto.

¿Podemos deducir algo de estas observaciones? Charles Bennett contesta: “si la curvatura es nula, entonces el universo global no puede tener una geometría esférica”. Entonces, ¿podemos descartar que el universo sea una esfera? “No”. El especialista de la Nasa se resiste a descartar completamente ninguna de las formas posibles ya que las observaciones siempre tendrán alguna incertidumbre. “En este momento nuestras medidas son indistinguibles de la curvatura nula, pero no podemos desechar la geometría esférica. Eso sí, si el universo tuviera este tipo de forma, el radio de curvatura sería enorme”, explica Bennet.

Algunas verdades universales

Tenemos sobre la mesa todas las opciones: abierto o cerrado, finito o infinito. “No sabemos si el cosmos es finito o infinito. Sí podemos asegurar que la región que podemos ver es finita”. Bennett se refiere al ‘horizonte cosmológico’, una especie de límite infranqueable a partir del cual no se puede saber absolutamente nada. La barrera deriva de la finitud de la edad del cosmos y de la limitación de la velocidad de la luz. Hoy podríamos conocer, como mucho, lo que ha recorrido la luz desde el momento del Big Bang, es decir, los objetos que estén a distancias inferiores a 13.700 millones de años luz. “La luz de todo lo que esté más lejos aun no nos ha llegado”, afirma Rubiño.

Pero que no se pueda observar no significa que no exista. “Hay pruebas que muestran que el universo es mucho más grande. Si el tamaño fuera menor que 70.000 millones de años, entonces veríamos múltiples copias en los mapas de microondas. Hemos buscado este patrón y no lo hemos visto. Esto nos permite situar una cota del mínimo tamaño que tiene el universo”, afirma a SINC David Spergel, profesor de astrofísica en la Universidad de Princeton (EE UU). “También podemos asegurar que no tiene bordes”, añade Rubiño.

Recapitulando: es finito en el tiempo, es muy grande, no tiene bordes, pero ¿es infinito? El concepto se escapa de nuestras manos y da lugar a paradojas. Spergel plantea una de las más inquietantes: “Un universo infinito que es finito en el tiempo es una cosa bastante extraña. Sabemos que hay un número finito de átomos en cada ‘parche’ observable del espacio (de radio de 13.700 millones de años luz), y las maneras de recolocarlos también son finitas. Nuestra existencia viene determinada por una recombinación de átomos concreta. Es muy poco probable, pero es una de las opciones de la lista finita. En un universo infinito tendría que haber otros lugares en los que se volviera a dar esta combinación. De hecho, infinitos lugares. Por tanto, en un universo de esta naturaleza existirían infinitas copias de nosotros mismos. Esto es raro”.

Si para el lector lego esto es un galimatías, no debe preocuparse: los cosmólogos tampoco se sienten cómodos con estos trabalenguas. “Yo, personalmente, prefiero un universo finito, aunque muy grande”, admite Spergel. Moles coincide: “Es finito, pero ilimitado, sin bordes”. Aunque no todos renuncian al universo inabarcable: Alberto Rubiño, como joven científico, se atreve con ideas arriesgadas: “Lo más probable es que, espacialmente, sea un universo infinito. Además, la opción finita también da problemas”.

Atrapados por nuestra visión finita

Si el universo es más grande que el horizonte cosmológico, estamos condenados a no saber nunca si se curva o no. El espacio podría ser finito, pero tan grande que cualquier señal de ello esté fuera de nuestro alcance. Puede que, después de todo, nunca lleguemos a conocer su forma. A no ser que la astronomía pueda, de alguna manera, superar este confín.

Pese a lo atractivo de estas ideas más propias de la ciencia-ficción, Battaner no da pie a las falsas esperanzas: “No puede observarse más allá del horizonte cosmológico. Eso violaría el principio de la velocidad finita de la luz. Lo que está más allá del horizonte puede vislumbrarse por la teoría, pero no por la observación”.

La verdad es que, hasta ahora, ‘mirar’ a través de la teoría nos ha permitido saber muchas cosas. “Tenemos un modelo cosmológico relativamente simple, que puede explicar todas las medidas, incluyendo las geométricas, con solo seis parámetros”, afirma Benett. Es la Teoría de la Inflación, la revisión del Big Bang que sitúa un periódico de inflación dramático y exponencial en el comienzo del universo y por la que apuesta gran parte de la comunidad científica. “Fuera como fuese la curvatura inicial, el cosmos se ‘aplastó’ por la enorme expansión, hasta llegar a un estado prácticamente plano. A partir de entonces, el universo ha seguido expandiéndose y enfriándose. Conocemos el contenido del universo: un 73% de energía oscura, 23% de materia oscura y 4% de átomos. Sabemos que tiene 13.700 millones de años. Entendemos muchas cosas, pero hay todavía tantísimas otras que no comprendemos”, admite el experto de la NASA.

Y para los escépticos, los que tienen que ver para creer, los que necesitan asomarse al borde del precipicio, los métodos observacionales todavía tienen mucho que ofrecernos. “El camino más prometedor es el que proporcionó WMAP, aunque su sucesor, el satélite Planck de la ESA está ya orbitando y midiendo, y muy pronto ofrecerá datos de precisión mucho mayor, lo que nos permitirá, entre otras cosas, conocer la geometría del universo”, anticipa Battaner. Bueno, digamos ‘conocer mejor’. En particular, corroborar las correcciones de la inflación: “analizando las anisotropías de la radiación observada por Planck, podremos afirmar, o no, que vivimos en un universo plano, dominado por la energía oscura, que terminará en un ‘gran desgarrón’, con una expansión indefinidamente cada vez más rápida”. Entonces, seremos capaces de ver con un poco más de precisión que se esconde en el fondo del abismo.

Triángulos en el cielo

A partir de observaciones del Fondo Cósmico de Microondas, la misión WMAP ha determinado, con un margen de error del 0,5%, que el universo es plano. “Si dibujas un triángulo enorme en la superficie de la Tierra, la suma de los ángulos será mayor a 180 grados, porque es curva. La misión espacial WMAP ha hecho el mismo razonamiento en tres dimensiones: sobre un triángulo tridimensional que se extiende sobre vastas regiones del espacio ha mostrado que la naturaleza del espacio es euclídea, es decir, que su curvatura es cero”, afirma Charles Bennett.

La curvatura, que describe la geometría local, está íntimamente relacionada con la densidad y con el destino del universo. La distribución de la materia y la energía determina la relación entre las fuerzas que mueven el cosmos a gran escala: la expansión y la gravedad. Según venza una o la otra, el mundo sufrirá una contracción que le llevará al colapso, una expansión acelerada que lo desgarrará, o quedará en equilibrio hasta la muerte térmica.

Enlace original: SINC.

Las galaxias enanas ultracompactas son en realidad grupos brillantes de estrellas

2011-12-21T08:54:00.000+01:00

Astronomy & Astrophysics publica los resultados de una investigación sobre el número de galaxias enanas ultracompactas (UCD) que se encuentran el los cúmulos de galaxias cercanos. Los UCD fueron reconocidos como una clase de población estelar diferentes a las agrupaciones estelares hace una década. Pero siguen siendo unos objetos misteriosos que se caracterizan por su morfología compacta (30-300 años luz de tamaño) y su alta masa (más de un millón de masas solares). Sin embargo, sus propiedades generales, como son su tamaño, su forma o su luminosidad, se asemejan tanto a las de las galaxias enanas, como a las de los cúmulos estelares. Hasta la fecha han sido localizados varios cientos de UCDs. Hasta ahora, se han propuesto dos vías de formación para los UCDs: podrían ser cúmulos de estrellas muy masivos, o galaxias enanas transformadas por las fuerzas de marea.

S. Mieske, M. Hilker e I. Misgeld, del ESO, presentan un estudio estadístico de la población de UCDs en el que definen nuevas herramientas estadísticas que relacionan el número de UCDs con la luminosidad total del ambiente que los aloja. Esto les permite utilizar los argumentos estadísticos para probar la hipótesis de que los UCDs son cúmulos de estrellas brillantes. Ellos predicen que si los UCDs son cúmulos de estrellas brillantes, debemos esperar encontrar sólo uno o dos UCDs alrededor de la Vía Láctea, lo que se corresponde con lo observado. Omega Centauri sería el único satélite de la Vía Láctea que se puede considerar un UCD.

Omega Centauri

Con sus nuevas herramientas en la mano, los autores han investigado los resultados espectroscópicos de los UCDs en el ambiente de los cúmulos de galaxias masivas, como Fornax, Hydra y Centaurus, así como en los grupos de galaxias como nuestro propio Grupo Local. La mayoría de los datos analizados fueron obtenidos en el VLT del ESO, en Chile. Para el racimo de Fornax, también se utilizó una gran base de datos de objetos estelares compactos, que contenía alrededor de 180 UCDs.

Este estudio estadístico muestra cláramente que la distribución de luminosidad de los UCDs se relaciona muy bien con la de los grupos globulares de estrellas más brillantes. Luego, es compatible con la hipótesis de que la gran mayoría de los UCDs no registrados son en realidad cúmulos de estrellas muy masivos. Desde el punto de vista estadístico, no hay necesidad de recurrir a otro escenario para explicar el origen de los UCDs.

Más información en el enlace.

“Los mapas del cielo del proyecto KIDs estarán llenos de joyas astronómicas”

2011-12-21T08:25:00.000+01:00

Konrad Kuijken

Konrad Kuijken, catedrático de Astronomía en la Universidad de Leiden (Holanda), lidera el proyecto que pretende conseguir la cartografía del cielo más exhaustiva hasta el momento, el programa Kilo-Degree Survey (KIDs) del Observatorio Europeo Austral (ESO). Con los datos de KIDs, él y su equipo analizarán, mediante la técnica de lentes gravitatorias, la distribución de materia oscura, y posibles pistas para empezar a construir las nuevas teorías de la energía oscura. Esta investigación fue el tema central de su conferencia el pasado miércoles 14 de diciembre, dentro del Ciclo de Conferencias SOBRE Astrofísica y Cosmología en la Fundación BBVA, en Madrid.

¿En qué consiste el proyecto KIDs?

Es un mapa de una gran parte del cielo en nueve colores (muchos más que una foto normal), con alta resolución. Con él podremos poder medir con gran fidelidad la forma de muchas galaxias y también detectar el fenómeno de las lentes gravitatorias.

¿Este es el objetivo científico principal?

Para mí sí. Pero es un informe público y lo utilizarán muchos astrónomos en otras investigaciones. Por ejemplo, se puede buscar cúmulos de galaxias, medir la distribución de las estrellas de nuestra propia galaxia, detectar asteroides, etc. Una imagen como esta, de una parte tan grande del cielo, está llena de joyas astronómicas. Pero mi interés personal son las lentes gravitatorias.

¿El estudio de lentes gravitatorias que va a realizar con las imágenes obtenidas, qué avance supone frente a los que ya se han hecho?

El tamaño del mapa. Para medir los efectos que buscamos y poder estudiar la distribución de materia oscura, hace falta tener gran cantidad de datos que permitan hacer buenas estadísticas sobre muchas galaxias. Y el uso de los nueve colores nos deja medir las distancias a las galaxias con mucha más seguridad que antes y hacer el mapa en tres dimensiones. Podemos ver ‘crecer’ las estructuras del cosmos.

¿Cómo funciona la técnica de las lentes gravitatorias para detectar la materia oscura?

Los campos gravitacionales influyen en la dirección de los rayos de luz y provocan el efecto de lente, por lo que las lentes gravitatorias permiten medir la fuerza de la gravedad sea cual sea su origen. Una vez observado el fenómeno, se decide si es consistente con la distribución de galaxias que vemos, o si hay que buscar otra fuente de gravitación, otra materia. Y, cuando hacemos este tipo de experimentos la conclusión es siempre la misma: hace falta entre seis y diez veces más de materia de la que vemos en las galaxias. Esto nos da una evidencia indirecta de la existencia de ‘materia oscura’, es decir, de una masa que no vemos pero que está ahí porque genera campos gravitatorios que influyen en la luz.

¿Además de esto, qué sabemos de la materia oscura?

Lo primero, sabemos que existe, no es un error en el efecto de lentes gravitacionales, ya que otros tipos de análisis también lo demuestran. La naturaleza de la materia oscura es un misterio. Probablemente está formada por un tipo de partículas que no tienen interacción con la materia ‘normal’, es decir, que no forman parte del modelo estándar de la física de partículas, pero que sí tienen gravedad. Al no interaccionar con nada, es muy difícil dar con ellas, porque tampoco interaccionarían con ningún detector.

¿Por qué es tan importante la detección de la materia oscura?

Porque es una cuarta parte del contenido del universo. La parte que conocemos, con todos los avances maravillosos de la física de partículas, es un triunfo. Pero se trata de menos del 5% del contenido del universo. Creo que sería interesante conocer qué sucede en el resto 95%.

Además, ¿la materia oscura está relacionada con el destino final del universo?

Sí, el efecto de tener más o menos materia en el universo afecta a su dinámica y a su evolución. En este momento el universo se expande. La fuerza de gravedad se antepone a la expansión, es una fuerza de atracción. Si hubiera suficiente materia y la fuerza de gravedad venciese a la expansiva, sería posible frenar del todo la expansión y, después llegar a un episodio de contracción, con una colisión final de la materia del universo (Big Crunch). La cantidad de materia oscura determina la cantidad final de masa, y por tanto la gravedad.

¿La materia oscura provocará el colapso del universo?

No, no es tan sencillo, porque en el universo hay algo aun más misterioso, que es la energía oscura. La energía oscura provoca una aceleración de la expansión. Hemos medido que ese efecto es más fuerte que el de la deceleración provocada por la gravedad de la materia oscura. Así que los ingredientes que tenemos dan lugar a una expansión eterna y acelerada. No parece que vaya a haber Big Crunch.

¿La única evidencia de la energía oscura que tenemos es que como hay una expansión acelerada, tiene que existir?

Sí. Que yo sepa es la única evidencia. Si no hubiéramos observado que la expansión se acelera, no hubiera habido necesidad de introducir el concepto de ‘energía oscura’. Y no lo habríamos hecho. De hecho, Einstein dijo que la constante cosmológica, que es más o menos lo mismo que la energía oscura, había sido uno de sus más grandes errores.

¿Sabemos algo más de la energía oscura?

Midiendo la expansión, hemos podido deducir la proporción de energía oscura del universo y sabemos que representa alrededor del 70% del contenido total. Esa distribución de los distintos contenidos del universo está bastante bien medido, y la cosmología está bastante segura de ello. Pero es de lo poco que sabemos de esta componente. Es un verdadero misterio.

¿Hay alguna vía para estudiar la energía oscura?

Sí, intentamos medir con más precisión la historia de la expansión y así saber cuándo empezó la aceleración que observamos hoy en día. Esto nos podría dar alguna pista del tipo de física que habrá que inventar para entender la energía oscura.

¿Cómo se hace esto?

También se puede hacer con lentes gravitacionales. La energía oscura afecta a la manera en la que se expande el universo, y esto, a su vez, afecta a su evolución y ‘crecimiento’. Es decir, la forma de energía oscura que hay o ha habido determina el crecimiento y formación de las galaxias. Y eso si podemos medirlo, mirando atrás, más lejos. Podemos buscar pistas sobre la energía oscura entendiendo cómo crece la estructura a grandes escalas.

Las huellas de la gravedad.

Kuijken busca caracterizar las propiedades de la materia y de la energía oscura y estudiar cómo contribuyeron a la distribución a gran escala que hoy observamos. Para desentrañar estos misterios utiliza las ‘lentes gravitatorias’, un efecto predicho por Einstein que se detecta al observar con atención galaxias muy distantes.

Al mirar a lo lejos, cuando hay un objeto masivo entre la fuente brillante y el receptor, la gravedad perturba la trayectoria del rayo de luz y se recibe un halo deformado que forma finas lentes. Estas alteraciones son ‘huellas gravitatorias’ que sirven para deducir la distribución de masa del cuerpo que hace de lente.

Para contemplar cuerpos tan remotos, hacen falta grandes telescopios y, para no perderse el fenómeno conviene fotografiar el cielo y analizar las imágenes detenidamente. Esto es, básicamente, lo que pretende hacer el proyecto KIDs del Observatorio Europeo Austral (ESO, por sus siglas en inglés) situado en Chile.

Utilizando dos de los telescopios de esta instalación, sobre los que montarán una gigantesca cámara digital de más de 300 píxeles, cartografiarán una sección del cielo de un tamaño similar a Suráfrica con mediciones de gran profundidad y calidad de imagen.

Enlace original: SINC.

Postales Navideñas astronómicas

2011-12-20T12:49:00.000+01:00

Este año he decidido felicitar a mis amigos con postales Navideñas hechas por mí misma. Pero he pensado que a alguno de vosotros os podrían interesar, así que aquí os las ofrezco.

Últimas supernovas descubiertas.

2011-12-20T10:51:00.002+01:00

El 18 de diciembre de 2012, Berto Monard descubrió una supernova en la galaxia NGC 4945. Las coordenadas del hallazgo son: R.A. = 13h05m11s; DEC = -49º31'27''. Localizada a 152'' al oeste y 195'' al sur del centro de la galaxia, cuenta con una magnitud de 13,9. La imagen de la izquierda es la del descubrimiento de la supernova, y la de la derecha la de su confirmación. Su denominación es PSN J13051112-4931270.

Desde La Silla-QUEST, ha sido localizada esta supernova en una galaxia anónima el 6 de diciembre. De tipo Ia y con una magnitud de 17,3, sus coordenadas son R.A. = 04h20m44s.27, Decl. = -08°35'55".4. Su denominación es LSQ11bk. Debajo una fotografía tomada por Stan Howerton.

El 17 de diciembre fue localizada en la galaxia UGC 10.331 una supernova por Cortini Giancarlo. Con coordenadas R.A. = 16h17m18s.87, Decl. = +59°19'29".7, cuenta con una magnitud de 17,7. Arriba la imagen del descubrimiento tomada por Giancarlo, y abajo otra fotografía de la supernova capturada por Joseph Brimacombe. Su denominación es PSN J16171887+5919298.

Denominada PSN J01263180+3137026, fue descubierta el 1 de diciembre por el Catalina Real-Time Transient Survey y Stan Howerton. Localizada en la galaxia MCG +5-4-59, sus coordenadas son R.A. = 01h26m31s.79, Decl. = +31°37'02".5. Está situada a 23´´ al oeste y 4'' al norte del centro de la galaxia, y cuenta con una magnitud de 19,8.Abajo, la imagen del descubrimiento tomada por el CRTS.

Denominada 2011iy, esta supernova ha sido descubierta en la galaxia NGC 4984 por Koichi Itagaki. Sus coordenadas son R.A. = 13h08m58s.38, Decl. = -15°31'04".0, y está localizada a 16,6'' al este y 6,1'' al sur del centro de la galaxia. Su magnitud es de 12,2. La primera imagen inferior pertenece al descubrimiento de la supernova. La segunda fotografía ha sido tomada por T. Yusa, y la tercera pertenece a T. Noguchi.

Fuente: Latest Supernovae.

Galería fotográfica del eclipse de Luna del pasado 10 de diciembre.

2011-12-20T10:06:00.002+01:00

Estas son algunas de lasimágenes más espectaculares que se han publicado del eclipse de Luna del pasado 10 de diciembre.

Esta composición digital muestra la Luna captada muchas veces durante el eclipse, desde antes de que la Luna entrara en la sombra de la Tierra hasta que salió . La secuencia de imágenes se registró sobre la pagoda por la paz Shanti Stupa que hay cerca del centro de Nueva Delhi ( India ), donde el eclipse lunar fue casi, pero no completamente, total. Image Créditos & Copyright: Chyer Devgun(SPACE)

En la fase total del eclipse, la Luna estuvo totalmente dentro de la umbra durante 51 minutos. Esta imagen compuesta del eclipse, registrada desde Beijing (China), incluye fotografías sucesivas de la totalidad (centro) y de las fases parciales, y expone una gran parte del límite curvado de la umbra.Image Créditos & Copyright: Wang, Letian.

El eclipse total de Luna ya estaba en marcha . La imagen combina unas 500 fotografías sucesivas captadas durante 1,5 horas desde el crepúsculo mientras la Luna eclipsada ascendía gradualmente por encima del escarpado paisaje. Image Créditos & Copyright: Oshin Zakarian(TWAN).


Desde Bunbury, Australia, Kathleen Lane ha obtenido esta secuencia de imágenes.

Desde Phoenix, Arizona, Meke Norton toma esta fotografía de campo del eclipse.

Composición obtenida por Akira Fujii.

Fotografía obtenida por Michel Khan.

Sobre Colorado Patrick Cullis ha obtenido esta hermosa imagen.

Suraky realiza esta fotografía en Canadá.

Luna eclipsada sonre San Francisco, de Alok Shingal.

Desvelado el origen de las rocas de Stonehenge

2011-12-20T08:46:00.000+01:00

Stonehenge es un monumento megalítico, tipo crómlech, de la Edad del Bronce situado cerca de Amesbury, en el condado de Wiltshire, Inglaterra, a unos trece kilómetros al norte de Salisbury. Está conformado por grandes bloques de piedra distribuidos en cuatro circunferencias concéntricas. La finalidad que tuvo la construcción de este gran monumento se ignora, pero se supone que se utilizaba como templo religioso, monumento funerario u observatorio astronómico que servía para predecir estaciones.
En el solsticio de verano, el Sol salía justo atravesando el eje de la construcción, lo que hace suponer que los constructores tenían conocimientos de astronomía. El mismo día, el Sol se ocultaba atravesando el eje del Woodhenge, donde se han encontrado multitud de huesos de animales y objetos que evidencian que se celebraban grandes fiestas, probablemente al anochecer.
Ahora, un equipo de investigadores asegura saber con certeza el origen exacto de algunas de las piedras de Stonehenge.

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¿Se está comiendo Júpiter su propio núcleo?

2011-12-20T00:04:00.004+01:00

Júpiter puede ser víctima de su propio éxito. Nuevo cálculos indican que el planeta más grande de nuestro Sistema Solar, que pesa dos veces más que el resto de planetas juntos, ha destruido parte de su núcleo central. Irónicamente, los culpables son el hidrógeno y el helio que convirtieron a Júpiter en un gigante gaseoso, cuando la gravedad del núcleo atrajo a estos elementos para formar el planeta. El estudio sugiere que no en todos los planetas extrasolares masivos existe un núcleo.

Los astrónomos llaman a Júpiter gigante gaseoso, ya que está compuesto principalmente por hidrógeno y helio, que son gases en la Tierra. En Júpiter, sin embargo, la enorme presión que ejerce la gravedad del planeta licua la mayor parte del hidrógeno en un líquido metálico que conduce la electricidad. El hidrógeno y el helio rodean un núcleo central de hierro, roca y hielo. El núcleo, que pesa aproximadamente 10 veces más que la Tierra, es un componente pequeño en un planeta que pesa 318 Tierras.

Ahora los científicos planetarios Hugh Wilson y Burkhard Militzer, de la Universidad Berkeley, han realizado cálculos para ver qué sucede cuando el óxido de magnesio (MgO), un ingrediente clave en el núcleo rocoso de Júpiter, se sumerge en un líquido de hidrógeno y helio situado en el corazón del planeta. La temperatura allí es de aproximadamente 16.000 grados Kelvin, más caliente que la superficie de nuestro Sol, y la presión ronda las 40 millones de atmósferas. Estas condiciones son tan extremas que ningún experimento puede reproducirlas.

De acuerdo con los cálculos del equipo, el MgO tiene una solubilidad muy alta. Esto significa que la roca sólida del núcleo de Júpiter se disuelve en líquidos, tal y como informaron los investigadores en un artículo enviado a Physical Review Letters, si bien la tasa exacta de la erosión es desconocida. Wilson y Militzer habían calculado anteriormente que el hielo en el núcleo también se disuelve. Por lo tanto, el núcleo actual de Júpiter no puede ser tan grande como lo fue cuando se formó el planeta.

El científico planetario David Stevenson, del Instituto de Tecnología de California, dice que el nuevo trabajo es importante porque los científicos quieren entender cómo ha cambiado Júpiter con el tiempo. "Si podemos hacerlo, entonces podemos hacer una declaración muy útil acerca de lo que era Júpiter", dice Stevenson. "¿Tenía un núcleo importante en ese momento? Si es así, ¿Qué masa tuvo? ¿ 10 masas terrestres, 15, 5?" En 2016, la nave espacial Juno comenzará a orbitar Júpiter y proporcionará datos sobre el actual interior del planeta midiendo su campo gravitatorio.

Jonathan Fortney, científico planetario de la Universidad de California, también comenta la importancia del nuevo trabajo. Pero la gran pregunta sigue siendo: ¿Es la convección en el interior lo suficientemente vigorosa como para disolver el material del núcleo de Júpiter y arrojarlo a la envoltura de hidrógeno y helio? Si es así, entonces el núcleo de Júpiter es más pequeño de lo que era al nacer. Si no, entonces la roca disuelta y el hielo sólo permanecerán en el centro de Júpiter, pero el límite entre el núcleo y el manto puede ser menos claro de lo que se había pensado.

Sin embargo, dice Fortney, "creo que hemos avanzado mucho más en el último año que en los últimos 20 años", gracias a Wilson y los cálculos de Militzer. Estos cálculos tienen implicaciones mucho más allá de Júpiter. Muchos de los planetas que orbitan otras estrellas son más masivos que Júpiter, por lo que sus núcleos son aún más calientes. "Para estos planetas, la erosión del núcleo sería más rápida", dice Militzer, lo que significa que los gigantes gaseosos varias veces más pesados que Júpiter pueden estar completamente sin núcleo, cambiando el punto de vista científicos sostenido durante mucho tiempo sobre estos mundos distantes.

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La sonda Phobos-Grunt caerá a la Tierra en enero

2011-12-19T16:00:00.000+01:00

Roscosmos, la Agencia Espacial Rusa, ha anunciado que la sonda Phobos-Grunt caerá a nuestro planeta en enero tras fracasar en su misión. Tras su lanzamiento el pasado 9 de noviembre, la sonda quedó varada en el espacio sin lograr su objetivo.

Se espera su caída entre el 6 y el 19 de enero, pero la fecha exacta sólo se conocerá dos días antes del impacto, así como el área aproximada donde se precipitará.

Los científicos estiman que aproximadamente 200 kilos pertenecientes a la sonda tengan su destino final en el océano, dado que las aguas cubren más del 70% de la superficie terrestre.

Se estima que aproximadamente 20 o 30 fragmentos de la Phobos-Grunt puedan caer sobre nuestro planeta.

Más información: BBC Mundo.

Seguimiento internacional del cometa P/2010 R2 (La Sagra) descubierto por el Observatorio Astronómico de Mallorca

2011-12-19T12:57:00.000+01:00

El cometa español P/2010 R2 (La Sagra), descubierto por un telescopio robot del Observatorio Astronómico de Mallorca (OAM), ha sido objeto de un intenso programa de investigación llevado a cabo por 39 científicos especialistas en ciencias planetarias de 18 centros de investigación y universidades de diferentes países, como la Universidad de Hawaii, la Johns Hopkins University, universidad de Princeton , el Niels Bohr institute de Dinamarca, universidad de Helsinki, el Space Telescope Science Institute o el Max Planck Institute de Alemania, entre otros.

El cometa P/2010 R2 (La Sagra), pertenece a una rara clase de cometas, los MBC (Main Belt Comets), que contienen materiales primigenios de la formación del sistema solar y de los cuales sólo se conocen 5 cometas más.

Las observaciones para el estudio han sido realizadas por los grandes telescopios Pan-STARRS y Faulkes North de Haleakala, Gemini y Keck en Mauna Kea (Hawaii), el telescopio danés en La Silla (Chile) y el telescopio Isaac Newton en La Palma.

El estudio, Observational and Dynamical Characterization of Main-Belt Comet P/2010 R2 (La Sagra), que será publicado en The Astronomical Journal, evidencia la potencial existencia de agua primigenia igual a la existente en la Tierra y una estabilidad en la actividad del cometa de más de 100 millones de años.

La importancia del cometa P/2010 R2 (La Sagra), radica en que es clave por la composición química e isotópica de su hielo atrapado y gases nobles para poder ser comparados con el agua de mar terrestre. La información obtenida podría desvelar el origen de la vida en la Tierra, por lo cual los raros cometas MBC como el P/2010 R2 (La Sagra), son objeto de una intensa corriente de investigación que puede implicar alguna misión espacial para estudiar in situ este tipo de cometas.

El trabajo de investigación internacional sobre el cometa español P/2010 R2 (La Sagra), descubierto por el Observatorio Astronómico de Mallorca (OAM), ha sido financiado principalmente por el Space Telescope Science Institute, el Astrobiology Institute y la Planetary Science Division de la NASA, además del resto de universidades y centros de investigación implicados.

El Observatorio Astronómico de Mallorca (OAM) es líder europeo en descubrimientos de asteroides y cometas y vigilancia del medio ambiente espacial en el marco de la Agencia Europea del Espacio (ESA). Los telescopios robots del OAM han descubierto más de 6.000 nuevos asteroides, algunos de ellos potencialmente peligrosos para la Tierra, 4 cometas y realizado más de 1 millón de astrometrías de precisión para las orbitas de asteroides conocidos.

Enlace original: SINC.

El cometa Lovejoy sobrevive tras pasar cerca del Sol

2011-12-19T12:50:00.000+01:00

Una flota de naves espaciales ha sido testigo de algo que muchos astrónomos pensaban imposible. El cometa Lovejoy ha pasado esta semana a través de la atmósfera caliente del Sol y, contra todo pronóstico, ha salido intacto.

"Es absolutamente asombroso", dice Karl Battams del Laboratorio de Investigación Naval en Washington DC (EE UU). "No pensé que el núcleo helado del cometa fuera lo suficientemente grande como para sobrevivir tras pasar durante cerca de una hora por la corona solar, a varios millones de grados; pero Lovejoy todavía sigue con nosotros".

Las imágenes más espectaculares del acercamiento provienen de momento del observatorio espacial SDO (Solar Dynamics Observatory) de la NASA, que consiguió grabar el pasado 16 de diciembre la secuencia de la aproximación del cometa al Sol y su posterior alejamiento de la estrella.

El encuentro del cometa también fue captado por al menos otras cuatro naves espaciales: las dos sondas gemelas de STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) de la NASA, el microsatélite europeo Proba2 y SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) de la NASA y la Agencia Espacial Europea.

El cometa Lovejoy fue descubierto el pasado 2 de diciembre desde tierra por el astrónomo australiano Terry Lovejoy, de ahí su nombre. Desde entonces el objeto ha seguido una trayectoria de casi-colisión hacia el Sol.

Los científicos esperaban que se encontrara con su destino el 15 de diciembre. Su órbita lo acercó a sólo 120.000 kilómetros por encima de la superficie solar. A esa distancia, se considero erróneamente que el helado cometa no iba a sobrevivir al calor de la estrella.

El hecho de que los cometas sean masas de hielo y roca muy poco cohesionadas hizo pensar en que Lovejoy se podría desintegrarse en cualquier momento. El máximo acercamiento se produjo en la cara oculta del Sol, pero para sorpresa de todos volvió a reaparecer pasado un tiempo.

En cualquier caso, "todavía hay una posibilidad de que cometa Lovejoy comience a fragmentarse, porque ha sido un evento tremendamente traumático y estructuralmente podría estar muy débil”, dice Battams. “Aunque, por otro lado, también podría mantenerse unido y desaparecer en las profundidades del Sistema Solar".

El cometa Lovejoy pertenece al grupo Kreutz, integrado según se cree por cometas que en realidad son fragmentos de otro más grande fracturado hace siglos. Algunos de los cometas más brillantes de la historia formaban parte de este grupo, como el Ikeya–Seki, que en 1965 llegó a ser visible incluso durante el día.

Enlace original: SINC.

Descubierta la primera estrella de baja masa en un cúmulo globular

2011-12-19T12:43:00.000+01:00

Incluso los más poderosos telescopios que cuentan con una alta tecnología, apenas son capaces de captar estrellas débiles de baja masa. Pero ahora, un astrofísico de la Universidad de Zurich, junto con investigadores polacos y chilenos, ha detectado una estrella de baja masa en el cúmulo globular M22, por primera vez, a través de una micro-lente. El resultado indica que la masa total de los cúmulos globulares se podría explicar en parte de esta forma sin la presencia de la enigmática materia oscura.

Hasta ahora, sólo se había asumido que las estrellas de maja masa, y por lo tanto estrellas débiles, debían existir en los cúmulos globulares. Sin embargo, dada la enorme distancia que nos separan de ellos, incluso los más potentes telescopios tienen dificultades para localizarlas.

Philippe Jetzer ha conseguido detectar una de estas estrellas indirectamente tal y como ha anunciado en su reciente artículo publicado en Astrophysical Journal Letters, en el que expone la localización de una estrella enana que tiene una quinta parte de la masa de nuestro Sol.

El método utilizado para calcular con precisión la masa del astro se basa en la técnica de las microlentes gravitatorias. Las mediciones se llevaron a cabo con el VLT ubicado en el Observatorio Paranal, Chile.

Una micro-lente gravitatoria se basa en el hecho de que la luz se propaga a lo largo de una trayectoria curva cerca de grandes masas en lugar de en línea recta. El brillo de la estrella aumenta brevemente a través de la gravedad de un objeto que pasa frente a ella, actuando como lente.

En agosto del 2000, astrónomos polacos descubrieron que el brillo de una estrella situada a unos dos minutos de arco del centro del cúmulo globular M22 aumentó durante 20 días. Se sospechó que el fenómeno se debió a una microlente gravitatoria. El brillo de esta estrella aumentó brevemente a través de la gravedad de un objeto que cruzó frente a ella, que actuó como una lente. De esta forma, la estrella es más brilante en el periodo de tiempo durante el cual el astro cruza por delante de ella. Con el fin de confirmar esta suposición, los astrónomos se dirigieron al especialista en microlentes gravitatorias, Jetzer Philippe de la Universidad de Zurich. Las medidas llevadas a cabo el 17 de julio de 2011 desde el Observatorio Paranal confirmaron la hipótesis. El análisis detallado reveló que la fuente estaba fuera de M22, y que una estrella de baja masa actuó como una lente dentro del mismo cúmulo globular.

La primera evidencia de la existencia de una estrella de baja masa es muy importante para la astrofísica, ya que arroja una nueva luz sobre la estructura de los cúmulos globulares. Hasta ahora, la masa total de los cúmulos globulares no podría explicarse más que con la materia oscura. Ahora esta masa se puede explicar en parte por la presencia de estrellas de baja masa.

Más información en el enlace.

Cassini sobrevuela a Titán

2011-12-19T12:04:00.000+01:00

Tras sobrevolar Dione, Cassini se ha aproximado de nuevo a Titán. A continuación os ofrezco una selección de las imágenes que ha obtenido la sonda. Estas fotografías están aún sin procesar, pero en ellas se puede ver cláramente los detalles de la luna, y el potencial científico que aportan. El próximo sobrevuelo que realizara la Cassini será de nuevo sobre la luna Titán el 2 de enero. Astrofísica y Física estará atento a los resultados.

Fotografía realizada con los filtros CL1 y CB3, y obtenida a 932.201 kilómetros de Titán.

A 97.288 kilómetros, Cassini tomó esta imagen de titán con el Sol tras él, proporcionando un bonito creciente lunar. Los filtros utilizados fueron el GRN y CL1.

Detalle de la atmósfera de Titán obtenido a 254.293 kilómetros de la luna.

Xanadu es un área altamente reflexiva situada en el hemisferio superior del satélite de Saturno Titán. Esta fotografía fue tomada a 709.303 kilómetros de la luna.

Nuevas estrellas florecen en una galaxia

2011-12-18T21:11:00.000+01:00

El VLT Survey Telescope (VST) capturó la belleza de la cercana galaxia espiral NGC 253. Esta imagen de campo amplio es posiblemente el retrato más detallado obtenido hasta ahora del objeto y sus alrededores. Esto demuestra que el VST, el nuevo telescopio en el Observatorio Paranal de ESO en Chile, no sólo ofrece amplias vistas del cielo sino también imágenes con una nitidez impresionante.

NGC 253 brilla a unos once millones y medio de años-luz de distancia en la constelación austral de Sculptor. NGC 253 es fácilmente observable a través de binoculares ya que es una de las galaxias más brillantes en el cielo después de Andrómeda, la gran galaxia vecina de la Vía Láctea.

Los astrónomos detectaron la amplia y activa formación de estrellas en NGC 253 y la clasificaron como una galaxia con "estallido estelar" [1]. Las numerosas manchas brillantes que salpican la galaxia corresponden a guarderías estelares donde estrellas jóvenes y calientes están comenzando a brillar. La radiación emitida por estas gigantes azul-blancas recién nacidas hace que las nubes circundantes de hidrógeno brillen intensamente (color verde en la imagen).

Esta cercana galaxia espiral fue descubierta por la astrónoma británico-alemana Caroline Herschel, hermana del famoso astrónomo William Herschel, mientras buscaba cometas en 1783. Los hermanos Herschel habrían quedado fascinados con la nitidez de la imagen y la gran cantidad de detalles de NGC 253 que el VST puedo obtener.

Esta última imagen de NGC 253 fue tomada durante la fase de verificación científica del VST, que corresponde a la fase de evaluación de los resultados científicos del telescopio antes de entrar en operaciones. Los datos del VST están siendo combinados con imágenes en infrarrojo tomadas con VISTA (ver noticia anterior) con el fin de identificar nuevas generaciones de estrellas en NGC 253. La imagen posee más de 12 000 pixeles de ancho y fue tomada bajo las excelentes condiciones del cielo que ofrece el Observatorio Paranal de ESO en Chile, lo que junto a excepcional óptica que posee el VST, dieron como resultado imágenes nítidas de las estrellas a lo largo de toda la imagen.

El VST es un telescopio de rastreo de campo amplio de 2,6 metros de diámetro que posee un rango de visión de un grado, equivalente al doble del ancho de la Luna llena [2]. El programa VST es una colaboración entre INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte (Nápoles, Italia) y ESO. Su cámara OmegaCAM, de 268 megapixeles, está diseñada para generar un mapa del cielo en forma rápida y con alta calidad de imagen. El VST es el telescopio más grande del mundo diseñado exclusivamente para rastrear el cielo en luz visible, complementando así el telescopio VISTA de rastreo en infrarrojo de ESO, también instalado en Paranal.

Un acercamiento a esta nueva imagen no sólo permite revisar detalladamente los brazos espirales con formación estelar en la galaxia, sino que también revela un rico tapiz de galaxias mucho más distantes que NGC 253.

Notas.

[1] Más detalles sobre NGC 253 han sido proporcionados por el Very Large Telescope (VLT) de ESO en Cerro Paranal (Chile), junto con el Telescopio Espacial Hubble NASA/ESA. Estos instrumentos mostraron en 2009 que NGC 253 alberga en su centro un agujero negro supermasivo con propiedades muy similares a las del agujero negro que yace en el núcleo de la Vía Láctea.

[2] La imagen presentada aquí ha sido recortada, por lo que es ligeramente más pequeña que el campo total de visión del VST.

Enlace original: ESO.

Dyonisius, el cráter lunar con gran albedo

2011-12-18T10:58:00.000+01:00

El cráter Dionisio o Dionysius de la Luna se encuentra situado en las coordenadas, 2,8ºN, 13,3ºS, cerca del borde occidental del Mar de la Tranquilidad, no lejos de los cráteres Ritter y Sabine, y al sur de Ariadaeus. Con un diámetro de unos 18 kilómetros asimétricos, presenta un sistema de rayos oscuros y brillantes bien desarrollados, que se extienden aproximadamente a 80 kilómetros del cráter. La naturaleza y el origen de estos rayos a causado mucha controversia entre la comunidad científica. A su vez, el cráter Dionysius presenta unas eyecciones en forma de anillo simétricas que se extienden 40 kilómetros. En la imagen de la izquierda, tomada por la LROC, pueden apreciarse estos detalles.

La imagen inferior fue tomada sonda Clementine y muestra con mayor detalle los rayos oscuros.

En la siguiente fotografía, obtenida por la LROC, se aprecian los detalles de los rayos.

Nuevo método para eliminar la basura espacial

2011-12-17T12:23:00.000+01:00

Un sistema de deorbitado de residuos espaciales es el objetivo de un proyecto de investigación desarrollado en la ETSI de Aeronáuticos de la Universidad Politécnica de Madrid y financiado por la Agencia Espacial Europea. La iniciativa se suma a otras para evitar que las misiones espaciales colisionen contra los “escombros espaciales”.

Actualmente existen en el espacio más de 19.000 objetos de más de 10 centímetros y unos 500.000 entre uno y 10 centímetros, todos ellos procedentes de misiones espaciales anteriores puestas en órbita y que cuando dejan de tener una utilidad pasan a formar parte del censo de basura espacial. La mayoría se encuentran en órbita baja (LEO) entre 800 y 1000 km de la superficie de la Tierra, aunque también se concentran en torno a la altura geoestacionaria (GEO).

El coste de la eliminación de la basura espacial, principalmente trozos de lanzadores y satélites “muertos”, es muy elevado, pero su eliminación resulta necesaria para el futuro del espacio; las agencias espaciales son conscientes de la necesidad de atajar directamente este inconveniente y han comenzado a tomar medidas al respecto.

El proyecto Ion Beam Shepherd for Contactless Space Debris Removal (Eliminación de Basura Espacial con Chorros de Iones) pretende, mediante una apuesta ambiciosa pero potencialmente eficaz, resolver el acuciante problema de la basura espacial.

Al frente del proyecto se encuentran investigadores de la Universidad Politécnica de Madrid. Los grupos de investigación: el Grupo de Dinámica Espacial y el Equipo de Propulsión Espacial y Plasmas, ambos adscritos a la Escuela Técnica Superior de Ingenieros Aeronáuticos (ETSIA), han unido sus conocimientos para desarrollar una idea innovadora para el deorbitado activo de basura espacial, que ha sido financiada por la Agencia Espacial Europea (ESA), a través del Advanced Concepts Team, dentro del programa de proyectos ARIADNA.

Adelantarse al Síndrome de Kessler.

Cada nueva misión espacial se enfrenta al peligro de colisión con estos “escombros espaciales”. “Aunque la probabilidad de impacto es aún suficientemente baja como para impedir la explotación del espacio como recurso, el verdadero problema está en el futuro, debido a la posibilidad de que los escombros colisionen entre sí y se descompongan en millares de trozos más pequeños, lo que puede iniciar una reacción en cadena que deje las órbitas comercialmente más atractivas completamente inutilizables durante décadas o siglos, efecto conocido como síndrome de Kessler”, explica Claudio Bombardelli, investigador principal del proyecto.

El síndrome de Kessler dibuja un escenario donde la sucesiva descomposición por colisión de los residuos más grandes da lugar a una nube de pequeños residuos que bombardearía hasta la destrucción a cualquier objeto que se sitúe en esa órbita. Un panorama desalentador, que cada vez preocupa más a quiénes tienen en el espacio su campo de investigación.

Junto al doctor Claudio Bombardelli completan el equipo investigador los catedráticos Jesús Peláez y Eduardo Ahedo, y los egresados de la UPM Mario Merino y Hodei Urrutxua. Su objetivo es conocer las actuaciones y la viabilidad de un sistema de deorbitado de objetos de gran tamaño mediante el empleo de un chorro de iones, eyectado desde una “nave pastor”.

Se trata de ejercer de forma continua una pequeña fuerza deorbitante sobre el residuo y acompañarlo en su trayectoria hasta la reentrada atmosférica o una “órbita cementerio” al final de su vida útil. “El empleo de un chorro de iones para transmitir un empuje axial constituye un uso alternativo y atractivo de los cohetes eléctricos, una tecnología emergente en propulsión espacial”, comenta el profesor Ahedo.

La baza de su sistema se encuentra en que permite transmitir el empuje necesario desde varios metros de distancia y con bajo riesgo de colisión con el objeto cuya órbita se quiere modificar. “Nuestro proyecto plantea la posibilidad de actuar sobre el residuo sin necesidad de entrar en contacto directo con él, evitando así el problema de la captura física de un cuerpo en estado de rotación incontrolado”, sostiene el profesor Peláez.

Hacia una primera misión de limpieza orbital.

Otra de las ventajas que plantean es que el desarrollo del sistema es viable tecnológicamente hoy en día. Sus elementos primarios son propulsores iónicos que ya han sido probados en misiones espaciales científicas y en satélites comerciales. "La eliminación de residuos espaciales en órbita siempre ha sido considerada un reto excesivo para la tecnología actual. Uno de los objetivos de nuestro proyecto es reducir la complejidad de esta operación, de manera que se pueda llevar a cabo una primera misión demostrativa de deorbitado en un plazo de 10 años", avalan los investigadores.

Las investigaciones de la UPM incluyen el modelado físico y la simulación de la interacción del cuerpo libre con el chorro de plasma. En palabras de Claudio Bombardelli “hemos alcanzado resultados positivos, pero todavía queda mucho por hacer; mientras que los aspectos teóricos fundamentales han sido aclarados, queda pensar en el desarrollo ingenieril de nuestras ideas”.

Enlace original: SINC.

Cassini sobrevuela a Dione: galería de imágenes (parte 4 de 4)

2011-12-17T10:43:00.000+01:00

Detalle de la superficie de Dione obtenido por la Cassini a 77.682 kilómetros de distancia.

A 73.322 de la luna, Cassini obtiene esta fotografía de Dione en la que se aprecian diferentes albedos.

Superficie de Dione salpicada por numerosos cráteres. Imagen obtenida a 72.243 kilómetros de la luna.

A 70.075 kilómetros de Dione, Cassini obtiene esta fotografía en la que se aprecian con gran detalle los cráteres que cubren la superficie de la luna.

Otra imagen en la que también se aprecian los detalles de los cráteres capturada a 68.446 kilómetros de Dione.

¿Es Vesta el "planeta terrestre más pequeño"?

2011-12-17T08:40:00.000+01:00

Al igual que la Tierra y que otros planetas terrestres, Vesta tiene antiguos flujos de lava basáltica en la superficie y un gran núcleo de hierro. También posee rasgos tectónicos, fosas, cordilleras, acantilados, colinas y una montaña gigante. Los colores falsos en este montaje denotan la topografía e indican elevaciones con respecto a un elipsoide de referencia que van desde –22 km hasta +19 km.

La nave espacial Dawn (Amanecer, en idioma español), de la NASA, pasó los últimos cuatro años viajando hacia el asteroide Vesta —y parece que encontró un planeta.

Vesta fue descubierto hace más de doscientos años pero, antes de Dawn, se lo veía solamente como un manchón indistinto y no se lo consideraba más que un cuerpo rocoso grande. Ahora, los instrumentos a bordo de la nave espacial están revelando la verdadera complejidad de este antiguo mundo.

"Estamos observando montañas enormes, valles, colinas, acantilados, fosas, cordilleras, cráteres de todos los tamaños, y también llanuras", dice Chris Russell, quien es el investigador principal de Dawn, en la Universidad de California en Los Ángeles (UCLA, por su sigla en idioma inglés). "Vesta no es meramente una bola rocosa. Este es un mundo que cuenta con una rica historia geoquímica. ¡Tiene toda una historia para contarnos!"

En efecto, el asteroide es tan complejo que Russell e integrantes de su equipo lo han llamado el "planeta terrestre más pequeño".

Vesta tiene un núcleo de hierro, comenta Russell, y su superficie posee rasgos que indican que el asteroide ha pasado por el proceso de "diferenciación", al igual que los planetas terrestres Mercurio, Marte, Venus y la Tierra.

El proceso de diferenciación es lo que ocurre cuando el interior de un planeta se vuelve lo suficientemente caliente como para derretirse, lo cual produce que los materiales que lo componen se separen en capas. Los materiales más livianos flotan hacia la superficie mientras que los elementos pesados, como el hierro y el níquel, se hunden hacia el centro del planeta.

Los investigadores creen que este proceso también ocurrió en Vesta.

La historia se inició hace 4.570 millones de años, cuando los planetas del sistema solar comenzaron a formarse a partir de la nebulosa solar primordial. Conforme Júpiter fue adquiriendo tamaño, su poderosa gravedad revolvió el material del cinturón de asteroides causando que los objetos que allí residían ya no pudieran coalescer. Vesta estaba convirtiéndose en un planeta de verdad cuando Júpiter interrumpió el proceso.

Aunque el crecimiento de Vesta fue detenido, aun así pudo llevar a cabo el proceso de diferenciación, como si fuera un planeta de verdad.

"Creemos que el sistema solar recibió una dosis adicional de aluminio y de hierro radiactivos que se originaron por la explosión de una supernova cercana cuando Vesta se estaba formando", explica Russell. "Estos materiales experimentaron un decaimiento y produjeron calor. Conforme el asteroide reunía material para formar una gran bola de roca, atrapaba este calor en su interior".

Cuando el núcleo de Vesta se derritió, los materiales más livianos ascendieron a la superficie, formando de este modo volcanes, montañas y flujos de lava.

"Pensamos que Vesta tuvo volcanes y flujos de lava en algún momento, aunque aún no hemos encontrado volcanes antiguos allí", dice Russell. "Todavía estamos buscando. Las llanuras de Vesta son similares al terreno que hay en Hawái, el cual es básicamente lava basáltica que se solidificó después de fluir sobre la superficie".

Puesto que Vesta tiene tanto en común con los planetas terrestres, ¿debería entonces ser formalmente reclasificado para cambiar su categoría de "asteroide" a "planeta enano"?

"Eso dependerá de la Unión Astronómica Internacional pero, al menos en su interior, Vesta está haciendo todo lo que hace un planeta".

Russell sabe bien qué votaría él si alguien se lo pregunta.

Enlace original: NASA.

La cena de un Agujero Negro se acerca rápidamente

2011-12-16T20:30:00.000+01:00

Utilizando el Very Large Telescope de ESO en Cerro Paranal (Chile), astrónomos han descubierto una nube de gas, varias veces más masiva que la Tierra, acercándose rápidamente hacia el agujero negro que yace en el centro de la Vía Láctea. Esta es la primera vez que se logra observar el acercamiento irreversible de una nube a un agujero negro supermasivo. Los resultados serán publicados en la edición del 5 de enero de 2012 de la revista Nature.

Como parte de un programa de observación que lleva 20 años usando telescopios de ESO para monitorear el movimiento de las estrellas alrededor del agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de nuestra galaxia [1], un equipo de astrónomos dirigido por Reinhard Genzel, del Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE) de Garching, Alemania, descubrió un nuevo objeto que se acerca rápidamente al agujero negro.

En los últimos siete años, la velocidad de este objeto casi se ha duplicado, llegando a alcanzar más de 8 millones de km/h. Posee una órbita muy alargada [2] y a mediados de 2013 pasará a una distancia de tan sólo 40 mil millones de kilómetros del horizonte de suceso del agujero negro, a una distancia cercana a las 36 horas-luz [3]. En términos astronómicos, se trata de un encuentro muy cercano con un agujero negro supermasivo.

Esta una nube de polvo y gas ionizado, con una masa aproximadamente tres veces la de la Tierra, es mucho más fría que las estrellas circundantes (no supera los 280 grados Celsius), y está compuesta principalmente por hidrógeno y helio. La nube brilla a causa de la fuerte radiación ultravioleta de las estrellas calientes que la rodean en el sobrepoblado corazón de la Vía Láctea.

La actual densidad de la nube es mucho mayor que la del gas caliente que rodea al agujero negro. Pero a medida que la nube se acerca cada vez más a la bestia hambrienta, el aumento de la presión externa irá comprimiendo la nube. Al mismo tiempo, la enorme atracción gravitatoria del agujero negro, que tiene una masa cuatro millones de veces la masa del Sol, continuará acelerando el acercamiento de la nube y arrastrándola fuera de su órbita.

"La idea de un astronauta que al ir acercándose a un agujero negro se va estirando hasta parecer un espaguetti es muy común en la ciencia ficción. Pero ahora podemos ver que esto le sucede realmente a la nube recién descubierta. No va a sobrevivir esta experiencia", explica Stefan Gillessen (MPE), el autor principal del artículo.

Los bordes de la nube ya están sufriendo perturbaciones y se espera que ésta colapse por completo durante los próximos años [4]. Los astrónomos han podido ver señales claras de un aumento de las perturbaciones en la nube entre 2008 y 2011.

También se espera que el material se vuelva mucho más caliente a medida que se acerque al agujero negro en 2013, incluso es probable que comience a emitir rayos-X. En la actualidad existe poco material cerca del agujero negro por lo que esta comida recién llegada se convertirá en el principal combustible para el agujero negro en los próximos años.

Una explicación para la formación de esta nube es que el material provendría de las cercanas estrellas jóvenes masivas que están perdiendo masa rápidamente debido a los fuertes vientos estelares. Estas estrellas literalmente lanzan su gas hacia afuera. La colisión de vientos estelares provenientes de un conocido sistema binario en órbita alrededor del agujero negro central podría haber impulsado la formación de la nube.

"Los próximos dos años serán muy interesantes y deberían proporcionarnos información muy valiosa sobre el comportamiento de la materia en torno a estos notables objetos masivos", concluye Reinhard Genzel.

Notas.

[1] El agujero negro en el centro de la Vía Láctea se conoce formalmente como Sgr A* (que se pronuncia estrella Sagitario A). Es el agujero negro supermasivo más cercano que se conoce y por lo tanto es el mejor lugar para estudiar los agujeros negro en detalle.

[2] Las observaciones se realizaron utilizando la cámara infrarroja NACO de óptica adaptativa y el espectrógrafo infrarrojo SINFONI, ambos instalados en el Very Large Telescope de ESO en Cerro Paranal, en Chile. El centro de la Vía Láctea se encuentra detrás de gruesas nubes de polvo que dispersan y absorben la luz visible, por lo es necesario observarlo en el rango infrarrojo donde las nubes son más transparentes.

[3] Una hora-luz es la distancia que viaja la luz en una hora. Es un poco más que la distancia entre el Sol y el planeta Júpiter en el Sistema Solar. Como referencia, la distancia entre el Sol y la estrella más cercana es de más de cuatro años-luz. La nube va a pasar a menos de diez veces la distancia entre el Sol y Neptuno del agujero negro.

[4] Este efecto es muy conocido en la física de fluidos y se puede ver cuando, por ejemplo, se vierte caramelo en un vaso con agua. El flujo de caramelo hacia abajo se verá afectado al tocar el agua y la gota se romperá, llegando a disolverse en el agua.

Enlace original:ESO.

El E-ELT se Acerca a la Realidad

2011-12-16T12:12:00.000+01:00

El organismo rector del Observatorio Europeo Austral, el Consejo de ESO, ha aprobado el presupuesto de ESO para el año 2012. Este incluye las obras de preparación del camino hacia el sitio del E-ELT en el Cerro Armazones y el inicio del desarrollo de algunos componentes ópticos de gran complejidad para el telescopio. Con el compromiso ya adquirido por varios Estados Miembros de ESO de su parte del financiamiento adicional requerido, se espera la aprobación final de todo el programa del E-ELT para mediados de 2012.

En su reunión número 124 en las oficinas centrales de ESO el 7 y 8 de diciembre de 2011, el Consejo de ESO aprobó el presupuesto para el 2012, que contiene el financiamiento para algunos de los primeros elementos del E-ELT. Estos incluyen las obras de preparación del camino de acceso al sitio del telescopio en el Cerro Armazones y el inicio del trabajo en el desafiante espejo de óptica adaptativa (M4 — es decir, el cuarto espejo de un total de cinco en el telescopio). El trabajo comenzará a principios de 2012. La aprobación final del todo el proyecto del E-ELT por parte del Consejo, se espera a mediados de 2012.

Durante los últimos meses ha habido un excelente progreso en el proyecto del E-ELT. Un acuerdo entre ESO y el Gobierno de Chile firmado en octubre de 2011 incluyó la donación del terreno para el telescopio y el apoyo para el proyecto del E-ELT de parte del Gobierno de Chile. Durante octubre de 2011 un estudio externo confirmó que el E-ELT puede ser construido dentro del presupuesto propuesto de 1082 millones de euros (valor del euro al 2012).

Detallados estudios anteriores ya habían confirmado que el diseño es técnicamente sólido. La reunión del mes de septiembre de 2011 del Comité Técnico Científico de ESO (STC) apoyó el plan que describe el alcance de los primeros instrumentos que serán incorporados al E-ELT y el programa para su desarrollo.

La detallada Propuesta de Construcción del E-ELT, un exhaustivo libro de 264 páginas con los detalles de todos los aspectos del proyecto, ahora está disponible, así como un resumen ejecutivo.

Todos los Estados Miembros de ESO están a favor de avanzar con el E-ELT y han acordado por unanimidad cómo van a ser distribuidos los costos adicionales del enorme proyecto. Tres Estados Miembros, la República Checa, Suecia y Finlandia, ya se habían comprometido con financiamiento extra durante el 2011. Varios otros Estados Miembros, incluyendo Alemania, también han declarado que se encuentran en posición de apoyar el proyecto financieramente. Se espera que financiamiento suficiente de parte de los Estados Miembros sea comprometido para mediados de 2012 permitiendo la aprobación total del proyecto E-ELT para esa fecha por parte del Consejo [1]. Este calendario contempla que Brasil habrá completado su ratificación de membrecía a ESO para esa entonces.

“El E-ELT está empezado a convertirse en realidad. Sin embargo, con un proyecto de este tamaño se espera que la aprobación de los gastos extra tome tiempo. El Consejo reconoce al mismo tiempo que los trabajos de preparación deben comenzar ahora con el propósito de que el proyecto esté listo para un inicio de construcción completo en 2012”, señala el Director General de ESO, Tim de Zeeuw.

Recientemente también han existido importantes compromisos de fondos nacionales para el telescopio y su instrumentación.

Entre otras novedades de la reunión, el Consejo de ESO eligió por unanimidad al Profesor Xavier Barcons de España como el próximo Presidente del Consejo y aprobó la designación de un Gerente de Proyecto del E-ELT para el que ya se están evaluando candidatos.

El E-ELT es el proyecto más grande que ESO haya desarrollado y es el proyecto astronómico más grande en óptica infrarroja terrestre en la historia. Se espera que el E-ELT inicie operaciones a comienzos de la próxima década.

Notas.

[1] El Consejo ha acordado que el proyecto puede ser aprobado completamente antes que el 100% del financiamiento adicional de los Estados Miembros sea comprometido.

Enlace original: ESO.

Cassini sobrevuela a Dione: galería de imágenes (parte 3 de 4)

2011-12-16T10:38:00.000+01:00

A 124.007 kilómetros de la Luna, Cassini obtiene esta imagen de Dione en la que se aprecian muchos detalles en el terminador.

Dione acompañado de los anillos de Saturno. Capturada a 122.286 kilómetros de la luna.

Dione acompañada por dos pequeñas lunas y los anillos. Fotografía tomada a 112.636 kilómetros de distancia.

Mimas escondiéndose tras Dione. Imagen capturada a 93.062 kilómetros de distancia de Dione.

Mimas y los anillos aparecen tímidamente junto a Dione. Imagen obtenida a 89.747 kilómetros de distancia de Dione.

Se resuelve el problema de medir la temperatura de las estrellas achatadas

2011-12-15T12:16:00.000+01:00

Izq: Detalle de la temperatura de la estrella Regulus (a Leonis). Der: Diversos grados de achatamiento en los polos, desde el Sol (con un grado de rotación bajo, de unos veinticinco días) hasta Achernar, con un grado de rotación de horas, lo que constituye prácticamente el límite de ruptura.

Algunas estrellas, debido a su alta velocidad de rotación, presentan una forma claramente achatada en lugar de esférica

Para medir la temperatura de estas estrellas achatadas se emplea, desde hace casi un siglo, un teorema que ahora se ha demostrado incompleto.

La mayoría de las estrellas, debido a la rotación y a su carácter gaseoso, muestran cierto achatamiento en los polos. Pero algunas rotan casi a la velocidad de ruptura -un límite de velocidad que, de superarse, provocaría que la estrella literalmente se rompiera-, lo que causa que su forma sea claramente oblonga (algo que también puede ocurrir en estrellas binarias cercanas debido a la atracción mutua). Para determinar la temperatura de estas estrellas deformadas se emplea el teorema de von Zeipel, que a pesar de su uso generalizado desde hace casi un siglo nunca estuvo exento de debate. Ahora, Antonio Claret, del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), ha demostrado que este teorema presenta graves desviaciones y debe incluirse en un modelo más amplio.

En 1924, el astrofísico sueco Edvard Hugo von Zeipel demostró teóricamente que, para estrellas achatadas calientes – con temperaturas de más de 8000 grados - la temperatura es proporcional a la gravedad local. Introducía así el concepto "oscurecimiento por gravedad", que provoca que en una estrella achatada la temperatura en los polos sea mayor que en el ecuador (en el Sol este efecto es apenas perceptible debido a su baja tasa de rotación).

"El valor que von Zeipel asignó al oscurecimiento por gravedad ha sido muy discutido teóricamente y, recientemente, se han publicado trabajos observacionales que desvelan desviaciones importantes", comenta Antonio Claret (IAA-CSIC). La aplicación de un exponente de oscurecimiento por gravedad erróneo supone una determinación defectuosa de la termodinámica de la estrella, que a su vez implica la obtención de valores de luminosidad, masa y edad equivocados.

Distintos ejemplos de estrellas achatadas debido a su alta velocidad de rotación. Las regiones brillantes corresponden a las más calientes, y en todas ellas las regiones polares presentan mayor temperatura que las ecuatoriales.

Von Zeipel no se equivocó, sino que desarrolló un modelo que debía completarse: fallaba en las capas externas y tampoco era aplicable a estrellas frías, lo que se ha resuelto con este nuevo modelo teórico.

Centrándose en casos de estrellas muy deformadas y gracias al empleo de ecuaciones de transporte de energía más elaboradas, Antonio Claret ha demostrado las limitaciones del teorema de von Zeipel al tiempo que ha conciliado los nuevos valores teóricos con los observacionales.

Así, con este nuevo formalismo, puede conocerse el oscurecimiento por gravedad desde el interior hasta la atmósfera de las estrellas, y de él se deriva una conclusión importante: el teorema de von Zeipel solo es aplicable a las regiones más profundas de la estrella y es un caso particular del nuevo modelo. Sin embargo, lo que los astrofísicos observan son necesariamente las capas más externas, de modo que este nuevo modelo constituye la alternativa correcta para determinar los parámetros esenciales de la estrella con precisión. "Von Zeipel no se equivocó, sino que desarrolló un modelo que debía completarse: fallaba en las capas externas y tampoco era aplicable a estrellas frías, lo que se ha resuelto con este nuevo modelo teórico", concluye Claret.

Enlace original: IAA.

Cassini sobrevuela a Dione: galería de imágenes (parte 2 de 4)

2011-12-15T10:27:00.000+01:00

A 57.690 kilómetros, Cassini capturó esta imagen en la que se aprecian también los anillos de Saturno.

Dione junto a Saturno, en cuya capa de nubes se aprecia la sombra de los anillos y de una luna. ¿Cuál?

Detalle de uno de los grandes cráteres de Dione. Fotografía tomada a 68.085 kilómetros de distancia.

Fotografía tomada por la Cassini aproximándose a Dione. Capturada a 149.539 kilómetros de la luna.

Otra fotografía tomada por la Cassini aproximándose a Dione. Capturada a 147.181 kilómetros de la luna.

Cassini sobrevuela a Dione: galería de imágenes (parte 1 de 4)

2011-12-14T23:45:00.000+01:00

El pasado 12 de diciembre, Cassini sobrevoló la luna Dione de Saturno, obteniendo unas maravillosas imágenes de su superficie. A continuación os ofrezco una selección.

Esta imagen fue obtenida cuando la sonda se encontraba a 65.753 kilómetros de la luna, y fue obtenida con los filtros CL1 y CL2.

Fotografía toma a 63.597 kilómetros, con los filtros CL1 y GRN.

Imagen obtenida a 61.977 kilómetros de distancia con los filtros CL1 y UV3. En ella se aprecia una pequeña elevación montañosa.

A 60.909 kilómetros se aprecia la gran cantidad de cráteres que cubren la superficie de Dione.

En esta fotografía destacan las estructuras horizontales que atraviesan los cráteres de la luna, lo que sugiere que su formación fue posterior a estos. Son conocidas como Acantilados de Hielo y son fallas o acantilados de hielo brillante, creadas por fracturas de tipo tectónico. La imagen fue obtenida a 59.298 kilómetros de distancia.

Más sobre el Bosón de Higgs: notas de prensa

2011-12-14T09:32:00.000+01:00

Como he comentado en un post anterior, las investigaciones sobre la posible existencia del Bosón de Higgs, han inundado los periódicos y las cadenas de televisión, así como otros medios de divulgación científica. Aquí os ofrezco una recopilación de algunos de estos artículos publicados:

Notas de prensa y artículos en castellano.

Los experimentos ATLAS y CMS del LHC presentan el estado de la búsqueda del bosón de Higgs. CPAN.

Los físicos se acercan a la partícula de Higgs. El País.

Físicos hallan las primeras señales del bosón de Higgs. ABC.

El bosón de Higgs aún no está, pero se le espera. El Mundo.

El LHC encuentra "evidencias" de la 'partícula dios'. Público.

El CERN solo ha podido localizar dónde encontrar el bosón de Higgs. Europa Press.

El CERN acorrala la región en la que se esconde el bosón de Higgs. RTVE.es.

El CERN anuncia indicios tentadores pero no suficientes de Bolson de Higgs. Antena3.

Notas de prensa y artículos en inglés.

Brian Greene Reacts to Today’s CERN Announcement. World Science Festival.

Higgs missing report. Phycics.org.

Higgs hunters close in on their quarry.Physicsworld.

Possible signs of the Higgs remain in latest analyses (Update). Physc.org.

Particle Physicists Put the Squeeze on the Higgs Boson; Look for Conclusive Results in 2012. Universe Today.

Cern scientist expects 'first glimpse' of Higgs boson. BBC.News.

Tantalizing hints of long-sought particle. ScienceNews.

Physicists say they are near epic Higgs boson discovery. BrandeisNow.

Detectors home in on Higgs boson. Nature.

Los científicos acorralan al bosón de Higgs

2011-12-14T08:45:00.000+01:00

Representación de una colisión registrada en el detector CMS, en la que se aprecian dos fotones (líneas rojas gruesas) que señalarían la desintegración de un bosón de Higgs. Las otras líneas corresponden al resto de partículas que se producen en la colisión. Imagen: CERN.

Si existe el esquivo bosón de Higgs, una partícula que los científicos se afanan en descubrir para completar el Modelo Estándar de Física de Partículas, su rango de masas está entre unos 115 y 130 gigaelectronvoltios (GeV). Esto supone un avance “significativo” en la búsqueda, según los investigadores de los experimentos CMS y ATLAS que hoy han presentado los datos en la sede de la Organización Europea para la Investigación Nuclear (CERN). La comunidad científica confía en que a finales de 2012 quede aclarado si existe o no el bosón de Higgs.

"Las colaboraciones ATLAS y CMS (los dos mayores experimentos del Gran Colisionador de Hadrones o LHC) han conseguido excluir con los datos coleccionados en 2011 masas del Higgs en el modelo estándar por encima de unos 127 GeV, lo cual representa un gran avance en esta búsqueda", explica a SINC Juan Alcaraz, investigador principal del CIEMAT en el CMS.

Cintíficos de los experimentos ATLAS y CMS han presentado hoy en un seminario en el CERN el estado de su búsqueda del bosón de Higgs que predice el Modelo Estándar de Física de Partículas. Sus resultados se basan en el análisis de una cantidad de datos considerablemente mayor que la de los resultados que se presentaron en las conferencias del pasado verano, cantidad suficiente para hacer progresos significativos en la búsqueda del bosón de Higgs, pero no para hacer una afirmación rotunda sobre la existencia o no de esta elusiva partícula.

"En el intervalo de masas 114-127 GeV, ambas colaboraciones ven ligeros excesos, particularmente en el canal de desintegración de dos fotones y para masas en la zona 124-126 GeV, pero la cantidad de datos recogidos hasta la fecha no es suficiente para poder determinar si se trata realmente de la partícula Higgs o de simples fluctuaciones estadísticas algo superiores a lo esperado", aclara Alcaraz.

El investigador contextualiza el avance: "Estas fluctuaciones son del orden de unas 2-3 desviaciones estándar, y la práctica común en el caso de descubrimiento de nuevas partículas dicta la observación de al menos 5 desviaciones estándar, lo que aseguraría que se trata de un exceso estable. Cabe destacar que hay pocas diferencias entre las capacidades de ATLAS y CMS en cuanto a la detección del Higgs se refiere. Las fluctuaciones estadísticas en esta búsqueda son en este momento más importantes que pequeñas diferencias en las características de cada experimento".

La conclusión principal.

De momento, la principal conclusión es que si existe el bosón de Higgs su rango de masas más probable está entre 116 y 130 GeV, según el experimento ATLAS, y entre 115 y 127 GeV, según CMS. Ambos experimentos han visto indicios en la misma región de masas, pero no lo bastante sólidos para ser considerados un descubrimiento.

El bosón de Higgs, de existir, tiene una duración muy breve y se desintegra en muchas formas distintas. Su descubrimiento se basa en observar las partículas en las que se desintegra más que el propio bosón de Higgs. Tanto ATLAS como CMS han analizado varios canales de desintegración, y han visto pequeños excesos en la región de baja masa donde la presencia del bosón de Higgs aún no había sido excluida.

Por separado, ninguno de estos excesos es más significativo estadísticamente que lanzar un dado y sacar dos seis consecutivos. Lo interesante es que hay diferentes medidas independientes que señalan a la región entre 124 y 126 GeV. Es aún muy pronto para decir si ATLAS y CMS han descubierto el bosón de Higgs, pero estos resultados actualizados están generando un gran interés en la comunidad científica de física de partículas.

“Hemos restringido la región de masas más probable para el bosón de Higgs de 116 a 130 GeV, y en las últimas semanas hemos empezado a ver un fascinante exceso de eventos en el rango de masas alrededor de 125 GeV”, explica la portavoz del experimento ATLAS Fabiola Gianotti. “Este exceso puede deberse a una fluctuación, pero también podría ser algo más interesante. En este punto no podemos concluir nada. Necesitamos estudiar más datos. Dado el excepcional funcionamiento del LHC este año, no tendremos que esperar mucho para tener datos suficientes y esperamos resolver este puzle en 2012”.

“No podemos excluir la presencia del bosón de Higgs del Modelo Estándar entre 115 y 127 GeV debido a un modesto exceso de eventos en esta región de masa que aparece, bastante consistentemente, en cinco canales de desintegración diferentes”, señala el portavoz de CMS, Guido Tonelli. “El exceso es más compatible con un bosón de Higgs del Modelo Estándar en la proximidad de los 124 GeV y por debajo, pero la significancia estadística no es lo suficientemente grande como para decir algo concluyente. Lo que vemos hoy es consistente tanto con una fluctuación de fondo o con la presencia del bosón. Análisis más refinados y los datos adicionales que aporte el LHC en 2012 darán definitivamente una respuesta”.

Despejar la incógnita en 2012.

En los próximos meses, ambos experimentos refinarán aún más sus análisis de cara a las conferencias de invierno de física de partículas previstas para marzo. Sin embargo, una declaración definitiva sobre la existencia o no del bosón de Higgs requerirá más datos, y no es probable que se produzca hasta el final del año que viene.

"El próximo paso es el análisis de los datos que el LHC proporcionará en 2012, entre 10 y 20 femtobarn inversos, esto es, de dos a cuatro veces la cantidad de datos actual, y esta nueva muestra debería permitir confirmar o refutar la existencia de este exceso", adelanta Alcaraz. "En el caso de confirmarse la existencia de una señal, el paso siguiente sería determinar con mayor precisión si la cantidad de sucesos es consistente con lo predicho por el Modelo Estándar, cuál es su masa y otras propiedades (¿es realmente su espín cero?). Pero si se confirma que se trata de una simple fluctuación estadística, la búsqueda proseguiría hasta la masa más baja posible (114 GeV)".

Si no se observara el bosón de Higgs, se continuaría la búsqueda en otros modelos. En muchos de los modelos populares que lo extienden, se espera no ya un sólo campo de Higgs, sino al menos dos, con una posible reducción de la cantidad de sucesos esperados. El Higgs podría tener también acoplos diferentes a otras partículas, de tal forma que los canales considerados como más probables pudieran no serlo en realidad.

Incluso bajo la hipótesis de una ausencia completa de señal en el intervalo de masas 114-600 GeV, es ineludible la presencia de algo con propiedades semejantes al bosón de Higgs. Su ausencia a baja masa se manifestaría entonces en el LHC como un incremento detectable de la producción de pares de bosones a altas energías de colisión y posiblemente daría lugar a nuevas estructuras en el espectro de masas en la zona de los miles de GeV.

La llave de Higgs para el Modelo Estándar.

El Modelo Estándar es la teoría que los físicos usan para describir el comportamiento de las partículas fundamentales y las fuerzas que actúan entre ellas. Describe la materia ordinaria de la cual estamos compuestos nosotros y todo lo observable. Sin embargo, no describe el 96% del universo, que es invisible. Uno de los objetivos principales del programa de investigación del LHC es ir más allá de este modelo, y el bosón de Higgs podría ser la llave.

Este bosón confirmaría esta teoría, presentada por primera vez en la década de los sesenta, pero podría tomar otras formas relacionadas con teorías que van más allá. Un bosón de Higgs dentro del Modelo Estándar podría seguir señalando a nueva física mediante sutilezas en su comportamiento que sólo surgirían después de estudiar un gran número de desintegraciones de esta partícula.

Pero si estuviera fuera, la ausencia del bosón de Higgs del Modelo Estándar señalaría enormemente la presencia de nueva física en el rango de energía para el que está diseñado el LHC, 14 TeV (teraelectronvoltios), que se espera alcanzar después de 2014. Tanto si ATLAS y CMS muestran en los próximos meses que el bosón de Higgs del Modelo Estándar existe o no, el programa del LHC está abriendo el camino a una nueva física.

"Sea cual sea la continuación, no cabe duda que el LHC representará un gran gran primer paso en la comprensión de ese concepto tan natural pero a la vez tan oscuro: la masa", concluye Juan Alcaraz.

Los misterios del bosón de Higgs.

El bosón de Higgs es la única partícula aún no descubierta del denominado modelo estándar. Es una partícula sumamente especial, esencial en el Modelo Estandar para explicar la unificación entre fuerzas electromagnéticas y débiles, así como la existencia de partículas con masa, tal y como observamos en el universo que nos rodea. Su búsqueda en el LHC se ha focalizado en la región de masas comprendida entre 114 y 600 giga-electrón voltios (GeV), siendo 1 GeV aproximadamente la masa de un protón. La masa de 114 GeV corresponde al límite inferior establecido por los experimentos de LEP, el gran colisionador electrón-positrón del CERN, que ocupó en el pasado el túnel que ahora ocupa el LHC. La masa de 600 GeV corresponde al límite a partir del cual se considera que el Higgs no se puede tratar como una partícula propiamente dicha, al tener una probabilidad de desintegración excesivamente elevada, así como la masa a partir de la cual aparecerían dificultades de interpretación dentro del modelo estándar. La luminosidad integrada que han coleccionado los experimentos ATLAS y CMS, cercana a los 5 femtobarn inversos, ya es suficiente para realizar una búsqueda eficiente del bosón de Higgs en el intervalo de masas citado. (Para hacernos una idea, un femtobarn inverso representa algo cercano a unos 300 millones de sucesos analizados en un detector como CMS.)

El Higgs es una partícula inestable, que se desintegra inmediatamente en otras partículas en el mismo punto de colisión de protones. Dependiendo de la hipótesis de masa estudiada, hay canales de desintegración más convenientes que otros. En el intervalo de masas por encima de 130-140 GeV, los canales más eficaces par la búsqueda corresponden a la desintegración del Higgs en pares de bosones W ó Z, con posterior descomposición en cuatro leptones o dos leptones y dos quarks.

En el intervalo de baja masa, 114-130 GeV, el canal más prometedor es la desintegración del Higgs en un par de fotones que, si bien es una canal poco probable, está mucho menos afectado por procesos de fondo que otros. Hay que destacar que estos análisis buscan señales de unas decenas de sucesos sobre un total de millones y que, incluso después de aplicar criterios de selección estrictos, se termina buscando un pequeño exceso sobre un fondo de centenas o miles de sucesos.

Enlace original: SINC.

El Bosón de Higgs: una explicación sencilla en tres minutos

2011-12-14T08:26:00.000+01:00

Ahora que la posible existencia del Bosón de Higgs ha saltado a los medios de comunicación de todo el mundo, muchas personas se preguntan: ¿Qué es el Bosón de Higgs? ¿Por qué es tan importante para la ciencia? En este vídeo de tres minutos nos explican sencillamente los motivos por los que esta partícula, denominada la "partícula divina" por sus relevancia en la física de partículas, es fundamental para la física de hoy en día.

También encontraréis más información en el artículo del blog Vega0.0, ¿Qué es el dichoso bosón de Higgs? ¡Que alguien me lo explique! , de Fran Sevilla.

Gemínidas 2012

2011-12-12T19:24:00.000+01:00

Este año, la observación de las Gemínidas se verá muy afectada por la presencia de la Luna Llena. Aun así, esta lluvia de estrellas, que tiene una actividad mayor de un THZ de 100, es una de las más importantes del año.

La madrugada del 14, la actividad irá aumentando a medida que transcurran las horas.

Esta lluvia produce meteoros de velocidad moderada, brillantes en muchos casos.

Las noches más indicadas para la observación serán las del 12 al 15, especialmente en las horas centrales de la madrugada. Debemos dirigir la vista preferentemente a un lugar alejado de la Luna, y sin olvidar que la noche previa y la siguiente la actividad será también alta y suele haber un número considerable de bólidos. El máximo de esta lluvia puede ser intenso durante un intervalo mayor de 1 día.

Es fundamental observar desde lugares sin contaminación lumínica para apreciar el espectáculo en toda su magnitud, ya que con la Luna presente, la magnitud límite máxima podría estar en torno a 5.5

Para los astrofotógrafos, la velocidad moderada de las Gemínidas permite un gran número de capturas. Basta con apuntar a unos 30º o 40º del radiante, y a unos 50º de altura y tomar exposiciones de unos minutos de duración. Se recomienda usar objetivos gran angulares (28-35mm) para incrementar las posibilidades de fotografía y obtener a la vez trazos largos y vistosos.

Una vez más recordaros la necesidad de huir de la contaminación lumínica para contemplar este tipo de fenómenos y llevar siempre más ropa de abrigo de la que se crea necesaria así como una buena bebida caliente.

Ubicación del radiante en el Polo Norte.

Ubicación del radiante en el Polo Sur.

Más información en el enlace.

Vídeo de la Mariner 9 aproximándose a Marte

2011-12-12T12:05:00.000+01:00

Daniel Macháček, para celebrar el 40 aniversario de la llegada de la Mariner 9 a Marte (el 13 de noviembre de 1971), ha creado este vídeo de la sonda acercándose al planeta rojo. Un segundo de la animación equivalen a 20 minutos en tiempo real. En esa época, Marte se encontraba cubierto por una densa tormenta de polvo, así que sólo se pueden apreciar vágamente los detalles de su superficie. Se puede observar un pequeño punto blanco en el polo sur, que corresponde a un residuo del hielo polar en el verano austral. También son perceptibles una línea brillante llena de polvo en el valle Marineris, seguida por tres puntos oscuros que corresponden a las cumbre de los montes Tharsis, que asoman por encima del polvo. El punto final es el Monte Olimpo.

VLT encuentra estrella que gira a velocidad récord

2011-12-12T11:58:00.001+01:00

El Very Large Telescope de ESO en Cerro Paranal (Chile), detectó la estrella que gira más rápido conocida hasta ahora. Esta joven, masiva y brillante estrella se encuentra en nuestra galaxia vecina, la Gran Nube de Magallanes, a unos 160.000 años-luz de la Tierra. Los astrónomos creen que pudo tener un pasado violento y que habría sido expulsada de un sistema estelar binario tras la explosión de su compañera.

Un equipo internacional de astrónomos utilizó el Very Large Telescope (VLT) de ESO en el Observatorio Paranal, en la Región de Antofagasta en Chile, para realizar un sondeo de las estrellas más pesadas y brillantes al interior de la Nebulosa de la Tarántula (ver noticia anterior), en la Gran Nube de Magallanes. Entre las muchas estrellas brillantes que posee esta guardería estelar, el equipo identificó una, llamada VFTS 102 [1], que está girando a más de dos millones de kilómetros por hora - más de 300 veces más rápido que el Sol [2] y muy cerca del punto en que podría ser destrozada por las fuerzas centrífugas. VFTS 102 es la estrella que gira más rápido conocida hasta la fecha [3].

Los astrónomos también detectaron que la estrella, que posee alrededor de 25 veces la masa del Sol y es alrededor de cien mil veces más brillante, se mueve por el espacio a una velocidad significativamente diferente de la de sus vecinos [4].

"La increíble velocidad de rotación y su inusual movimiento en comparación con las estrellas que la rodean nos llevó a preguntarnos si esta estrella había tenido una vida temprana fuera de lo común. Estábamos intrigados", explica Philip Dufton (Queen’s University Belfast, Irlanda del Norte, Reino Unido), autor principal del artículo que presenta los resultados.

Esta diferencia en la velocidad podría implicar que VFTS 102 sea una estrella en fuga, es decir, que ha sido expulsada de un sistema binario de estrellas después de que su compañera estelar explotara como una supernova. Esta idea es apoyada por dos nuevas pistas: un púlsar y un remanente de supernova asociado en sus proximidades [5].

El equipo ha reconstruido una posible explicación del pasado de esta inusual estrella. Al parecer todo habría comenzado al interior de un sistema estelar binario. Si las dos estrellas se encontraban cerca, el gas de su compañera pudo pasar hacia VFTS 102 y en el proceso ésta habría comenzado a girar más y más rápido. Esto explicaría una de sus inusuales características, el que gire tan rápido. Después de un corto tiempo de vida, unos diez millones de años, su masiva compañera habría explotado como una supernova, lo que podría explicar la presencia de una nube de gas típica, conocida como remanente de supernova, en las inmediaciones. La explosión también habría llevado a la expulsión de la estrella, lo que explicaría la tercera anomalía: la diferencia entre la velocidad de VFTS 102 y la de otras estrellas en la región. A medida que colapsaba, su masiva compañera se habría convertido en el púlsar que hoy se observa en la región, completando así la solución al enigma.

Aunque los astrónomos aún no pueden estar seguros de que esto es exactamente lo que sucedió, Dufton concluye: "Ésta es una historia convincente, ya que explica cada una de las características inusuales que hemos visto. Esta estrella sin duda nos muestra lados insospechados de la vida breve, pero dramática vida de las estrellas más masivas".

Notas.

[1] El nombre VFTS102 se refiere al VLT-FLAMES Tarantula Survey, que utiliza el instrumento FLAMES del Very Large Telescope de ESO.

[2] Un avión viajando a esa velocidad tardaría alrededor de un minuto en dar la vuelta a la Tierra en la línea del Ecuador.

[3] Algunas estrellas terminan sus vidas como objetos compactos llamados púlsares (ver nota [5]), que pueden girar mucho más rápido que VFTS 102, pero son mucho más pequeños y densos, y no brillan por reacciones termonucleares como las estrellas normales.

[4] VFTS 102 se mueve a unos 228 kilómetros por segundo, unos 40 kilómetros por segundo más lento que otras estrellas similares en la región.

[5] Los pulsares son el resultado de las supernovas. El núcleo de la estrella colapsa a un tamaño muy pequeño, creando una estrella de neutrones que gira muy rápido y emite potentes chorros de radiación. A medida que la estrella gira alrededor de su eje, estos chorros son observados como un "pulso" regular desde la Tierra. El remanente de supernova asociado es una típica nube de gas arrasada por la onda de choque que se produce cuando una estrella colapsa en una estrella de neutrones.

Enlace original: ESO.

Nueva evidencia de un pasado húmedo en Marte

2011-12-12T11:35:00.000+01:00

La Opportunity ha encontrado vetas brillantes de un mineral de yeso depositados por agua. El análisis de esta veta ayudará a comprender mejor la historia de los ambientes húmedos del planeta rojo.

"Esta veta indica que el agua fluyó a través de las fracturas de las rocas subterráneas" dijo dijo Steve Squyres de la Cornell University, Ithaca, NY, e investigador principal de Opportunity. "Este es un depósito de productos químicos muy puros que se formaron en el mismo lugar donde los hemos visto, lo que los hace diferentes a otros yesos localizados sobre el planeta rojo. Aunque estas vetas no son raras en la Tierra, en Marte, su hallazgo hacen que los geólogos salten de las sillas".

La veta examinada por la Opportunity posee aproximadamente un pulgar humano de ancho, y de 16 a 20 pulgadas de largo, y sobresale ligeramente a ambos lados del lecho de la roca.

El mes pasado, los investigadores utilizaron la cámara microscópica y el espectrómetro de partículas alfa de rayos X, situados en el brazo del robot, así como varios filtros, para examinar la veta, a la que se ha denominado informalmente "Homestake". El espectrómetro identificó abundante calcio y azufre, en una porción que apunta a una composición de sulfato de calcio relativamente pura.

El sulfato de calcio puede existir de muchas formas, que varían según la cantidad de agua a la que está ligada la estructura de los minerales cristalinos. Los datos obtenidos sugieren que en la veta encontrada el sulfato de calcio está hidratado. Las observaciones realizadas desde órbita, ya habían revelado antes la existencia de yeso en Marte. En el norte del planeta rojo existe un campo de dunas de yeso cuyo origen se desconoce. En cambio en Homestake se formó en ese mismo lugar. Será importante ver si existen otros depósitos similares en otras zonas marcianas.

El depósito de Homestake, ya sea de yeso u otra forma de sulfato de calcio, se formó probablemente a partir de agua que disolvió el calcio de las rocas volcánicas. El calcio combinado con el azufre, ya sea de las rocas o procedente de los gases volcánicos, se depositó en forma de sulfato de calcio en una fractura que más tarde quedó expuesta a la superficie.

A lo largo de su recorrido, Opportunity ha localizado más rocas compuestas por minerales de sulfato de magnesio, hierro y calcio, que indican también un ambiente húmedo miles de millones de años atrás. El sulfato de calcio de alta concentración de Homestake podría haberse causado en condiciones diferentes a las de otros depósitos observados por el róver.

"Pudo haberse formado en otro tipo de medio ambiente acuoso, más hospitalario para una mayor variedad de organismos vivos", dijo Clark.

Homestake y las vetas de aspecto similar aparecen en una zona donde el lecho de roca sedimentaria ricas en sulfatos es grande. Estas rocas volcánicas están expuestas en el borde del Endeavour, lo que puede ofrecer una pista sobre su origen.

Opportunity y Spirit completaron sus tres meses principales de misión en abril de 2004. Ambos vehículos continuaron sus investigaciones posteriormente durante años, realizando importantes descubrimientos acerca de los ambientes húmedos marcianos que podrían haber sido favorables para el desarrollo de la vida microbiana. Spirit dejó de comunicarse con la Tierra en el 2010. Opportunity continúa en activo en la actualidad.

"Queremos entender por qué estas vetas se encuentran en la plataforma, pero no en las llanuras", dijo el investigador de la misión, Ray Arvidson, de la Universidad de Washington en St. Louis. "La respuesta puede ser que el agua subterránea en aumento procedente de la antigua corteza se movió a través de los materiales adyacentes al Cabo de York y depositó el yeso, ya que este material podría ser relativamente insoluble en comparación con el magnesio o el sulfato de hierro."

La NASA lanzó el pasado 26 de noviembre la nueva generación de rovers. Está programado que lleguen al cráter Gale en agosto de 2012.

Más información en el enlace.

Baile de lunas

2011-12-11T16:19:00.000+01:00

Fran Sevilla ha creado esta animación con 59 imágenes tomadas por la Cassini de las lunas, Thetis, Dione y los anillos bailando en su movimiento orbital.

¡Buen trabajo Fran!

Estrella Vampiro Revela sus Secretos

2011-12-11T11:55:00.000+01:00

Astrónomos obtuvieron las mejores fotografías que se conocen de una estrella vampiro que ha logrado succionar gran parte del material de su compañera estelar. Combinando la luz captada por cuatro telescopios en el Observatorio Paranal de ESO, en la Región de Antofagasta (Chile), lograron crear un telescopio virtual de 130 metros de diámetro, con una visión 50 veces más nítida que la del Telescopio Espacial Hubble NASA/ESA. Sorprendentemente, los nuevos resultados muestran que la transferencia de masa de una estrella a la otra en este sistema binario es más suave de lo esperado.

“Ahora podemos combinar la luz de cuatro telescopios del VLT y crear imágenes súper nítidas mucho más rápido que antes”, dice Nicolas Blind (IPAG, Grenoble, Francia), autor principal del artículo que presenta los resultados. “Las imágenes son tan nítidas que no sólo podemos observar las estrellas que orbitan entre sí, sino también medir el tamaño de la estrella más grande”.

Los astrónomos observaron [1] el inusual sistema SS Leporis en la constelación de Lepus, que contiene dos estrellas que orbitan una en torno a la otra en 260 días. Las estrellas están separadas por una distancia un poco mayor que la que existe entre el Sol y la Tierra, y la más grande y fría de ellas mide un cuarto de esta distancia –esto equivale aproximadamente a la órbita de Mercurio. Debido su cercanía, la compañera más pequeña y caliente ya ha succionado casi la mitad de la masa de su compañera. “Sabíamos que esta estrella doble era inusual, y que el material estaba fluyendo de una estrella a la otra”, dice Henri Boffin de ESO, co-autor del estudio. “Sin embargo, lo que descubrimos es que la forma en que probablemente ocurrió la transferencia de masa es completamente diferente a los modelos que existen de este proceso. La ´mordida` de la estrella vampiro es muy suave pero altamente efectiva”.

Las nuevas observaciones son lo bastante nítidas como para mostrar que la estrella gigante es más pequeña de lo que se pensaba previamente, lo que hace aún más difícil explicar cómo la gigante roja transfirió materia hacia su compañera. Los astrónomos ahora piensan que la materia, en lugar de fluir como un torrente desde una estrella hacia la otra, fue expulsada de la estrella gigante en forma de viento estelar para luego ser capturada por la compañera más caliente.

“Estas observaciones han demostrado las nuevas capacidades del Interferómetro del Very Large Telescope para tomar imágenes instantáneas. Con esto se pavimenta el camino para muchos estudios fascinantes que vendrán sobre estrellas dobles que interactúan”, concluye el co-autor Jean-Philippe Berger de ESO.

Notas.

[1] Las fotografías fueron creadas a partir de observaciones realizadas con el Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI) en el Observatorio Paranal de ESO, empleando los cuatro Telescopios Auxiliares de 1,8 metros. La luz de estos telescopios fue combinada por el instrumento PIONIER (ver noticia anterior en inglés).

PIONIER, desarrollado en LAOG/IPAG en Grenoble, Francia, es un instrumento visitante en el Observatorio Paranal. PIONIER es financiado por la Universidad Joseph Fourier, IPAG, INSU-CNRS (ASHRA-PNPS-PNP) ANR 2G-VLTI y ANR Exozodi. IPAG es parte del Observatorio de Grenoble (OSUG).

Los ingenieros del VLTI tuvieron que controlar la distancia que recorrió la luz desde los telescopios, ampliamente separados entre sí, con una precisión de alrededor de un centésimo del grosor de una hebra de cabello humano. Una vez que la luz entró a PIONIER, ésta fue dirigida al corazón del instrumento: un notable circuito óptico, más pequeño que una tarjeta de crédito, el que finalmente combinó las ondas de luz desde los distintos telescopios con una gran precisión, haciendo posible la interferencia. El poder de resolución del conjunto de telescopios no es comparable al de cada Telescopio Auxiliar de 1,8 metros, ya que combinados equivalen a un “telescopio virtual” mucho mayor, de unos 130 metros de ancho, limitado sólo por la distancia máxima donde se pueden ubicar los telescopios.

La resolución del Telescopio Espacial Hubble NASA/ESA es de aproximadamente 50 milésimas de segundos de arco mientras que la resolución alcanzable con el VLTI es de alrededor una milésima de segundo de arco, correspondiente al tamaño aparente de un astronauta en la superficie de la Luna, visto desde la Tierra.

Enlace original: ESO.

Nuevas claves para resolver el misterio de las galaxias elípticas superdensas

2011-12-11T11:43:00.000+01:00

Las relación entre el tamaño y la densidad de las galaxias elípticas en el universo lejano constituye uno de los problemas actuales más candentes en astrofísica. Una investigación realizada por astrónomos de la Universidad Autónoma de Madrid, la Universidad de Florida, la Universidad Complutense de Madrid y el Instituto de Astrofísica de Canarias, revela importantes datos -relacionados con la dispersión de velocidades de sus estrellas- que podrían descifrar las claves para resolverlo.

Las galaxias elípticas son las más masivas del universo cercano a la Tierra. Tienen formas ovales, regulares y no poseen un disco al modo de las espirales como la Vía Láctea. Usando telescopios de gran tamaño, los astrónomos han identificado galaxias elípticas que son 10 veces más masivas que nuestra galaxia y que se encuentran aproximadamente a 10 billones de años luz de la Tierra. Estas galaxias son dos veces más pequeñas que las galaxias elípticas de hoy en día, pero contienen casi el mismo número de estrellas. Comprender cómo éstas galaxias han podido crecer tanto ha pasado a ser uno de los problemas más candentes en la astrofísica.

Imaginemos que recibimos la noticia del nacimiento de un bebé que mide 50 cm y pesa 80 kg. La mayoría de nosotros pensaríamos que es un error de imprenta. Pues bien, algo así les paso a los astrónomos cuando se encontraron con un tipo de galaxias en el Universo lejano con una tamaño muy pequeño, pero con una masa unas 200 billones de veces la masa de nuestro Sol, masa comparable a la de las galaxias más masivas que observamos a nuestro alrededor.

Si las medidas son ciertas, estas galaxias tendrían densidades entre 10 y 100 veces mayores que las densidades de la galaxias en su madurez. Desde este descubrimiento, los astrónomos han tratado de entender cómo estas galaxias tan compactas han podido expandir sus tamaños para alcanzar el tamaño de las galaxias tal como las vemos en el Universo que nos rodea.

Como en caso del bebé, muchos investigadores dudaron al principio de las mediciones de los tamaños y las masas, realizadas a partir de imágenes profundas en diferentes colores, y por ello se repitieron dichas mediciones para detectar si se trataba de un error en la determinación.

Sin embargo, un equipo internacional de especialistas, conformado por astrónomos de la Universidad Autónoma de Madrid, la Universidad de Florida, la Universidad Complutense de Madrid y el Instituto de Astrofísica de Canarias, decidió obtener una medida diferente: la dispersión de velocidades de sus estrellas, para distinguir el estado de evolución de las galaxias compactas. La velocidad de dispersión es una medida de la rapidez con la que unas estrellas se mueven con respecto a las otras, y es una manera de medir la densidad de las galaxias. Cuanto más pequeño es el tamaño de una galaxia con una masa dada, mas rápido se tienen que mover unas estrellas con respecto de otras para compensar el efecto de la gravedad y no colapsar.

La dispersión de velocidades medida por el equipo revela valores no mucho más altos que los valores medidos en las galaxias cercanas. Para entender esto, es necesario considerar que la velocidad de dispersión que observamos está causada por dos componentes: la materia visible, y la invisible (la llamada materia oscura). Ambas contribuyen a la masa total de la galaxia. En el pasado, la influencia de la materia visible a la velocidad de dispersión era mayor, por estar la luz mas concentrada, pero no así la de la materia oscura, y por ello la dispersión de velocidades no ha variado tanto.

Estos resultados son fundamentales para entender las causas de crecimiento de estas galaxias y favorecen un escenario en el cual estas galaxias capturan galaxias enanas que pasan a ocupar las partes externas de las mismas, sin apenas variar su configuración central. De esta forma, el tamaño puede aumentar en un factor 2 mientras que la dispersión de velocidades sólo se incrementa en un factor 0.8.

Para realizar estas medidas, el equipo de investigación ha hecho uso del telescopio óptico de mayor tamaño en el mundo, Gran Telescopio de Canarias, con un diámetro de 10 metros.

Enlace original: SINC.

Descubren los dos mayores agujeros negros

2011-12-11T11:38:00.000+01:00

Científicos norteamericanos han hallado los dos agujeros negros supermasivos más grandes que se conocen hasta ahora. Su tamaño, mucho mayor de lo que se preveía, podría ser equivalente al del Sistema Solar.

Un equipo de investigadores de EE UU y Canadá ha descubierto los dos agujeros negros más masivos que se conocen, según se publica esta semana en la revista Nature.

El horizonte de sucesos de estos agujeros, región dentro de la cual ni la luz puede escapar, se extiende hasta una distancia similar a 200 veces la órbita de la tierra o 5 veces la órbita de Plutón. También podría compararse con el tamaño de nuestro Sistema Solar”, informa a SINC Chung-Pei Ma, investigadora de la Universidad de California en Berkeley (EE UU) y una de las autoras del trabajo.

“Como no podemos ver los agujeros negros ya que ni la luz puede escapar de su atracción, los estudiamos midiendo la velocidad de las estrellas que orbitan ‘muy cerca’ de ellos”, explica Chung-Pei Ma.

La masa de uno de los dos agujeros negros centrales descubiertos por la investigadora Chung-Pei Ma y su equipo, en la galaxia NGC 3842, es 9.700 millones de veces más grande que Sol. El otro, situado en el centro de la galaxia NGC 4889, podría ser incluso mayor.

“Los dos agujeros negros están en el centro de esas dos galaxias, que se encuentran a una distancia de 300 millones de años luz de la tierra”, puntualiza la experta.

El más grande conocido antes de este descubrimiento se ubica en la galaxia Messier 87 y posee una masa 6.300 millones de veces más grande que el Sol.

Para obtener los datos, el equipo de astrofísicos se valió de los telescopios Gemini y Keck en Hawái y las instalaciones del Observatorio McDonald en Texas (EE UU).

El descubrimiento sugiere que los procesos de crecimiento de las grandes galaxias y sus agujeros negros son diferentes a los de las galaxias menores.

Debido a las variaciones de brillo y la luminosidad de los quásares que se encuentran en el universo temprano, los expertos creen que toda galaxia masiva con forma esferoidal alberga un agujero negro supermasivo en su punto central que los potencia.

Los astrofísicos también estiman que este tipo de agujeros negros centrales podrían llegar a tener masas 10.000 millones de veces superiores al Sol aunque un agujero de estas dimensiones nunca ha sido confirmado.

Enlace original: SINC.

Kepler descubre un nuevo exoplaneta

2011-12-05T12:41:00.000+01:00

La misión Kepler de la NASA está diseñada para estudiar una porción de nuestra galaxia con el objetivo de localizar planetas del tamaño de la Tierra o situados cerca de la "zona habitable", la región de un sistema planetario en la que es posible la existencia de agua líquida. Otro objetivo de la misión determinar el número de estrellas que poseen planetas. Ahora, Kepler ya tiene otro planeta para añadir a su lista.

Un equipo de investigación dirigido por Steve Howell, de la NASA, ha demostrado que una de las estrellas más brillantes situadas en el campo de observación de Kepler tiene un planeta con un radio de sólo el 1,6 veces el radio de la Tierra y una masa no mayor a 10 veces la masa terrestre, dando vueltas su estrella con un periodo de 2,8 días. Este descubrimiento fue posteriormente corroborado por telescopios terrestres entre los que se encontraba el Mayall de 4 metros y el telescopio WIYN del Observatorio Nacional Kitt Peak. La figura de la izquierda muestra el tamaño del campo de observación de Kepler.

La figura inferior nos presenta la curva de luz de Kepler HD 179070, en la que se muestra el eclipse de Kepler-21b. Los datos cubren 15 meses de observaciones.

Con un período de sólo 2,8 días, este planeta, designado como Kepler-21b, orbita alrededor de su estrella a sólo 6 millones de kilómetros de distancia. En comparación Mercurio, el planeta más cercano al Sol, tiene un periodo de 88 días y una distancia a la estrella diez veces mayor. El equipo calcula que la temperatura en la superficie del planeta es de unos 1.900 K. Aunque esta temperatura no está cerca de la zona habitable en la que podría encontrarse agua líquida, el tamaño del planeta se aproxima al terrestre.

La estrella, HD 179070, es muy similar a nuestro Sol: su masa es de 1,3 masas solares, su radio es de 1,9 radios solares y su edad, en base a los modelos estelares, es de 2,84 mil millones de años. HD 179070 es de tipo espectral F6 IV, un poco más caliente y brillante que el Sol. Para los estándares astronómicos, HD 179070 está bastante cerca, a una distancia del Sol de 352 años luz. Si bien no se puede ver a simple vista, un pequeño telescopio puede fácilmente encontrarla.

Parte de la dificultad en la detección de este planeta se ha debido a que las estrellas muestran oscilaciones de brillo de corto periodo que pueden enmascarar la presencia de un planeta. Por ello se precisaron 15 meses de datos para confirmar su existencia.

Los resultados de este trabajo han sido aceptados para su publicación en Astrophysical Journal.

Más información en el enlace.

Dos teorías para la explosión de rayos gamma del día de Navidad

2011-12-05T12:40:00.000+01:00

En la noticia anterior se comentaba el posible origen del GRB de Navidad. Al final se exponía una teoría alternativa propuesta por Christina Thoene, del Instituto de Astrofísica de Andalucía. Ahora veremos más detalladamente la propuesta de esta investigadora.

El día de Navidad de 2010 ocurrió un inusual estallido de rayos gamma. Ahora, dos grupos de investigadores plantean en Nature dos teorías para explicar el fenómeno. Un equipo español sugiere que se produjo por la fusión de una estrella de neutrones con otra gigante, y otro italiano que se pudo deber al choque de un cometa con una estrella de neutrones.

El estallido de rayos gamma (o GRB, por sus siglas en inglés) del 25 de diciembre de 2010, conocido como la “explosión de Navidad", rompió los patrones establecidos para este tipo de fenómenos.

Su nombre oficial es GRB101225A y tuvo un brillo y una duración distintos a la media. Además, mostró un resplandor posterior, que se conoce como afterglow, cuya causa era de origen térmico, a diferencia del resto de GRBs.

Para explicar estas peculiaridades esta semana dos grupos de científicos publican en Nature sus teorías. Por una parte, un equipo liderado desde el Observatorio Astronómico de Brera (Italia) sugiere que el estallido se debió a la ruptura de un objeto menor –como un cometa– por una estrella de neutrones situada dentro de nuestra galaxia.

Sin embargo, otra investigación dirigida desde el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) propone que el extraño fenómeno se debió a la fusión de una estrella gigante (de helio) con otra de neutrones. Consideran que el sistema colapsó tras una etapa en la que las estrellas compartieron la envoltura gaseosa que las rodea.

"Todos los GRBs observados hasta la fecha muestran un afterglow, cuya energía procede del movimiento de electrones a gran velocidad dentro del campo magnético del objeto; en cambio, en la ‘explosión de Navidad’ vimos que el origen de este resplandor era térmico, algo realmente inédito", explica Christina Thöne, líder del equipo internacional y también del IAA-CSIC.

Nace un tercer escenario.

Hasta ahora había dos mecanismos para explicar los GRBs, que corresponden a las dos modalidades conocidas: los GRBs largos (de dos o más segundos de duración) debidos al colapso de una estrella muy masiva, mientras que los cortos (de menos de dos segundos) se producen por la fusión de dos objetos compactos, como estrellas de neutrones.

"El carácter exótico de este GRB prácticamente nos forzaba a sugerir un tercer escenario, e investigamos una amplia gama de posibilidades para explicarlo", relata Antonio de Ugarte (IAA-CSIC), investigador del IAA-CSIC.

El estudio español propone que la explosión de Navidad es el resultado de la fusión de una estrella de neutrones (una estrella degenerada que puede contener la masa del Sol en un radio de decenas de kilómetros) con una estrella gigante evolucionada.

Este sistema binario situado a una distancia de unos 5500 millones de años luz, atravesó una fase de envoltura común cuando la estrella de neutrones se adentró en la atmósfera de la estrella gigante. Durante esta etapa la estrella gigante perdió la mayor parte del hidrógeno que la componía.

Más tarde, cuando los astros se fusionaron, la explosión produjo un ‘chorro’, semejante a los que se generan en los GRB normales, pero que se calentó por la interacción con la envoltura común preexistente. Esto dio lugar al afterglow observado, dominado por radiación generada por material caliente y que fue enfriándose con el tiempo.

Unos diez días después del estallido en rayos gamma comenzó a emerger una débil explosión de supernova que alcanzó su máximo tras cuarenta días. Los GRBs largos suelen ir acompañados de una supernova brillante, cuyo brillo parece estar relacionado con la producción de níquel durante el evento.

"Nuestro escenario predice la producción de una pequeña cantidad de níquel que conduciría a una explosión de supernova muy débil, lo que lo hace más consistente con las observaciones" concluye Thöne.

Explosiones de rayos gamma (GRBs).

Las explosiones de rayos gamma son destellos breves e intensos de radiación gamma que se producen al azar en cualquier lugar del firmamento. Se los relaciona con varios procesos ligados a sucesos catastróficos en las estrellas. La duración de las emisiones de radiación gamma oscila entre unos pocos milisegundos hasta más de media hora, y son tan energéticos que se pueden detectar a distancias de miles de millones de años luz.

La atmósfera de la Tierra es opaca a los rayos gamma, de modo que los GRB solo se pueden captar gracias a detectores embarcados en aparatos espaciales, como el satélite Swift de la NASA.

En cuanto Swift localiza un GRB, reacciona y distribuye las coordenadas (sobre todo a través de Internet) a grupos de investigación de todo el mundo, que así tienen la oportunidad de seguir estos sucesos explosivos por medio de telescopios situados en tierra.

Las observaciones realizadas de este modo han mostrado que los GRB van seguidos de una emisión de luz visible e infrarroja que se suele denominar afterglow, es decir, «resplandor ulterior», procedente de partículas con carga eléctrica sumidas en campos magnéticos potentes y que se desplazan con velocidades relativistas (por encima del 99% de la velocidad de la luz).

"Tras décadas investigando GRBs estamos viendo que estos objetos nos deparan muchas sorpresas y que, del mismo modo que los tipos de supernova conocidos han aumentado con el tiempo, es posible que debamos revisar la clasificación de GRBs. Las estrellas parecen disponer de muy diversas formas de morir", concluye Thöne.

Enlace original: SINC.

El GRB de Navidad podría haber sido causado por la colisión de un cometa

2011-11-30T23:32:00.000+01:00

Un estallido de radiación de rayos gamma detectado en una galaxia lejana puede tener su origen en la colisión de un cometa contra una estrella de neutrones. La imagen de la izquierda, tomada por el telescopio orbital Swift de la NASA, muestra la explosión ocurrida el 25 de diciembre de 2009.

Los brotes de rayos gamma (también conocidos como GRB en sus siglas en inglés, BRG en español) son destellos de rayos gamma asociados con explosiones extremadamente energéticas en galaxias distantes. Son los eventos electromagnéticos más luminosos que ocurren en el universo. Los brotes pueden durar desde unos nanosegundos hasta cerca de una hora, pero por lo general, un brote típico suele durar unos pocos segundos. Con frecuencia son seguidos por una luminiscencia residual de larga duración de radiación a longitudes de onda mayores, (rayos X, radiación ultravioleta, luz visible, radiación infrarroja y radiofrecuencia).

El día de Navidad, Swift detectó un brote que se prolongó durante al menos media hora, y sus emisiones en la parte del espectro de los rayos X, se desvanecieron mucho más rápidamente de lo habitual, lo que ha suscitado un gran debate entre los científicos.

Estudiando detenidamente los datos, un equipo investigador, dirigido por Sergio Campana, del Observatorio Astronómico Brera en Italia, ha llegado a la conclusión de que el extraño suceso fue causado por un organismo menor, un cometa o un asteroide que orbitaba tan cerca de una estrella de neutrones que fue destrozado por su fuerza de la gravedad. Sus fragmentos al estrellarse produjeron la emisión de rayos gamma.

Otra explicación, ofrecida por Christina Thoene, del Instituto de Astrofísica de Andalucía, es que el GRB se debió a la fusión de una estrella de helio y una estrella de neutrones, lo que generó una supernova.

Estas investigaciones se han publicado en la revista científica británica Nature.

Más información en el enlace.

Resumen de las misiones de exploración planetaria de diciembre

2011-11-30T10:45:00.001+01:00

El misterio de la ionósfera lunar

2011-11-28T20:35:00.000+01:00

¿Cómo es posible que un mundo sin aire tenga una ionósfera? De algún modo la Luna se las arregló para tenerla.

Los investigadores de la Luna han estado batallando con este misterio durante años y es posible que finalmente hayan encontrado una solución.

Pero primero, ¿Qué es una ionósfera?

Cada planeta terrestre con una atmósfera posee una ionósfera. En lo alto, más allá de la superficie rocosa del planeta, donde la atmósfera se encuentra con el vacío del espacio, los rayos ultravioleta (UV) del Sol rompen y separan los átomos del aire. Esto crea una capa de gas ionizado, una "ionósfera".

Aquí en la Tierra, la ionósfera tiene un alto impacto sobre las comunicaciones y la navegación. Por ejemplo, refleja las ondas de radio, permitiendo de este modo que los operadores de radio de onda corta hagan rebotar las transmisiones sobre el horizonte para lograr comunicaciones a largas distancias. La ionósfera también desvía y dispersa las señales de los satélites del GPS (Global Positioning System o Sistema de Posicionamiento Global, en idioma español), algunas veces causando que el detector del GPS se equivoque en la posición que indica.

La primera evidencia convincente de una ionósfera que envuelve la Luna proviene de la década de 1970, de las sondas soviéticas Luna 19 y 22. Sobrevolando la Luna a baja altura, los sensores de estos orbitadores detectaron una capa de material cargado que se extendía unas pocas decenas de kilómetros sobre la superficie lunar y que contenía alrededor de 1.000 electrones por centímetro cúbico (mil veces más de lo que cualquier teoría podía explicar). Los radioastrónomos también encontraron pistas de la ionósfera lunar, cuando la luz de fuentes de radio distantes pasó a través del limbo de la Luna.

La idea de una "Luna sin aire" que tiene una ionósfera no tiene mucho sentido, pero la evidencia se acumula.

En realidad, la Luna no está tan sin aire como mucha gente piensa. Pequeñas cantidades de gas creadas por la descomposición radioactiva se escapan del interior lunar; los meteoroides y el viento solar también arrancan átomos de la superficie de la Luna. El gas extraído resultante es muy delgado, tanto que muchos investigadores se niegan a llamarlo atmósfera y prefieren el término "exósfera". La densidad de la exósfera lunar es aproximadamente cien mil billones de veces menor que la del aire en la Tierra; esto no es suficiente evidencia para una ionósfera tan densa como la que la Luna parece tener.

Durante 40 años, la ionósfera de la Luna permaneció como un misterio hasta que Tim Stubbs, del Centro Goddard para Vuelos Espaciales (Goddard Space Flight Center, en idioma inglés), publicó una posible solución a principios de este año. La respuesta, de acuerdo con lo que él propone, es el polvo lunar.

Stubbs, un científico de alrededor de 30 años, que ni siquiera había nacido cuando se descubrió la ionósfera de la Luna, leyó el informe de los astronautas de la nave Apollo 15, quienes afirmaron haber visto un extraño brillo sobre el horizonte de la Luna. Muchos investigadores creen que lo que los astronautas estaban viendo era polvo lunar. La Luna es un lugar extremadamente polvoriento, rodeado naturalmente por un enjambre de granos de polvo (pensemos en PigPen, de Charlie Brown). Cuando estos granos flotantes son iluminados por el Sol al amanecer o al atardecer, crean un brillo a lo largo del horizonte.

Stubbs y sus colegas se dieron cuenta de que el polvo que flota puede ser la respuesta. Los rayos UV del Sol golpean los granos y los ionizan. De acuerdo con sus cálculos, este proceso produce la suficiente carga (granos positivos rodeados por electrones negativos) como para crear la ionósfera observada.

Una ionósfera hecha de polvo en lugar de gas es algo nuevo para la ciencia planetaria. Nadie sabe cómo se comportará a diferentes horas de la noche o del día, o en las diferentes fases del ciclo solar, o cómo podría afectar a las futuras comunicaciones por radio y a la navegación en la Luna. La sonda ARTEMIS (Acceleration, Reconnection, Turbulence and Electrodynamics of the Moon's Interaction with the Sun o Aceleración, Reconexión, Turbulencia y Electrodinámica de la Interacción de la Luna con el Sol, en idioma español), de la NASA, que ahora se encuentra orbitando la Luna, y la nave espacial LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer o Explorador de la Atmósfera y el Ambiente de Polvo Lunar, en idioma español), cuyo lanzamiento está programado para el año 2013 con el propósito específico de estudiar la exósfera lunar, podrían entonces revelar su hábitos.

Más noticias al respecto se esperan en menos de 40 años.

Enlace original: NASA.

Vídeo del lanzamiento de Curiosity

2011-11-28T20:26:00.000+01:00

La sonda lleva en su interior un chip con los nombre de aquellas personas que se apuntaron, hasta el planeta rojo. A continuación mi certificado de participación.

Despega Curiosity, el vehículo explorador de Marte

2011-11-28T19:50:00.000+01:00

La NASA comenzó un viaje histórico hacia Marte con el lanzamiento, el 26 de noviembre, del Laboratorio Científico de Marte (Mars Science Laboratory o MSL, por su sigla en idioma inglés), el cual transporta un explorador, del tamaño de un automóvil, llamado Curiosity (Curiosidad, en idioma español). El despegue desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral, a bordo del cohete Atlas V, se llevó a cabo a las 10:02 de la mañana, hora oficial del Este (7:02 de la mañana, hora oficial del Pacífico).

"Estamos muy entusiasmados por enviar el laboratorio científico más avanzado del mundo a Marte", dijo Charles Bolden, quien es el administrador de la NASA. "El MSL nos dirá las cosas fundamentales que necesitamos saber sobre Marte y, mientras avanza en sus actividades científicas, nosotros estaremos trabajando en las capacidades con las que debemos contar para una misión futura con seres humanos al Planeta Rojo y a otros destinos donde nunca hemos estado".

La misión será pionera en una tecnología de aterrizaje de precisión y en un aterrizaje mediante un sistema de grúa, cuyo propósito será colocar a Curiosity cerca del pie de una montaña, en el interior del cráter Gale, el 6 de agosto del año 2012. Durante una importante misión que llevará aproximadamente dos años, después del lanzamiento, el explorador investigará si la región alguna vez ofreció condiciones favorables para el desarrollo de vida microbiana, incluyendo a los componentes químicos fundamentales para la existencia de la vida.

"El vehículo de lanzamiento nos ha dado una gran inyección en nuestra trayectoria, y estamos camino a Marte", dijo Peter Theisinger, quien es el director del proyecto del Laboratorio Científico de Marte, en el Laboratorio de Propulsión a Chorro (Jet Propulsion Laboratory o JPL, por su sigla en idioma inglés), de la NASA, en Pasadena, California. "La nave espacial está comunicada y se encuentra térmicamente estable y con energía positiva".

El Atlas V inicialmente transportó a la nave espacial hacia la órbita de la Tierra y luego, con un segundo impulso de la fase superior del vehículo, la colocó fuera de la órbita de la Tierra, en un viaje de 567 millones de kilómetros (352 millones de millas) hacia Marte.

"Nuestra primera maniobra de corrección de la trayectoria tendrá lugar en aproximadamente dos semanas", expresó Theisinger. "Realizaremos controles de los instrumentos luego, en las próximas semanas, y continuaremos con meticulosos preparativos para el aterrizaje en Marte y también para las operaciones que llevaremos a cabo en la superficie".

Los ambiciosos objetivos científicos de Curiosity se encuentran entre las muchas diferencias que tiene la misión con los anteriores exploradores de Marte. El vehículo utilizará un taladro y una pala, colocados en el extremo de su brazo robot, con el fin de recolectar suelo y muestras de polvo del interior de las rocas. Luego, tamizará y formará parcelas con estas muestras y las colocará en instrumentos analíticos de laboratorio ubicados dentro del explorador. Curiosity transporta 10 instrumentos científicos con una masa total que es 15 veces más grande que la carga útil de los instrumentos científicos que hay en los vehículos exploradores de Marte Spirit (Espíritu, en idioma español) y Opportunity (Oportunidad, en idioma español). Algunas de las herramientas son las primeras de su clase en Marte; por ejemplo, un instrumento para lanzar rayos láser, el cual se usa para conocer la composición elemental de las rocas a distancia, y un instrumento destinado a la difracción de rayos X, el cual sirve para la identificación definitiva de minerales en las muestras de polvo.

Para poder transportar y soportar su carga científica, Curiosity es dos veces más largo y cinco veces más pesado que los vehículos exploradores Spirit u Opportunity. Debido a su masa de una tonelada, Curiosity es demasiado pesado como para utilizar bolsas de aire para amortiguar su aterrizaje; cosa que sí pudieron usar los anteriores exploradores de Marte. Parte de la nave espacial que transporta al Laboratorio Científico de Marte es un módulo de descenso impulsado mediante un cohete, el cual hará descender al vehículo explorador sobre cuerdas a medida que los motores del cohete controlan la velocidad del descenso.

El sitio de aterrizaje de la misión ofrece a Curiosity la posibilidad de trasladarse hacia capas de la montaña que se encuentran dentro del cráter Gale. A través de las observaciones llevadas a cabo desde la órbita, se ha podido identificar arcilla y minerales de sulfato en las capas más bajas, lo cual indica que en el pasado hubo humedad.

Las maniobras destinadas a efectuar un aterrizaje preciso a medida que la nave espacial vuela a través de la atmósfera marciana, antes de abrir su paracaídas, hacen que Gale sea un objetivo seguro para la primera vez que este explorador se posa en Marte. Esta innovación reduce el área tomada como objetivo a menos de un cuarto del tamaño que tenían los objetivos de aterrizaje previos en Marte. Sin eso, el terreno desparejo de los bordes del objetivo de Curiosity haría que el sitio fuera descartado debido a su peligrosidad.

Las innovaciones llevadas a cabo con el fin de hacer aterrizar una nave espacial más pesada con mayor precisión forman parte de los pasos del desarrollo de la tecnología necesaria para futuras misiones a Marte con seres humanos. Además, Curiosity transporta un instrumento que se utiliza para monitorizar el ambiente de radiación natural de Marte, lo que constituye una información importante para el diseño de futuras misiones a Marte que protejan la salud de los astronautas.

Enlace original: NASA.

Las galaxias también cambian por dentro

2011-11-25T19:21:00.000+01:00

Las grandes transformaciones que experimentan las galaxias en su interior marcarán el futuro de las investigaciones sobre su evolución. Este candente campo de investigación ha centrado la XXIII edición de la 'Canary Islands Winter School of Astrophysics', organizada por el IAC. Dos semanas de charlas y debates que concluyen hoy en el Puerto de la Cruz (Tenerife).

Las galaxias interactúan entre sí e, incluso, llegan a fusionarse creando una nueva galaxia más grande y con forma elíptica. Este sociable comportamiento ha marcado gran parte de los trabajos que tratan de aclarar cómo evolucionan estos objetos. Sin embargo, también hay que buscar respuestas en su interior. Esta es la principal conclusión de la XXIII edición de la Canary Islands Winter School of Astrophysics, organizada por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y que concluye hoy, viernes 25, en el Puerto de la Cruz, en Tenerife.

Por espacio de dos semanas, los 83 participantes en las jornadas – estudiantes de doctorado y postdoctorado provenientes de Australia, Canadá, EE UU, Argentina, México, Corea, China, y toda Europa- han tenido la oportunidad de profundizar en la evolución de las galaxias de la mano de importantes especialistas en la materia.

La elección del tema no es casual. Aunque la evolución galáctica se estudia desde los años ’70, los avances en cartografiado y la información aportada por los telescopios de última generación han ampliado el interés por este campo de investigación, uno de los que plantea más incógnitas de la astrofísica actual.

“Hasta el momento, la comunidad científica pensaba que la evolución de las galaxias estaba dominada por la interacción o fusión entre ellas, desde el Bing Bang hasta nuestros días. Sin embargo, una de las conclusiones más importantes de esta Escuela de Invierno es que las galaxias, durante su vida, sufren fuertes transformaciones morfológicas y dinámicas inducidas por procesos internos que en muchas ocasiones superan aquellas producidas por agentes externos”, explica el investigador del IAC Jesús Falcón, uno de los organizadores del encuentro. Esta mirada al interior, añade el científico, “marcará la dirección de este campo de la astrofísica en la próxima década”.

En esta edición, la Escuela de Invierno del IAC ha contado con la presencia de figuras destacadas, como el profesor del California Institute of Technology (EEUU) Nick Scoville, uno de los impulsores del sondeo COSMOS, el mayor de sus características que cuenta con observaciones realizadas por varios de los mayores telescopios espaciales, Hubble, Spitzer, GALEX, XMM y Chandra, y terrestres. Este mapeado está permitiendo profundizar en la comprensión de la evolución galáctica pero, como explica el propio Scovillle, es sólo el principio: “Estamos observando sólo el 4% de la materia del universo. El resto, compuesto por la materia y la energía oscura, supondrá el próximo reto para la ciencia”.

Jacqueline van Gorkom, profesora de la Universidad de Columbia (EEUU), también aborda la cuestión de la materia oscura: “Su presencia es diez veces mayor en las galaxias que en las estrellas que vemos”. Según señala, es posible llegar a este tipo de conclusiones gracias a la radioastronomía, un campo que ofrece y ofrecerá amplia información sobre las galaxias. “Analizamos datos como el gas contenido en ellas, que permite que se sigan creando estrellas; o cómo se mueven”, explica la investigadora.

‘Pseudobulbos’ galácticos y agujeros negros.

John Kormendy, profesor de la Universidad de Texas, Austin (EEUU), abordó en su presentación otra de las cuestiones de mayor actualidad en este ámbito de investigación: los pseudobulbos galácticos y su relación con los agujeros negros que se ubican en el centro de la mayoría de las galaxias.

Los bulbos galácticos son grupos de estrellas que suelen encontrarse en la parte central de las galaxias elípticas, aquellas que resultan de la fusión entre dos galaxias. Parece admitirse que estos objetos interactúan con los agujeros negros supermasivos de esas galaxias. “De alguna manera, se regulan mutuamente”, apunta Kormendy. Esto no ocurre en cambio con los pseudobulbos galácticos. Son estructuras similares a los bulbos pero aparecen en galaxias espirales –como La Vía Láctea-, es decir, galaxias que han evolucionado solas, sin fusionarse con otras. “Hemos descubierto que estos falsos bulbos no se relacionan con los agujeros negros de sus galaxias”, apunta el astrofísico. Conocer las razones y comprender el fenómeno también será objeto de estudio en los próximos años.

Hay más temas que despiertan el interés de los científicos. Para la profesora Daniela Calzetti, de la Universidad de Massachussets (EEUU), otro de los desafíos es comprender la formación de la secuencia de Edwin Hubble. Ideada por el astrónomo estadounidense en 1936, se trata de un diagrama –en forma de diapasón- que clasifica a las galaxias del universo en diez categorías. “Comprender los mecanismos físicos que determinan la formación de esta secuencia y, por extensión, profundizar en los procesos que provocan que el gas se convierta en una estrella son dos cuestiones clave para la astrofísica del futuro”, apunta Calzetti.

Enlace original: IAC.

Historia de la exploración marciana

2011-11-25T16:27:00.000+01:00

En este enlace podéis ver la imagen superior ampliada. Creada por Jason Davis, resume la historia de la exploración del planeta rojo.

Fotografían la supernova más joven captada nada más explotar

2011-11-24T21:12:00.000+01:00

La galaxia del Remolino y la supernova SN2001dh a través de un telescopio. En la ampliación, imagen de SN2001dh, con un aumento de factor 50000.

La imagen en alta definición de la explosión estelar captada por la Universitat de València aporta información para acotar la velocidad de expansión de la onda de choque que se genera en este tipo de fenómeno tan violento. La revista Astronomy & Astrophysics publica esta semana la fotografía de la supernova SN2011dh, de la galaxia del Remolino, a escasos 23 millones años luz de la Tierra.
Un equipo internacional de astrónomos, liderado por el valenciano Iván Martí Vidal, ha conseguido tomar una imagen radioastronómica de la supernova más joven nunca obtenida. Catorce días tras la explosión de una estrella en la galaxia del Remolino (M51) el pasado mes de junio, telescopios coordinados en toda Europa han fotografiado el estallido cósmico con un detalle equivalente al que supondría ver una pelota de golf en la superficie de la Luna.
Los resultados de esta investigación, en la que participan la Universitat de València y el Instituto de Astrofísica de Andalucía, se publican esta semana en la revista Astronomy & Astrophysics. En las observaciones han participado los telescopios de la NASA en Robledo de Chavela (Madrid) y del Instituto Geográfico Nacional en Yebes (Guadalajara).
La majestuosa galaxia del Remolino, a escasos 23 millones de años luz de la Tierra, en la constelación de los Lebreles, con su bello aspecto, puede ser también escenario de uno de los fenómenos más violentos del universo: la muerte de una estrella en forma de explosión supernova. Con la combinación de varios radiotelescopios distribuidos por España, Suecia, Alemania y Finlandia y procesando sus datos en un superordenador en los Países Bajos es posible conseguir la capacidad de un telescopio de miles de kilómetros de tamaño, es decir, tan grande como el continente europeo.

De esta manera, se ha podido obtener una imagen muy nítida de este objeto, con un detalle cien veces superior al del telescopio espacial Hubble. Esta técnica, conocida como radiointerferometría, ha permitido a Iván Martí y a sus colaboradores fotografiar la supernova SN2011dh pocos días tras su explosión.
Las observaciones de SN2011dh suponen un récord: “esta es la imagen de alta resolución más temprana que nunca ha podido obtenerse de una explosión supernova. A partir de nuestra imagen podemos acotar la velocidad de expansión de la onda de choque que se genera en la explosión”, afirma Iván Martí, del Instituto Max Planck de Radioastronomía en Bonn (Alemania). El catedrático de Astronomía y Astrofísica de la Universitat de València Jon Marcaide argumenta: “con la precisión obtenida podemos buscar la estrella precursora en las imágenes de la galaxia anteriores a la explosión, además de calibrar mejor las nuevas observaciones que tenemos previstas”.
Las supernovas son explosiones cataclísmicas con las que concluye de manera violenta la vida de las estrellas más masivas. Constituyen uno de los fenómenos más espectaculares del universo. A pesar de que las supernovas son muy brillantes en el rango de luz visible y ultravioleta, pocas de ellas emiten en radiofrecuencia. Este hecho añade una dificultad a las observaciones con los radiotelescopios.
Antxon Alberdi, del Instituto de Astrofísica de Andalucía, sostiene: “Si tenemos mucha suerte, como ha sido este caso, podemos obtener imágenes muy nítidas de las supernovas con la máxima resolución que existe en astronomía, la que nos da la técnica de VLBI, que significa Very Long Baseline Interferometry”.
El equipo internacional que ha conseguido estos resultados está trabajando en el análisis de nuevas observaciones. La red europea de VLBI (European VLBI Network) es una colaboración de institutos de radioastronomía en Europa, China y Sudáfrica, financiada por las respectivas agencias nacionales de investigación.

Enlace original: SINC.

Todo listo para lanzar el rover ‘Curiosity’ a Marte

2011-11-24T21:10:00.000+01:00

El rover Curiosity de la misión Mars Science Laboratory (MSL) de la NASA despega este sábado desde Cabo Cañaveral, en EE UU, rumbo a Marte. El vehículo incorpora dos instrumentos con tecnología española: la estación de monitorización medioambiental REMS y una antena de alta ganancia para enviar datos a la Tierra. El objetivo de la misión es determinar la habitabilidad del planeta rojo.

“El aspecto más importante del Mars Science Laboratory es que, a diferencia de otras misiones a Marte en la que los geólogos solo nos pudieron decir la composición de las rocas y si había habido agua, ahora se van a desarrollar estudios de química orgánica para buscar moléculas o procesos que se asocian con la vida”, explica a SINC Ashley Stroupe, ingeniera robótica en el JPL de la NASA y participante en este proyecto.

“También se observarán muchos otros aspectos del entorno marciano para determinar si pudo haber sido habitable alguna vez –añade la científica–, aportando nuevos enfoques sobre la historia de este planeta y la posibilidad de que la vida apareciera allí, o incluso que todavía exista oculta en alguna parte”.

El objetivo científico de la misión es evaluar la habitabilidad de una región de Marte, conocer su potencial como hábitat para la vida pasada o presente. Para cumplirlo, la misión MSL lanzará el próximo 26 de noviembre desde el Centro Espacial Kennedy en Cabo Cañaveral (Florida, EE UU) el roverCuriosity a bordo de un cohete ATLAS V. Está previsto que el vehículo llegue a su destino en agosto de 2012.

Tras un minucioso proceso de selección, los responsables de la misión han elegido como punto de aterrizaje el cráter Gale, de unos 100 km de diámetro y con un montículo central de 5 km de altura. Se cree que en ese terreno se podrá leer gran parte de la historia geológica de Marte, además de que presenta huellas que sugieren que pudo haber sido un lago.

Los objetivos específicos de MSL son verificar el potencial biológico de la zona explorada por el rover, investigar los procesos planetarios que ocurren en su superficie y que influyen en su habitabilidad (como el agua, por ejemplo), y caracterizar los niveles de radiación que llegan a la superficie de Marte.

Instrumento con 90% de participación española.

Curiosity incorpora diez instrumentos esenciales para cumplir con su misión. Uno de ellos es la estación medioambiental REMS (Rover Environmental Monitoring Station), que registrará datos de presión, humedad, temperatura, velocidad del viento y radiación ultravioleta.

El desarrollo de este instrumento se ha liderado desde el Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA) en la colaboración con la Universidad Politécnica de Cataluña (UPC), la Universidad de Alcalá de Henares (UAH) y la empresa CRISA de EADS Astrium.

La participación española en REMS “es de alrededor del 90% (el resto son aportaciones de instituciones de EE UU y Finlandia)”, confirma a SINC Javier Gómez-Elvira, director del CAB e investigador principal del proyecto REMS. El reto más dificil ha sido "hacer el instrumento lo más compacto posible, integrando y analizando en detalle cada uno de los componentes para asegurar que todos van a funcionar”, explica el investigador.

La industria española también ha contribuido al desarrollo de la misión MSL mediante la fabricación de una antena de alta ganancia que utilizará el rover para enviar datos a la Tierra. Este trabajo lo han desarrollador las empresas Astrium-CASA y SENER.

Curiosity (bautizado así por votación popular) pesa cerca de 1.000 kg, tiene el tamaño de un automóvil pequeño y está equipado con seis ruedas. Su velocidad máxima será de 90 metros por hora y está diseñado para explorar, al menos durante un año marciano (686 días terrestres) la superficie del planeta rojo.

Curiosity funcionará con una fuente radiactiva.

Se trata de la tercera generación de vehículos todo terreno que la NASA envía a Marte. Sus dimensiones, fuentes de alimentación, capacidades y sistema de aterrizaje le diferencian de sus antecesores. Los dos anteriores llegaron a la superficie marciana protegidos por airbags y se alimentaron con paneles solares, mientras que Curiosity lo hará descolgándose suavemente desde el transportador que lo llevará desde la Tierra y funcionará con una fuente radiactiva.

El vehículo enviará diariamente los datos a los satélites en órbita alrededor de Marte que, a su vez, los redirigirán a la Tierra. Las antenas de la Red de Espacio Profundo de la NASA –entre las que se encuentra una situada en la estación de Robledo de Chavela (Madrid)– recogerán las señales y las enviarán a Pasadena (California, EE UU).

Desde allí se distribuirá la información a los diferentes equipos en EE UU, España, Rusia, Canadá, Francia y Alemania. Los científicos e ingenieros trabajarán conjuntamente para analizar todos los datos y decidir cada día la labor que desempeñará Curiosity al día siguiente.

Los diez instrumentos de Curiosity:

APXS (Alpha-Particle-X-ray-Spectrometer) determinará la composición de las rocas y el suelo.

CHEMCAM (CHEMistry CAMera) es un espectrómetro que también analizará las rocas marcianas.

CHEMIN (CHEmistry and MINeralogy) cuantificará los minerales y la estructura química de las rocas con rayos X.

DAN (Dynamic of Albedo Neutrons) es un detector de neutrones que, indirectamente, mide la cantidad de agua a través de la detección de la cantidad de átomos de hidrógeno que hay en el subsuelo.

MAHLI (MArs HandLens Imager) es un microscopio para obtener imágenes de rocas, suelo, hielo y escarcha.

MARDI (MARs Descent Imager) tomará imágenes de alta resolución en color durante el descenso y aterrizaje en Marte para proporcionar información sobre el contexto geológico del entorno.

MASTCAM (MAST CAMera) es un conjunto de cámaras que recogerán imágenes multiespectro y estereoscópicas, en rangos de distancia que van de los pocos centímetros a varios kilómetros, y vídeo de alta definición (10 imágenes por segundo).

RAD (Radiation Assessment Detector) caracterizará un amplio rango de radiaciones para la posible exploración humana del planeta.

SAM (Sample Analysis at Mars) hará análisis mineralógicos y atmosféricos. Puede detectar un amplio rango de componentes biológicos y analizar isótopos orgánicos estables y gases nobles.

REMS (Rover Environmental Monitoring Station), la estación de monitorización mediambiental del rover. Su desarrollo se ha liderado desde España.

Enlace original: SINC.

Una antena de la ESA contacta con la sonda rusa perdida que iba a Marte

2011-11-24T21:07:00.000+01:00

La estación de seguimiento que la Agencia Espacial Europea (ESA) tiene en Perth (Australia) ha conseguido esta semana contactar varias veces con la sonda rusa Fobos-Grunt, que falló el pasado 8 de noviembre en su intento por poner rumbo a Marte. La ESA continúa informando sobre la evolución de los contactos.

Las comunicaciones con la sonda rusa Fobos-Grunt, cuyo objetivo era traer muestras del satélite Fobos de Marte, se interrumpieron instantes después de su lanzamiento el pasado día 8 de noviembre desde el cosmodromo de Baikonur (Kazajistán).

El lanzador dejó a la sonda en una órbita terrestre de baja altitud, donde se prepararía para comenzar el largo viaje al planeta rojo con sus propios medios. Instantes después de que la nave y su etapa propulsora Fregat se separasen del cohete, los controladores recibieron la señal que confirmaba el correcto despliegue de sus paneles solares.

El motor de la Fregat tenía que encenderse dos veces de forma automática, fuera de la zona de cobertura de las estaciones de seguimiento rusas, para insertar a la sonda en una trayectoria interplanetaria hacia Marte. Sin embargo, por algún motivo todavía desconocido, el motor no se encendió y, desde ese momento, se perdió el contacto con la nave.

Los responsables rusos de la misión y sus colegas de otras agencias espaciales se movilizaron. Las observaciones realizadas desde Tierra confirmaron que la nave permanece en órbita a la Tierra, a una altitud de entre 200 y 340 km, manteniendo una orientación controlada.

La ESA se comprometió con NPO Lavochkin, responsable de las operaciones de la misión en nombre de la agencia espacial rusa (Roscosmos), a hacer todo lo posible para intentar contactar con la sonda utilizando la red de estaciones de seguimiento de la ESA.

Primeros intentos sin éxito.

A partir del día 9 de noviembre la ESA, en coordinación con los ingenieros rusos, trató de establecer contacto con Fobos-Grunt, realizando varios intentos al día y utilizando distintas configuraciones y modos de operación, sin éxito.

El principal problema era que no se conocía con precisión la órbita de la sonda. Debido al gran tamaño de las antenas de seguimiento, se precisa conocer la posición de los satélites con gran precisión para poder orientarlas correctamente.

Hace pocos días, se decidió modificar la antena de 15 metros de diámetro de la estación de seguimiento de la ESA en Perth, añadiéndole una pequeña antena de bocina en el lateral del reflector principal. Esta nueva antena permite emitir señales de muy baja potencia en haces muy anchos, aumentando la probabilidad de interceptar al satélite.

El receptor de Fobos-Grunt fue diseñado para recibir señales de poca potencia en el espacio profundo. Para evitar saturarlo, fue necesario reducir la potencia de la señal emitida desde Tierra.

Una de las ventajas de utilizar la estación de Perth es que cuando la sonda la sobrevuela, sus paneles solares se encuentran completamente iluminados por el Sol, aumentando las posibilidades de que la sonda tenga la potencia necesaria para responder a la llamada.

Transmisión de mensajes rusos desde Australia.

El pasado 22 de noviembre, la antena de Perth apuntó hacia la posición estimada del satélite entre las 20h21 y las 20h28 (horario GMT) y comenzó a transmitir los comandos proporcionados por NPO Lavochkin.

“Dada la baja altitud de la órbita de Fobos-Grunt, nuestra estación sólo lo tenía a la vista entre seis y diez minutos. Por otra parte, la gran velocidad del pase hacía necesario variar la frecuencia de la señal a transmitir”, explica Wolfgang Hell, responsable del servicio a Fobos-Grunt desde el Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) de la ESA en Darmstadt, Alemania.

A pesar de todas las dificultades, la operación por fin fue todo un éxito: la señal enviada por la pequeña antena de bocina encendió el transmisor del satélite, que respondió enviando una señal a la antena de 25 metros de la estación. Los datos recibidos en Perth fueron transmitidos a través de ESOC al centro ruso de control de la misión para su análisis.

La antena volvió a contactar con la nave rusa en la noche del 23 al 24 de noviembre. La sonda sobrevoló la estación de seguimiento un total de cinco veces entre las 20h19 y las 04h08 GMT.

Los equipos de la estación de Perth y el ESOC estaban entusiasmados al recibir una señal clara y de gran intensidad en el primero de los pases de anoche. “El primer pase de la noche fue todo un éxito: enviamos un comando para activar el transmisor del satélite e instantes después pudimos recibir su telemetría”, indica Hell.

Segundo contacto más intenso.

La telemetría normalmente incluye información sobre el estado de los distintos subsistemas del satélite. “La señal enviada por Fobos-Grunt era mucho más intensa que la recibida la noche anterior, en parte gracias a que esta vez conocíamos con más precisión la posición del satélite”, añade el experto.

El siguiente pase fue muy corto, y sólo se utilizó para enviar comandos a la nave, aunque no se esperaba recibir una señal de confirmación. Sin embargo, la situación se agravó al no recibir ninguna señal de la sonda en ninguno de los tres pases restantes, en la madrugada del 24 de noviembre.

Los ingenieros de la ESA, trabajando codo con codo con los controladores de la misión, están analizando meticulosamente la situación. El problema puede estar en el sistema de comunicaciones del satélite. Durante los dos primeros pases de la noche, una de las dos antenas de baja ganancia de Fobos-Grunt estaba orientada hacia Perth, debido a la posición orbital del satélite.

Sin embargo, la posición del satélite era diferente durante los tres pases siguientes y la segunda antena, opuesta a la primera, debería haber enviado la telemetría. En estos tres pases no se recibió ningún dato.

“Nuestros compañeros rusos utilizarán estas conclusiones para buscar la raíz del problema y para diseñar los nuevos comandos que enviaremos a la sonda esta noche”, explica Manfred Warhaut, responsable de operaciones de la ESA.

Los equipos ruso y de la ESA siguen trabajando juntos para determinar la mejor forma de seguir manteniendo el contacto con la sonda. Esta noche habrá cinco nuevas oportunidades de comunicación, y la estación de seguimiento australiana dará prioridad absoluta a la misión Fobos-Grunt. En los próximos días habrá nuevas oportunidades para seguir intentándolo.

Enlace original: SINC.

Los halos galácticos son mucho más grandes de lo esperado

2011-11-23T16:04:00.000+01:00

Todd M. Tripp, Universidad de Massachusetts

La ilustración muestra como los astrónomos utilizan los QSO (objetos cuasiestelares) para estudiar los halos invisibles de las galaxias. Cuando la luz de un QSO distante atraviesa el gas que rodea a una galaxia situada entre el QSO y nosotros (se indica esquemáticamente con un círculo rojo de puntos), algunos de los colores de la luz del QSO son absorvidos por los materiales del halo galáctico. En consecuencia, el Telescopio Espacial Hubble, observa la desaparición de algunos colores. Mediante el estudio de los colores absorvidos, los astrónomos pueden determinar propiedades sobre los halos gaseosos, tales como la composición, temperatura, densidad y masa. Esta técnica ha revelado que los halos de las galaxias son mucho más grandes y más masivos que la distribución de estrellas en la galaxia. Estos grandes halos son producidos por los vientos que genera la materia que se mueve rápidamente alejándose de las galaxias.

Todd Tripp, jefe del equipo de investigadores de la Universidad de Massachusetts comenta que gracias a los nuevos datos del Hubble nos estamos acercando a la compresión de la evolución galáctica.

Las galaxias son los lugares donde nacen las estrellas. Cada una cuenta con un núcleo denso central y un halo a su alrededor que contiene gases en bajas densidades. Hasta ahora, la mayoría de la masa del halo no se podía detectar desde la Tierra. Pero el nuevo espectrógrafo del Hubble, COS, único en su tipo, ha mejorado dramáticamente la calidad de la información con respecto a la envoltura gaseosa de las galaxias.

Tripp añade que con el nuevo espectrógrafo se pueden ver los halos de las galaxias situadas a menos de 150.000 parsecs. "Donde antes no veíamos nada ahora estamos recibiendo datos más completos sobre la composición y el movimiento de los gases del halo, donde la temperatura y la estructura química varía en diferentes lugares".

En particular, los datos sobre la composición química y la temperatura de las nubes de gas, permiten a los astrónomos calcular la masa del halo galáctico, así como la forma en la que la envoltura gaseosa regula la evolución de la galaxia.

Otro foco de esta investigación, es estudiar cómo nacen las estrellas en las galaxias. Los astrónomos han encontrado que los elementos pesados situados en las envolturas de las estrellas continúan un reciclaje estelar al quedar diseminados cuando los astros explotan como supernovas, disparando este material a miles de millones de kilómetros. Por ello Tripp estudió también la forma en la que se mueve este gas expulsado. Y para su sorpresa detectó que el gas procedente de las explosiones de supernovas llegan a abandonar la galaxia internándose en el espacio intergaláctico.

Además, la velocidad a la que estos gases se mueven en diferentes partes de una galaxia es fundamental. Velocidades más lentas pueden significar gases de refrigeración, a punto de colapsar de nuevo en el centro. Los gases calientes en expansión, probablemente, puedan escapar del halo.

Debido a que la luz emitida por este plasma caliente es tan débil que es efectivamente invisible, los astrónomos utilizan un truco para que se ilumine desde atrás, como el estudio de un banco de niebla brumosa mirando a través de la luz de un faro. En este caso, el faro es generalmente un cuásar, un objeto súper brillantes detrás de la galaxia de interés. Recopilando varios avistamientos a través de la niebla, los científicos pueden reconstruir un mapa de la envoltura gaseosa.

Ciertas longitudes de onda de la luz emitida por los cuásares son absorbidos por los iones del halo de una galaxia. Con COS, toda una nueva área del espectro electromagnético se ha hecho visible. Para obtener más información, Tripp y sus colegas también han calculado las concentraciones de los muchos elementos como el hidrógeno, oxígeno, azufre, carbono y neón del halo, más un máximo de cinco iones de cada uno de estos elementos. Uno de los iones del neón ha resultado ser especialmente importante.

"En la detección de los iones de neón nos encontramos con que hay una gran cantidad de gas a varios cientos de miles de grados Kelvin, que nunca habíamos sido capaces de ver antes", dice Tripp. "Esto significa que podemos caracterizar la distribución de la masa total del halo, estableciendo restricciones más precisas sobre las temperaturas globales. Ya podemos acceder a los iones más diversos, por lo que tenemos que aprovechar las nuevos datos para determinar si se está calentando o enfriando."

Más información en el enlace.

Nuevas cuasi-partículas en las enanas blancas de helio

2011-11-22T00:05:00.000+01:00

Las enanas blancas son remanentes estelares que poco a poco irradian su calor hacia el espacio. Las mayoría de las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno, pero hay un porcentaje pequeño que están formadas íntegramente de helio. Nos fijaremos en estas últimas.

Debido a que no producen calor, con el tiempo, las enanas blancas dejan de emitir calor y luz. Pero este proceso de enfriaiento lleva mucho tiempo, mucho más incluso que la edad actual del Universo, por lo que las enanas negras todavía no existen.

Las enanas de helio tienen sus propias características. El helio a altas presiones forma un plasma de núcleos en un mar de electrones. Cuando la presión aumenta, estos núcleos adquieren una formación cristalina. Las propiedades de estos cristales de helio son las que determinan el grado de rapidez con el que se enfría la estrella.

Pero, recientemente, los científicos han encontrado que el helio también puede llegar a formar un condensado de Bose-Einstein. Así que la pregunta que se han hecho Paulo Bedaque y sus colegas de la Universidad de Marylnd es cómo podría afectar la presencia de un condensado a las propiedades de la estrella.

Los condensados de helio tienen un comportamiento extraordinario que permiten la formación de varios tipos de cuasi-partículas. Estas cuasi-partículas han sido bien estudiadas en los condensados comunes por lo que se sabe que los átomos no adquieran energía por fricción, lo que hace que no se disipe energía por movimiento, y como consecuencia, reducen su calor específico.

Pero Bedaque ha localizado que una cuasi-partícula totalmente nueva, surge de las enanas de helio debido a las restricciones adicionales sobre el comportamiento del condensado. Esta cuasi-partícula tiene la propiedad de reducir el calor específico en el centro de la enana blanca en dos órdenes de magnitud en comparación con un núcleo cristalino.

Las consecuencias no son difíciles de comprender. Un menor calor específico significa que las enanas blancas de helio deben enfriarse mucho más rápido de lo pensado. De hecho, Bedaque y sus colegas sugieren que este enfriamiento más rápido debería ser detectable.

Como resultado, existe una anomalía conocida en la temperatura de las enanas blancas de helio. Hace un par de años, los astrónomos encontraron un grupo de enanas blancas de helio en un cúmulo globular a unos pocos miles de años luz de la Tierra.

Los astrónomos observaron que en estas enanas de helio, el enfriamiento que provoca esta nueva cuasi-partícula hace que estas estrellas pasen por algún tipo de transición interna a medida que envejecen, lo que provoca que se enfríen, de repente, mucho más rápido de lo esperado. Es por ello, que las estrellas más viejas, no siguen el patrón ordinario de enfriamiento.

Bedaque y sus compañeros continúan estudiando este tipo de enanas blancas para obtener más detalles sobre su comportamiento para comprender del todo sus características y mecanismos.

Más información en el enlace.

Congreso 'Ciencia con el GTC'

2011-11-21T10:02:00.001+01:00

En el canal de Youtube del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)se pueden encontrar varias entrevistas realizadas a investigadores que han presentado sus resultados en el congreso 'Ciencia con el GTC' que se está celebrando en La Palma, y al Director de GRATECAN.

En este otro enlace, podréis visitar algunas de las fotografías tomadas por el GTC.

¿Tenéis curiosidad por ver las instalaciones del GRATECAN? Encontrarás multitud de fotografías aquí.