Diciembre 2016
Posibles primeras señales en el espacio vacío de una extraña propiedad cuántica
1/12/2016 de ESO / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta ilustración muestra cómo la luz proveniente de la superficie de una estrella de neutrones muy magnética (izquierda) se convierte en polarizada linealmente a medida que viaja por el vacío del espacio cercano a la estrella, en su camino hacia el observador situado en la Tierra (derecha). La polarización de la luz observada en el campo magnético extremadamente fuerte sugiere que el espacio vacío alrededor de la estrella de neutrones está sujeto a un efecto cuántico conocido como birrefringencia del vacío, una predicción de la electrodinámica cuántica. Este efecto fue predicho en la década de 1930, pero no se había observado antes. Crédito: ESO/L. Calçada.
Utilizando el VLT (Very Large Telescope) de ESO, un equipo de astrónomos, que ha estudiado la luz emitida por una estrella de neutrones extraordinariamente densa y fuertemente magnetizada, puede haber encontrado los primeros indicios observacionales de un extraño efecto cuántico predicho por primera vez en la década de 1930. La polarización de la luz observada sugiere que el espacio vacío que hay alrededor de la estrella de neutrones está sujeta a un efecto cuántico conocido como birrefringencia del vacío.
Un equipo dirigido por Roberto Mignani, de INAF Milán (Italia) y de la Universidad de Zielona Gora (Polonia), utilizó el VLT (Very Large Telescope) de ESO, instalado en el Observatorio Paranal (Chile), para observar la estrella de neutrones RX J1856.5-3754, a unos 400 años luz de la Tierra.
Las estrellas de neutrones son los densos núcleos remanentes de estrellas masivas (al menos 10 veces más masivas que nuestro Sol) que han estallado como supernovas al final de sus vidas. También tienen campos magnéticos muy extremos, miles de millones de veces más fuertes que los del Sol, que impregnan su superficie exterior y sus alrededores.
Estos campos son tan fuertes que incluso afectan a las propiedades del espacio vacío que hay alrededor de la estrella. Se cree que, normalmente, el vacío está completamente vacío, y que la luz puede viajar a través de él sin sufrir ningún cambio. Pero en la electrodinámica cuántica (QED, por sus siglas en inglés), la teoría cuántica que describe la interacción entre fotones de luz y partículas cargadas, como electrones, el espacio está lleno de partículas virtuales que aparecen y desaparecen todo el tiempo. Los campos magnéticos muy fuertes puede modificar este espacio, lo que afecta a la polarización de la luz que pasa a través de él.
Mignani explica: «De acuerdo con la QED, un vacío altamente magnetizado se comporta como un prisma lo hace con la propagación de la luz, un efecto conocido como birrefringencia del vacío». Tras un cuidadoso análisis de los datos del VLT, Mignani y su equipo detectaron polarización lineal (en un grado significativo de alrededor del 16%) debida probablemente, según los investigadores, al efecto reforzador que tiene la birrefringencia del vacío en el área de espacio vacío que rodea a RX J1856.5-3754.
Resuelto el misterio de las galaxias débiles ultradifusas
1/12/2016 de University of Copenhagen / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
La galaxia débil ultradifusa Dragonfly 17 mostrada junto a otras dos galaxias por comparación. La gran galaxia espiral, Andrómeda, se encuentra a la izquierda y la galaxia enana elíptica NGC 205 se muestra más arriba en la imagen, mientras que Dragonfly 17 está situada en el panel derecho. Crédito: Schoening/Harvey/van Dokkum/Hubble Space Telescope.
Durante el año pasado, los investigadores han observado algunas galaxias muy difusas y débiles. Son tan poco brillantes como las galaxias enanas pero ocupan un área tan grande como la de la Vía Láctea. Es un misterio cómo galaxias tan débiles, que contienen hasta 1000 veces menos estrellas que la Vía Láctea, pueden ser tan grandes como ella. Ahora, una nueva investigación realizada por el Instituto Niels Bohr demuestra que si muchas supernovas explotan durante el proceso de formación de las estrellas, puede ocurrir que tanto las estrellas como la materia oscura se vean expulsadas hacia afuera, haciendo que la galaxia se expanda.
La teoría de los astrónomos es que las galaxias bebé crecen gradualmente y se hacen más masivas al estar constantemente formando estrellas nuevas y chocando con galaxias vecinas, originando galaxias nuevas mayores. Las galaxias más grandes de nuestro Universo, por tanto, han estado bajo formación constante durante toda la historia. Pero las nuevas galaxias ultradifusas y débiles recién descubiertas eran difíciles de clasificar y aunque algunos investigadores pensaban que las galaxias difusas eran simplemente grandes galaxias espirales con una gran cantidad de materia oscura, otros postulaban que se trata de un caso especial de galaxias enanas.
Pero el proyecto de investigación dirigido por una investigadora del Instituto Niels Bohr de la Universidad de Copenhague ha sido capaz de recrear las características de las galaxias que han sido observadas utilizando avanzadas simulaciones por computadora. «Al recrear casi 100 galaxias virtuales hemos demostrado que cuando hay muchas supernovas durante el proceso de formación de estrellas, puede ocurrir que las estrellas y la materia oscura de la galaxia sean empujadas hacia afuera, causando la expansión de la galaxia. Cuando hay un número pequeño de estrellas en un área expandida, la galaxia pierde brillo y se difumina y es, por tanto, difícil de observar con telescopios», explica Arianna Di Cintio, directora de la investigación.
Di Cintio explica que el mecanismo que hace que las estrellas se alejen del centro es el mismo que es capaz de crear áreas con una densidad menor de materia oscura. La potencia de muchas supernovas es tan grande que empujan el gas hacia las afueras de la galaxia. Como resultado, tanto la materia oscura como las estrellas se desplazan hacia el exterior al tiempo que la extensión de la galaxia crece. El hecho de que la galaxia cubra un área mayor significa que se torna más difusa y menos clara.
Proponen que una supernova de masa baja provocó la formación de nuestro sistema solar
1/12/2016 de University of Minnesota /Nature Communications
Imagen de la supernova G1.9+03 obtenida en rayos X por el observatorio espacial Chandra de NASA. La explosión como supernova de un objeto de masa estelar baja (unas 12 veces la masa del Sol) pudo provocar la formación de nuestro sistema solar. Crédito: NASA/CXC/CfA/S. Chakraborti et al.
Un equipo de investigadores dirigido por el profesor Yong-Zhong Qian ha utilizado modelos nuevos y pruebas encontradas en meteoritos para demostrar que una supernova de masa baja incitó la formación de nuestro sistema solar.
Hace unos 4600 milloes de años, una nube de gas y polvo, que acabó formando nuestro sistema solar, resultó perturbada. El colapso gravitatorio que siguió condujo a la formación del protosol con un disco alrededor donde nacieron los planetas. Una supernova (una estrella que explota al final de su ciclo de vida) habría tenido la energía suficiente para comprimir dicha nube de gas. Pero no existían pruebas definitivas que apoyaran esta teoría. Además, la naturaleza de la supernova tampoco se conocía.
Qian y sus colaboradores decidieron centrarse en núcleos atómicos de vida corta presentes en el sistema solar temprano. Debido a sus cortas vidas, estos núcleos sólo podrían proceder de la supernova. Sus abundancias en el sistema solar primitivo han sido deducidas a partir de sus productos de desintegración presentes en meteoritos. Al tratarse de restos de la formacion del sistema solar, los meteoritos son comparables a los ladrillos y el cemento sobrantes en una obra. Nos dicen de qué está hehco el sistema solar y, en particular, qué núcleos atómicos de vida corta aportó la supernova.
Qian y sus colaboradores decidieron comprobar si una supernova de masa baja (unas 12 veces más pesada que nuestro Sol) podría explicar los registros meteoríticos. Empezaron examinando el berilio-10, un núcleo de vida corta que posee 4 protones (y es por tanto el cuarto elemento de la tabla periódica) y 6 neutrones. Es un núcleo ampliamente distribuido en los meteoritos y esta ubicuidad es en sí misma un mistero.
Utilizando los modelos nuevos, los investigadores han demostrado que el berilio-10 puede ser producido por un proceso llamado de espalación (fragmentación) por neutrinos en supernovas tanto de masa alta como baja. Sin embargo, solo una supernova de masa baja que provocara la formación del sistema solar explicaría el registro meteorítico global.
Una nueva perspectiva sobre el modo en que se formó el «corazón de hielo» de Plutón
1/12/2016 de The University of Maryland / Nature
Plutón, que aparece en primer plano en esta imagen en falso color, tiene un brillante «corazón» cubierto de hielo. El lóbulo de la izquierda, ligeramente ovalado, ha sido llamado provisionalmente Sputnik Planitia. Sputnik Planitia aparece justo en dirección opuesta a la luna de Plutón, Caronte. Crédito: NASA/ JHUAPL/SWRI.
El «corazón de hielo» de Plutón es una estructura brillante con dos lóbulos en su superficie que ha atraído a los investigadores desde su descubrimiento por el equipo de New Horizons en 2015. De interés particular es el lóbulo occidental del corazón, informalmente llamado Sputnik Planitia, una cuenca profunda que contiene tres tipos de hielos (nitrógeno, metano y monóxido de carbono congelados) y que apareció al lado contrario de Caronte, la luna de Plutón con la que se halla en rotación síncrona. Las características únicas de Sputnik Planitia han inspirado varios escenarios diferentes para explicar su formación, y todos ellos la identifican con una cuenca de impacto, una depresión creada por un cuerpo más pequeño que chocó contra Plutón a una velocidad extremadamente alta.
Un nuevo estudio dirigido por Douglas Hamilton (The University of Maryland) sugiere en cambio que Sputnik Planitia se formó al principio de la historia de Plutón y que sus características son la consecuencia inevitable de procesos evolucionarios.
«La diferencia principal entre mi modelo y otros es que yo sugiero que el casquete de hielo se formó antes, cuando Plutón todavía estaba girando rápidamente, y que la cuenca se formó más tarde y no a causa de un impacto», explica Hamilton. «El casquete de hielo proporciona una ligera asimetría que se acopla en dirección a Caronte o bien en dirección contraria cuando el giro de Plutón se frena para sincronizarse con el movimiento orbital de la luna».
Utilizando el modelo que ha desarrollado, Hamilton descubrió que la posición inicial de Sputnik Planitia puede ser explicada por el clima poco usual de Plutón y por su eje de giro, que se encuentra inclinado en 120 grados. Por comparar, la inclinación de la Tierra es de 23.5 grados. Los modelos de las temperaturas del planeta enano muestran que cuando se promedian a lo largo de la órbita de 248 años, las latitudes a 30 grados norte y sur destacan por ser los lugares más fríos del planeta enano, mucho más fríos que cualquiera de los polos. El hielo se habría formado de manera natural alrededor de estas latitudes, incluyendo el centro de Sputnik Planitia, que se encuentra a 25 grados de latitud norte.
El modelo de Hamilton también demuestra que un pequeño depósito de hielo atrae naturalmente más hielo al reflejar la luz solar y el calor. Así se formó esta capa de hielo que acumuló tanto peso sobre la superficie de Plutón que desplazó el centro de masas del plantea enano. La rotación de Plutón se frenó gradualmente debido a las fuerzas gravitatorias de Caronte, igual que la Tierra está perdiendo giro lentamente bajo fuerzas parecidas de su luna. Sin embargo, como Caronte es tan grande y está tan cerca de Plutón, el proceso hizo que Plutón mostrase siempre una misma cara hacia su luna tras unos pocos millones de años. La gran masa de Sputnik Planitia habría tenido un 50 por ciento de oportunidades de acabar mirando hacia Caronte o en dirección opuesta.
Observan cúmulos de estrellas escupiendo polvo
2/12/2016 de University of California Los Angeles / The Astrophysical Journal Letters
En la galaxia II Zw 40 el polvo (mostrado en amarillo) está fuertemente asociado con cúmulos de estrellas (mostrados en naranja). Investigadores de UCLA han confirmado que estas estrellas están creando enormes cantidades de polvo. Crédito: S. M. Consiglio et al., Astrophysical Journal Letters, 2016.
A menudo se piensa en las galaxias como objetos de estrellas relucientes, pero también contienen gas y polvo. Ahora un equipo de astrónomos ha utilizado datos nuevos para demostrar que esas estrellas son las responsables de producir polvo en escalas galácticas, un descubrimiento apoyado por una antigua teoría. El polvo es importante porque es un componente clave de planetas rocosos como la Tierra.
Los investigadores han estudiado la galaxia II Zw 40, que se halla aproximadamente a 33 millones de años-luz y que está formando estrellas intensamente, siendo por tanto útil para comprobar teorías de formación de estrellas. «Esta galaxia posee una de las mayores regiones de formación de estrellas del universo local», comenta Jean Turner (UCLA).
La región central de II Zw 40 alberga dos cúmulos jóvenes, cada uno con aproximadamente un millón de estrellas. Tomando imágenes de los cúmulos a diferentes longitudes de onda, los astrónomos construyeron un mapa que mostraba el polvo de la galaxia. El polvo astronómico – compuesto principalmente por carbono, silicio y oxígeno – es predominante en el Universo. «Si miras a la Vía Láctea en el cielo tiene un aspecto parcheado y manchado. Eso se debe a que hay polvo que bloquea la luz», afirma Turner.
El mapa mostró que en II Zw 40 el polvo se concentra a menos de 320 años-luz de distancia de los dos cúmulos de estrellas. «El polvo se halla casi todo cerca del cúmulo doble», explica Turner. «Estas observaciones apoyan la hipótesis de que las estrellas son las responsables de la producción de polvo. El cúmulo doble es una ‘fábrica de hollín’ que contamina su ambiente local», concluye Michelle Consiglio (UCLA).
Caracterizan uno de los asteroides más pequeños conocidos
2/12/2016 de Lowell Observatory / The Astronomical Journal
Meteorito aubrita. Fuente: Litos.net
Un equipo de astrónomos ha obtenido observaciones del asteroide más pequeño (con un diámetro de solo dos metros) que se haya estudiado con detalle hasta ahora. El asteroide, llamado 2015 TC25, es también uno de los más brillantes de entre los cercanos a la Tierra, reflejando un 60 por ciento de la luz solar que cae sobre él.
Vishnu Reddy (Universidad de Arizona) explica que las nuevas observaciones realizadas con el ITF de NASA y el radar planetario de Arecibo muestran que la superficie de 2015 TC25 es parecida a la de un tipo raro de meteoritos altamente reflectantes llamados aubritas. Las aubritas están compuestas de minerales muy brillantes, principalmente silicatos, que se forman en un ambiente basáltico sin oxígeno a temperaturas muy altas. Sólo uno de cada 1000 meteoritos de los que caen a la Tierra pertenece a esta clase.
Los investigadores han logrado medir el ritmo de rotación de este pequeño objeto irregular, encontrando que gira rápidamente, una vez cada 2.23 minutos.
Los asteroides cercanos a la Tierra como 2015 TC25 se encuentran en el mismo rango de tamaños que los meteoritos que caen sobre la Tierra. Los astrónomos los descubren con frecuencia, pero no se sabe demasiado acerca de ellos ya que son difíciles de caracterizar. Estudiando estos objetos en detalle, los astrónomos esperan poder comprender mejor los cuerpos progenitores en los que se originan estos meteoritos. En este caso, Reddy piensa que el asteroide fue arrancado por otra roca que chocó contra su progenitor, 44 Nysa, un asteroide del cinturón principal de unos 50 km de diámetro.
¿Podría haber vida en el océano de Plutón?
2/12/2016 de Washington University in St. Louis
Imagen de Plutón con topografía en código de colores, medida por la nave espacial New Horizons de NASA. Púrpura y azul son zonas bajas, y amarillo y rojo son altas. Los datos de New Horizons implican que bajo la cuenca llena de nitrógeno congelado de Sputnik Planitia existe un océano de agua rica en amoníaco, salada y densa. Crédito: P.M. Schenk LPI/JHUAPL/SwRI/NASA.
Se piensa que Plutón posee un océano subterráneo, cuya importancia no radica tanto en la posibilidad de que haya agua como en que se trata de una indicación de que otros planetas enanos del espacio profundo podrían tener también océanos exóticos similares, lo que conduce de manera natural a preguntarse por la vida, según uno de los coinvestigadores de la misión New Horizons de NASA a Plutón y el Cinturón de Kuiper.
William McKinnon argumenta que bajo la estructura con forma de corazón conocida como Sputnik Planitia existe un océano lleno de amoníaco. La presencia del líquido incoloro y de olor penetrante ayuda a explicar no sólo la orientación de Plutón en el espacio sino también la persistencia del océano masivo cubierto de hielo que McKinnon imagina como parecido a un jarabe.
«De hecho, New Horizons ha detectado amoníaco como uno de los componentes de la luna mayor de Plutón, Caronte, y en una de las lunas pequeñas. Así que casi seguro que está presente también en el interior de Plutón», afirma McKinnon. «Lo que pienso que hay allí abajo en el océano es algo bastante nocivo, muy frío, salado y muy rico en amoníaco, casi como un jarabe». «No es el lugar para gérmenes, y mucho menos peces o calamares o cualquier tipo de vida como la conocemos», añade. «Pero como ocurre con los mares de metano de Titán (la mayor luna de Saturno) surge la cuestión de si formas de vida realmente novedosas podrían existir en estos líquidos fríos y exóticos».
«Todas estas ideas sobre un océano en el interior de Plutón son creíbles, pero solo se trata de meras inferencias, no de detecciones reales», explica McKinnon. «Si queremos confirmar que tal océano existe, necesitaremos medidas de gravedad o exploraciones con radar del subsuelo, todo lo cual podría realizarlo una futura misión de un orbitador a Plutón. Queda en manos de la próxima generación el retomar lo que New Horizons no ha llegado a hacer».
Los océanos cósmicos, cuna de las galaxias gigantes
2/12/2016 de Centro de Astrobioología / Science
Impresión artística del océano cósmico de gas frío en el corazón de un cúmulo embrionario de galaxias, aproximadamente a 10.000 millones de años luz de distancia de la Tierra. Abultada y deforme, la región central fue bautizada como galaxia «Telaraña» (formalmente conocida como MRC 1138-262), porque parece estar formada por pequeñas galaxias ligadas por la gravedad, igual que moscas atrapadas en una telaraña. El gas frío se extiende a través de un espacio con 250.000 años luz de tamaño y es la materia prima de la cual se forman nuevas estrellas. Se espera que la condensación de esta nube cósmica de gas origine una sola supergalaxia. Modificado de ESO ciencia versión 1431. Crédito: ESO/M. Kornmesser.
Las mayores galaxias que existen en el universo, enormes esferas llenas de estrellas, parecen surgir en los océanos cósmicos de gas frío. Este hallazgo, que un grupo internacional de astrónomos liderados por el Centro de Astrobiología (CAB, CSICINTA) publica en el último número de la revista Science, apunta a que, en el universo primitivo, la formación de supergalaxias es un proceso que dista bastante de lo estudiado en el universo más cercano.
La agrupación de cientos o miles de galaxias da como resultado agregados llamados cúmulos, cuyo centro lo ocupan las supergalaxias. “Pensábamos que, en las etapas iniciales del universo, estas galaxias enormes se formaron a partir de otras pequeñas que se fundieron unas con otras bajo la acción de su propia gravedad, tal y como ocurre en el universo próximo. Sin embargo, hemos visto que todo es mucho más complicado”, señala el investigador del Centro de Astrobiología y autor principal del trabajo, Bjorn Emonts.
Los astrónomos han estudiado un cúmulo situado a 10.000 millones de años luz de la Tierra utilizando el conjunto de radiotelescopios ATCA (Australia Telescope Compact Array), en Australia, y el VLA (Very Large Array), en los Estados Unidos. En el centro de este cúmulo se encuentra MRC 1138-262, apodada Spiderweb (telaraña), una supergalaxia que está formándose inmersa en una enorme nube de gas frío. “Este océano cósmico contiene aproximadamente 100.000 millones de veces la masa del Sol y está compuesto en su mayoría por moléculas de hidrógeno, la materia prima de la que se forman estrellas y galaxias”, precisa Montserrat Villar-Martín, científica del CAB y coautora del estudio.
Pero, en lugar de observar directamente el hidrógeno, los investigadores lo han detectado a través de un gas trazador –en este caso, el monóxido de carbono–, más fácil de localizar. “Esperábamos detectar el gas frío en las galaxias fusionándose”, comenta el coautor Helmut Dannerbauer, del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), que, en 2014, reveló que Spiderweb está rodeada de gran cantidad de galaxias ocultas tras gruesas capas de polvo. Las observaciones revelaron, por el contrario, que la mayor parte del gas frío no se encuentra ahí, sino que ocupa el vasto espacio entre las galaxias. Los astrónomos ahora piensan que la supergalaxia se ha originado directamente por la condensación de ese océano cósmico de gas frío.
LIGO reanuda la búsqueda de ondas gravitacionales
5/12/2016 de LIGO Caltech
Los observatorios de LIGO en Hanford y LIGO en Livingstone. Crédito: Caltech/MIT/LIGO Lab.
Tras una serie de renovaciones, los detectores gemelos de LIGO han sido puestos en marcha y han reanudado su búsqueda de arrugas en el tejido del espacio y el tiempo, conocidas como ondas gravitacionales. LIGO pasó de las pruebas de ingeniería a las observaciones científicas el 30 de noviembre.
El 11 de febrero de 2016, la colaboración científica de LIGO (LSC) y la colaboración Virgo anunciaron que LIGO había realizado la primera observación directa de ondas gravitacionales. Las ondas fueron generadas por un choque tremendamente potente de dos agujeros negros a 1300 millones de años-luz de distancia y fue registrado por los dos detectores de LIGO, uno en Hanford (Washington) y el otro en Livingstone (Louisiana), Estados Unidos. Una segunda detección fue anunciada el 15 de junio de 2016, también procedente de agujeros negros en proceso de fusión.
Las detecciones iniciales fueron realizadas durante el primer periodo de funcionamiento tras sufrir importantes actualizaciones técnicas dentro del programa llamado LIGO Avanzado, entre septiembre de 2015 y enero de 2016. Desde entonces, ingenieros y científicos han estado evaluando el funcionamiento de LIGO, realizando mejoras en sus láseres, electrónica y óptica, consiguiendo un aumento global de la sensibilidad de LIGO.
«Con nuestra sensibilidad mejorada y un periodo de observación más largo, probablemente observaremos más fusiones de agujeros negros en este tramo de observaciones y conoceremos mejor la dinámica de los agujeros negros. Estamos ahora, gracias a LGO, empezando apenas a conocer la frecuencia con que se producen estos eventos», explica Dave Reitze (Caltech).
El detector de Livingstone tiene ahora una sensibilidad un 25 por ciento mayor que durante el primer periodo de observaciones. Esto significa que ahora puede detectar fusiones de agujeros negros a mayores distancias que antes y, por tanto, debería de poder ver más fusiones. La sensibilidad del detector de Hanford es similar a la del primer periodo de observaciones.
Hilos entrelazados tejen una rareza cósmica
5/12/2016 de ESA Hubble
Filamentos oscuros de polvo en la galaxia NGC 4696, la mayor y más brillante del cúmulo del Centauro. Crédito: NASA, ESA/Hubble, A. Fabian.
Nuevas observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA han revelado la compleja estructura de la galaxia NGC 4696 con mayor detalle que nunca. La galaxia elíptica es una hermosa rareza cósmica con un núcleo brillante envuelto por un sistema de filamentos oscuros retorcidos. NGC 4696 es miembro del cúmulo de galaxias del Centauro, un enjambre de cientos de galaxias, unidas entre sí por la fuerza de la gravedad, a 150 millones de años-luz de la Tierra, situada en la constelación del Centauro.
A pesar del tamaño del cúmulo, NGC 4696 todavía consigue destacar entre sus compañeras, siendo el miembro más brillante del cúmulo conocido, por razones obvias, como la galaxia más brillante del cúmulo (BCG, de sus iniciales en inglés). Esto la coloca en la misma categoría que algunas de las galaxias más brillantes que se conocen en el Universo. También la estructura de esta galaxia es única. Observaciones anteriores habían revelado filamentos enroscados que salen de su cuerpo principal y dibujan una signo de interrogación en el cielo, zarcillos oscuros rodeando un centro que brilla intensamente.
Un equipo internacional de científicos, dirigido por astrónomos de la Universidad de Cambridge (UK) ha utilizado ahora observaciones nuevas del telescopio Hubble de NASA/ESA para explorar esta estructura de filamentos con más detalle. Descubrieron que cada uno de los filamentos polvorientos tiene una anchura de 200 años-luz y una densidad unas 10 veces mayor que la del gas de los alrededores. Estos filamentos están entretejidos y caen en espiral hacia el centro de NGC 4696, conectando el gas de la galaxia con su núcleo.
De hecho, parece que el núcleo de la galaxia es el responsable de la forma y posición de los propios filamentos. En el centro de NGC 4696 se esconde un agujero negro supermasivo activo. Esto inunda de energía las regiones internas de la galaxia, calentando allí el gas y enviando flujos de material caliente hacia afuera.
Las primeras imágenes de Marte muestran el potencial de la nueva nave en órbita
5/12/2016 de ESA
Primera reconstrucción 3D de una pequeña área en una región llamada Noctis Labyrinthus. La imagen proporciona un mapa de altitud de la región con una resolución de menos de 20 m. Crédito: ESA/Roscosmos/ExoMars/CaSSIS/UniBE.
La nueva nave de la misión Exomars de la ESA ha comprobado su conjunto de instrumentos en órbita por primera vez, mostrando el gran potencial que promete para las futuras observaciones. El orbitador TGO (Trace Gas Orbiter) es un proyecto conjunto entre ESA y Roscosmos que alcanzó Marte el pasado 19 de octubre.
TGO ha pasado las últimas dos órbitas, entre el 20 y el 28 de noviembre, comprobando sus cuatro instrumentos científicos por primera vez desde su llegada, realizando importantes medidas de calibración. Los datos de la primera órbita han sido publicados para ilustrar el rango de observaciones esperadas cuando la nave alcance su órbita casi circular a 400 km de altitud a finales del año próximo.
El máximo acercamiento de la nave se produjo a 235 km de la superficie, sobre la región Hebes Chasma, justo al norte del sistema de cañones de Valles Marineris. Estas son algunas de las imágenes más cercanas que serán tomadas del planeta por TGO, dado que la órbita final se encontrará a una altitud de 400 km. Y aunque las imágenes son impresionantemente nítidas, los datos recolectados durante el periodo de prueba ayudarán a mejorar el software de la cámara así como la calidad de las imágenes tras su procesamiento.
El objetivo principal de TGO es realizar un inventario detallado de los gases raros que constituyen menos del 1% del volumen de la atmósfera, incluyendo metano, vapor de agua, dióxido de nitrógeno y acetileno. Es de gran interés el metano, que en la Tierra está producido principalmente por la actividad biológica, y en menor cantidad por procesos geológicos como algunas reacciones hidrotermales.
Rusia busca respuestas tras el accidente de la nave con cargamento para la ISS
5/12/2016 de Phys.org
El cohete Soyuz en el momento del lanzamiento el pasado 1 de diciembre de 2016. La fase superior falló y el cohete se perdió unos seis minutos después. Crédito: NASA.
El pasado viernes, investigadores rusos estudiaron el accidente que sufrió una nave espacial no tripulada poco después de su lanzamiento, que transportaba un cargamento para la Estación Espacial Internacional, centrándose en el cohete Soyuz.
La agencia espacial rusa afirmó que la nave Progress (que transportaba toneladas de alimentos y equipo, así como regalos para la tripulación de seis miembros de la ISS, fue perdida minutos después de su lanzamiento el jueves por la tarde, en una “situación anormal”. Parece que la nave se quemó en la atmósfera sobre la remota región Tuva de Siberia. El ministerio de emergencias de la zona anunció el viernes que no se habían encontrado escombros.
Los informes del viernes apuntaban a un posible problema con el cohete Soyuz (utilizado tanto en lanzamientos tripulados como en los no tripulados) y que ha sido el responsable de dos lanzamientos fallidos de naves Progress en el pasado. El periódico Kommersant citó a una fuente cercana a la agencia espacial Roscosmos afirmando que la investigación se centrará en el motor del cohete de tres fases, que es la última en desprenderse después del lanzamiento. Si el fallo fue debido a una negligencia, los fabricantes podrían enfrentarse a acciones disciplinarias.
La agencia estatal de noticias TASS citó fuentes de la industria espacial que indicaban que las cámaras de combustión del motor podrían haberse quemado posiblemente debido a un ensamblaje defectuoso. La investigación podría retrasar el lanzamiento de la próxima nave de carga Progress, prevista para el 2 de febrero. Si se descubre que el motor tiene fallos, todos los que se encuentran instalados actualmente en cohetes Soyuz tendrán que ser comprobados, retrasando los futuros lanzamientos.
ALMA mide el tamaño de las semillas de los planetas
7/12/2016 de ALMA
Disco de polvo alrededor de la estrella joven HD 142527 observado con ALMA. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Kataoka et al.
Un equipo de investigadores ha realizado por vez primera, utilizando el conjunto de radiotelescopios ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), una medida precisa del tamaño de las pequeñas partículas de polvo presentes alrededor de una estrella joven midiendo la polarización de las ondas de radio. La alta sensibilidad de ALMA para detectar ondas de radio polarizadas ha hecho posible este paso importante en el estudio de la formación de planetas alrededor de estrellas jóvenes.
Los astrónomos piensan que los planetas se forman a partir de gas y partículas de polvo, aunque los detalles del proceso siguen ocultos. Uno de los enigmas principales es cómo partículas de polvo de 1 micrómetro pueden juntarse para formar un planeta rocoso con un diámetro de 10 mil kilómetros. La dificultad en medir el tamaño de las partículas de polvo ha impedido que los astrónomos puedan estudiar el proceso de crecimiento del polvo.
Akimasa Kataoka (Universidad de Heidelberg y Observatorio Astronómico Nacional de Japón) ha abordado este problema. Junto con sus colaboradores predijo teóricamente que alrededor de una estrella joven las ondas de radio dispersadas por las partículas de polvo deben de adquirir propiedades de polarización únicas. También se dio cuenta de que la intensidad de la emisión polarizada permite estimar el tamaño de las partículas de polvo mucho mejor que otros modelos.
Para comprobar su predicción, el equipo dirigido por Kataoka observó la estrella joven HD 142527 con ALMA, descubriendo, por primera vez, el patrón único de polarización en el disco de polvo alrededor de la estrella. Tal como había sido anticipado, la polarización tiene una dirección radial en la mayor parte del disco, pero en el borde la dirección cambia a perpendicular a la dirección radial.
Comparando la intensidad observada de las emisiones polarizadas con la predicción teórica, determinaron que el tamaño de las partículas de polvo es como mucho de 150 micrómetros. Se trata de la primera estimación realizada en base a la polarización. Sorprendentemente, este tamaño estimado es más de 10 veces menor de lo que se pensaba.
Identifican estrellas de segunda generación que proporcionan pistas sobre sus predecesoras
7/12/2016 de University of Notre Dame / The Astrophysical Journal
La figura muestra una subpoblación de estrellas antiguas, llamadas estrellas pobres en metales y ricas en carbono. Las composiciones químicas poco habituales de estas estrellas proporcionan pistas sobre los ambientes en que nacieron. En el eje vertical, A(C) es la cantidad absoluta de carbono, mientras que el eje horizontal representa la proporción de hierro respecto al hidrógeno, comparado con la misma proporción en el Sol. Crédito: University of Notre Dame, Yun et al.
Un equipo de astrónomos de la Universidad de Notre Dame ha identificado lo que piensan que son estrellas de segunda generación y que arrojan luz sobre la naturaleza de las primeras estrellas del Universo.
Una subclase de estrellas pobres en metales y ricas en carbono (CEMP de sus iniciales en inglés), las llamadas estrellas CEMP-no, son estrellas antiguas que contienen grandes cantidades de carbono pero pocos metales pesados (como el hierro) que son comunes en estrellas de generaciones posteriores. Las estrellas masivas de primera generación hechas de hidrógeno y helio puros produjeron y expulsaron elementos más pesados por medio de vientos estelares durante sus vidas o cuando explotaron como supernovas. Esos metales (cualquier cosa más pesada que el helio, en la jerga astronómica) contaminaron las nubes de gas cercanas a partir de las que se formaron estrellas nuevas.
Un equipo de investigadores ahora ha demostrado que las estrellas de metalicidad (contenido en metales) más baja, las que son químicamente más primitivas, incluyen grandes cantidades de estrellas CEMP. Las estrellas CEMP-no, que son también ricas en nitrógeno y oxígeno, son probablemente las estrellas que nacieron de las nubes de gas de hidrógeno y helio que resultaron contaminadas con los elementos producidos por las primeras estrellas del Universo.
«Las estrellas CEMP-no que vemos hoy en día, por lo menos muchas de ellas, nacieron poco después del Big Bang, hace 13500 millones de años, a partir de material casi sin contaminar», explica Jinmi Yoon (Universidad de Notre Dame). «Estas estrellas, situadas en el halo de nuestra galaxia, son estrellas genuinas de la segunda generación, nacidas a partir de los productos de la nucleosíntesis de las primeras estrellas».
Timothy Beers (Universidad de Notre Dame) añade que es poco probable que todavía exista alguna de las primeras estrellas del Universo, pero se puede aprender mucho de ellas con estudios detallados de la siguiente generación de estrellas.»Estamos analizando los productos químicos de las primeras estrellas mirando qué había dentro de las estrellas de la segunda generación». «Podemos utilizar esa información para contar la historia de cómo se formaron los primeros elementos y determinar la distribución de las masas de esas primeras estrellas. Si sabemos cómo estaban distribuidas sus masas podemos crear modelos del proceso por el cual se formaron y evolucionaron las primeras estrellas desde el principio».
El orbitador de Exomars toma imágenes de Fobos
7/12/2016 de ESA
Imagen compuesta en color de Fobos, tomada con el sistema de toma de imágenes de superficie estereoscópico y en color (CaSSIS de sus iniciales en inglés) del orbitador de la misión Exomars el 26 de noviembre. La observación fue realizada desde una distancia de 7700 km y proporciona una resolución de 87 m/pixel. Crédito: ESA/Roscosmos/CaSSIS.
El orbitador TGO (Trace Gas Orbiter) de ExoMars ha tomado imágenes de la luna marciana Fobos como parte de una segunda ronda de medidas científicas de prueba realizadas tras su llegada al Planeta Rojo el pasado 19 de octubre. TGO, un proyecto conjunto entre ESA y Roscosmos, realizó su primera calibración científica durante dos órbitas entre el 20 y el 28 de noviembre.
Durante la segunda órbita, los instrumentos realizaron varias medidas de Fobos, una luna de 27x22x18 km en órbita alrededor de Marte a una distancia de solo 6000 km. La cámara tomó imágenes de la luna el 26 de noviembre a una distancia de 7700 km, durante el máximo acercamiento de la órbita de la nave a Marte. La actual órbita elíptica de TGO le lleva a menos de 230-310 km de la superficie en el punto de acercamiento máximo, y a alrededor de 98 000 km en el punto más alejado, cada 4.2 días.
La imagen compuesta en color ha sido creada a partir de varias imágenes individuales tomadas a través de varios filtros. Los filtros de la cámara han sido optimizados para revelar diferencias en la composición mineralógica, correspondientes a colores más azules o rojos en la imagen procesada.
«Aunque otras misiones han obtenido imágenes de más alta resolución de Fobos, como Mars Express de ESA y Mars Reconnaissance Orbiter de NASA, ésta ha constituido una buena demostración de lo que puede ser hecho con nuestros datos en un tiempo muy corto», comenta Nick Thomas (Universidad de Berna). «Las imágenes nos han proporcionado mucha información útil sobre la calibración en color de la cámara y su hora interna».
Cassini realiza su primera zambullida rasante entre los anillos
7/12/2016 de JPL
Este gráfico muestra los acercamientos de las dos fases orbitales finales de Cassini. Las órbitas que rozan los anillos son mostradas en gris (a la izquierda). Las órbitas del gran final se muestran en azul. La línea naranja corresponde a la caída final de la nave hacia el planeta en septiembre de 2017. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
La nave espacial Cassini en órbita alrededor de Saturno ha realizado su primer paso cerca de los bordes exteriores de los anillos de Saturno desde que empezó la penúltima fase de su misión, el 30 de noviembre.
Cassini atravesó el plano de los anillos de Saturno el 4 de diciembre a una distancia aproximada de 91 000 kilómetros por encima de las cubiertas de nubes de Saturno. Esta es la posición aproximada de un débil anillo polvoriento producido por las pequeñas lunas del planeta Jano y Empimeteo, solo a 11 000 kilómetros del centro del anillo F.
Cerca de una hora antes de cruzar el plano de los anillos la nave espacial realizó un encendido corto de su motor principal que duró 6 segundos. Unos 30 minutos después, mientras se aproximaba al plano de los anillos, Cassini cerró la cubierta del motor como medida preventiva. «Con este pequeño ajuste de la trayectoria de la nave espacial estamos en una posición extraordinaria para conseguir el máximo en esta nueva fase de la misión», comenta Earl Maize (JPL).
Unas pocas horas después de cruzar el plano de los anillos Cassini realizó rastreos completos de los anillos con el instrumento de radio para estudiar su estructura con gran detalle. Los próximos vuelos a través de los anillos proporcionarán algunas de las mejores imágenes de las regiones exteriores de los anillos y de las lunas pequeñas cercanas.
El núcleo abultado de Saturno implica que las lunas son más jóvenes de lo que se pensaba
9/12/2016 de Cornell University / Icarus
La luna Dione de Saturno (en primer plano) se ve más oscura que la luna Tetis debido a que tiene un albedo superficial menor, tal como se observa en una fotografía tomada por la nave espacial Cassini el 23 de marzo de 2010. En aquel momento Cassini se encontraba a 766 000 kilómetros de Dione y a unos 1.7 millones de kilómetros de Tetis. Crédito: NASA/Jet Propulsion Lab.
Datos recién conseguidos de la misión Cassini de NASA revelan que el núcleo protuberante de Saturno y fuerzas gravitacionales retorcidas ofrecen pistas sobre las edades de las lunas del planeta. Ahora los astrónomos piensan que las lunas del planeta de los anillos son más jóvenes de lo que se pensaba.
El equipo de investigadores ha medido el número de Love de Saturno (la rigidez del planeta) por primera vez y ha confirmado que las lunas se alejan de él a un ritmo mayor de lo esperado. La mayoría de las lunas, incluyendo la de la Tierra, se alejan de su planeta progenitor. Utilizando imágenes fotográficas en negativos de cristal centenarios y observaciones de la nave espacial Cassini, el grupo midió el número de Love (que toma su nombre de Augustus E.H. Love, un famoso matemático británico que estudió la elasticidad) que describe la rigidez de las deformaciones por mareas y el factor de disipación, que controla la velocidad a la que se alejan las lunas.
Aunque Saturno es principalmente un gigantesco envoltorio de hidrógeno y helio líquidos contiene un núcleo rocoso (de unas 18 veces el tamaño de la Tierra), que responde deformándose a las fuerzas de marea de las mayores lunas de Saturno. Las fuerzas del núcleo deformado, a su vez, empujan las lunas alejándolas ligeramente. «Estos dos parámetros – el número de Love y el factor de disipación – son difíciles de separar», explica Tajeddine. Así que los astrónomos detectaron y examinaron las órbitas de cuatro lunas diminutas asociadas con las lunas mayores Tetis (Telesto y Calipso) y Dione (Helena y Pollux). Aunque estas lunas diminutas no afectan a las fuerzas de marea de Saturno sus órbitas sí son perturbadas por las deformaciones por marea del núcleo.
«Monitorizando estas perturbaciones conseguimos obtener la primera medida del número de Love de Saturno y distinguirlo del factor de disipación del planeta», comenta Tajeddine. «Las lunas están migrando mucho más rápido de lo esperado». Así que si las lunas se formaron realmente hace 4500 millones de años, sus distancias actuales del planeta progenitor deberían de ser mayores. Por tanto, la nueva investigación sugiere que las lunas tienen menos de 4500 millones de años de edad, apoyando la teoría de que se formaron a partir de los anillos de Saturno.
En construcción: una lejana galaxia produce estrellas a un ritmo notable
9/12/2016 de Chandra / The Astrophysical Journal
Este gráfico muestra una simulación por computadora (imagen principal) y datos astronómicos (recuadro) de una galaxia lejana que está sufriendo una extraordinaria explosión de formación estelar. La galaxia, de nombre SPT0346-52, se halla a 12 700 millones de años-luz de la Tierra. Esto significa que la estamos observando en una fase crítica de la evolución de las galaxias, unos mil millones de años-luz después del Big Bang. Crédito: rayos X de NASA/CXC/Univ of Florida/J.Ma et al; óptico de NASA/STScI; infrarrojo de NASA/JPL-Caltech; radio de ESO/NAOJ/NRAO/ALMA; simulación de Simons Fdn./Moore Fdn./Flatiron Inst./Caltech/C. Hayward & P. Hopkins.
Un equipo de astrónomos ha utilizado el observatorio de rayos X Chandra de NASA y otros telescopios para demostrar que una galaxia recientemente descubierta está sufriendo una extraordinaria explosión de construcción estelar. La galaxia se halla a 12 700 millones de años-luz de la Tierra y la observamos en una fase crítica de la evolución de las galaxias, unos mil millones de años después del Big Bang.
Después de que los astrónomos descubrieran la galaxia, conocida como SPT 0346-52, con el Telescopio del Polo Sur (SPT), la volvieron a observar con varios telescopios en el espacio y en tierra. Los datos previos de ALMA revelaban una emisión en el infrarrojo extremadamente brillante, lo que sugería que la galaxia está sufriendo un tremendo brote de nacimiento de estrellas. Sin embargo, existía una explicación alternativa: gran parte de la radiación en el infrarrojo podría estar producida por un agujero negro supermasivo en rápido crecimiento en el centro de la galaxia. El gas que se precipita hacia el agujero negro se calienta y aumenta de brillo, provocando que el polvo y el gas de los alrededores brillen en luz infrarroja.
Pero no han sido descubiertos rayos X u ondas de radio, por lo que los astrónomos han podido descartar que el responsable de la mayor parte de la emisión infrarroja sea un agujero negro. «Ahora sabemos que esta galaxia no tiene un agujero negro voraz sino que brilla intensamente con la luz de estrellas recién nacidas», afirma Jingzhe Ma (Universidad de Florida). «Esto nos proporciona información acerca de cómo las galaxias y las estrellas de su interior evolucionaron durante algunas de las épocas iniciales del Universo».
Las estrellas se están formando a un ritmo de 4500 veces la masa del Sol cada año en SPT0346-52, siendo éste uno de los ritmos más altos vistos en una galaxia. Esto contrasta con galaxias como la Vía Láctea que solo forma cerca de una masa solar de estrellas nuevas al año. Este ritmo alto de formación de estrellas implica la presencia de una gran reserva de gas frío en la galaxia que está siendo convertido en estrellas con una eficiencia inusualmente alta.
Una red de computadoras domésticas descubre un sistema de récord formado por una estrella de neutrones y un púlsar
9/12/2016 de Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) / The Astrophysical Journal
Diagrama de las órbitas de las dos componentes del sistema doble de estrellas de neutrones PSR J1913+1102. Por comparación, se muestra el tamaño que tendría el Sol a esta escala. Crédito: Paulo Freire, MPIfR.
A casi 25 000 años-luz de distancia, dos estrellas muertas, más masivas que nuestro Sol pero con sólo 20 km de diámetro, completan una órbita alrededor una de la otra en menos de cinco horas. Esta pareja inusual de objetos extremos, conocidos como estrellas de neutrones, fue descubierta por un equipo internacional de científicos, incluyendo investigadores del Instituto Max Planck de Física Gravitacional y del Instituto Max Planck de Radioastronomía, y por voluntarios del proyecto de computación distribuida Einstein@Home. Su descubrimiento es la última aportación a la corta lista de sólo 14 sistemas binarios similares conocidos y es también el más masivo e ellos. Los sistemas dobles de estrellas de neutrones son importante laboratorios cósmicos que permiten realizar algunas de las pruebas más precisas de la teoría general de la relatividad. También juegan un papel importante como potenciales fuentes de ondas gravitacionales para los detectores de LIGO.
Las estrellas de neutrones son los restos extremadamente densos y fuertemente magnetizados de explosiones de supernova. Como un faro cósmico que gira rápidamente, emiten haces de ondas de radio al espacio. Si da la casualidad de que la Tierra se encuentra en el camino de uno de estos haces, los grandes radiotelescopios pueden detectar la estrella de neutrones como una fuente celeste pulsante: un radiopúlsar.
La mayoría de los 2500 radiopúlsares conocidos están aislados, es decir, giran solos en el cielo. Sólo hay 255 en sistemas binarios con una estrella compañera y sólo uno de cada 20 de ellos está en órbita con otra estrella de neutrones. «Estos raros sistemas dobles de estrellas de neutrones son laboratorios únicos para la física fundamental, permitiendo medidas que son imposibles de obtener en ningún laboratorio de la Tierra», comenta Bruce Allen (Instituto Max Planck de Física Gravitacional). «Es por esto que necesitamos grandes telescopios como el del observatorio de Arecibo y ‘máquinas’ sensibles de análisis de datos como Einstein@Home para descubrir tantos de estos interesantes objetos como sea posible».
El nuevo descubrimiento ha sido realizado en datos del radiotelescopio de Arecibo (Puerto Rico). Einstein@Home reúne el poder de computación de más de 40 000 voluntarios repartidos por todo el mundo con sus 50 000 ordenadores de mesa, portátiles y teléfonos inteligentes. Es uno de los mayores proyectos de computación distribuida entre voluntarios y su poder de cálculo de 1.7 PetaFlop/s lo coloca entre las 60 mayores supercomputadoras del mundo.
«Con una masa total del sistema de 2.88 veces la de nuestro Sol, nuestro descubrimiento rompe el récord actual de masa total de los sistemas de estrellas de neutrones conocidos», afirma el Dr. Paulo Freire (Instituto Max Planck de Radioastronomía).
La materia oscura podría ser más uniforme de lo que se pensaba
9/12/2016 de ESO / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Este mapa de materia oscura en el universo fue obtenido a partir de los datos del sondeo KiDS utilizando el telescopio de rastreo del VLT, ubicado en el observatorio Paranal de ESO (Chile). Revela una red expansiva de regiones densas (iluminadas) y vacías (oscuras). Esta imagen es una de las cinco zonas del cielo observado por KiDS. La materia oscura invisible se ve marcada en color rosa, cubriendo un área del cielo de alrededor de 420 veces el tamaño de la Luna llena. Esta reconstrucción de la imagen se hizo mediante el análisis de la luz procedente de más de 3 millones de galaxias distantes situadas a más de 6 000 millones de años luz de distancia. Las imágenes de las galaxias observadas fueron deformadas por la atracción gravitatoria de la materia oscura a medida que su luz viajaba a través del universo. Crédito:
Kilo-Degree Survey Collaboration/H. Hildebrandt & B. Giblin/ESO.
Tras analizar los datos de un nuevo e inmenso sondeo de galaxias con el telescopio de rastreo del VLT de ESO, en Chile, los resultados sugieren que la materia oscura puede ser menos densa y estar distribuida de forma más uniforme en el espacio de lo que se pensaba. Un equipo internacional ha utilizado los datos del sondeo KiDS (Kilo Degree Survey) para estudiar cómo la luz de unos quince millones de galaxias distantes se ve afectada por la influencia gravitacional de la materia en las escalas más grandes del universo. Los resultados parecen estar en desacuerdo con los anteriores resultados del satélite Planck.
Hendrik Hildebrandt, del Instituto Argelander de Astronomía, en Bonn (Alemania) y Massimo Viola, del Observatorio de Leiden (Países Bajos) han dirigido a un equipo de astrónomos de instituciones de todo el mundo que han procesado imágenes del sondeo KiDS (Kilo Degree Survey), realizado con el VST (VLT Survey Telescope) de ESO, en Chile. Para su análisis, utilizaron imágenes del sondeo de cinco zonas del cielo que cubrían un área total de alrededor de 2.200 veces el tamaño de la Luna llena y que contiene unos quince millones de galaxias.
Explotando la excelente calidad de imagen de la que disfruta el VST en Paranal, y utilizando innovadores programas informáticos, el equipo fue capaz de llevar a cabo una de las mediciones más precisas jamás realizadas de un efecto conocido como “distorsión cósmica” (en inglés, cosmic shear). Se trata de una variante sutil de la lente gravitacional débil, en la que la luz emitida por galaxias lejanas es ligeramente deformada por el efecto gravitacional de grandes cantidades de materia, tales como cúmulos de galaxias.
En esa “distorsión cósmica”, no son los cúmulos de galaxias, sino las estructuras a gran escala del universo las que deforman la luz, que produce un efecto aún más pequeño. Se necesitan sondeos muy anchos y profundos, como KiDS, para garantizar que la débil señal de la “distorsión cósmica” sea lo suficientemente fuerte como para ser medida y los astrónomos puedan utilizarla para mapear la distribución de la materia gravitante. Este estudio se ha hecho con el área total de cielo más grande jamás cartografiada con esta técnica.
Curiosamente, los resultados de sus análisis parecen ser incompatibles con las deducciones de los resultados del satélite Planck de la Agencia Espacial Europea, una misión espacial cuyo objetivo fue estudiar las propiedades fundamentales del universo. En particular, las medidas del equipo de KiDS de cuán grumosa es la materia en todo el universo — un parámetro cosmológico fundamental — es significativamente menor que el valor derivado de los datos de Planck.
Nuevas pruebas de que el Marte primitivo era templado y húmedo
12/12/2016 de ESA / Journal of Geophysical Research
Mapa en falso color que muestra la topografía de la superficie marciana. La Cuenca Hellas, la gran región de color azul oscuro debajo del centro, tiene un diámetro de 2300 km y es uno de los cráteres de impacto mayores que se conoce tanto en Marte como en el resto del Sistema Solar. Crédito: MOLA Science Team.
Un estudio reciente que utiliza datos de las naves Mars Express de ESA y Mars Reconnaissance Orbiter de NASA aporta pruebas nuevas de que Marte en su juventud era templado y albergó agua durante una escala de tiempo larga en términos geológicos, y no en episodios cortos, algo que tiene importantes consecuencias en la habitabilidad y la posibilidad de vida en el pasado sobre el planeta. Aunque se sabe que el agua fluyó sobre Marte, la naturaleza y la época de cómo y cuándo lo hizo es una cuestión sin resolver importante en la ciencia planetaria.
El hallazgo de este estudio nuevo procede del análisis de una región de terreno relativamente suave, justo al norte de la Cuenca Hellas. Con un diámetro de 2300 km, la cuenca Hellas es uno de los cráteres de impacto mayores identificado en Marte y en todo el Sistema Solar, y se piensa que se formó hace unos 4 mil millones de años.
«Estas llanuras en el borde norte de Hellas son interpretadas habitualmente como volcánicas ya que vemos estructuras similares sobre la superficie de la Luna», explica Francesco Salese (IRSPS, Università «Gabriele D’Annunzio», Italia). «Sin embargo, nuestro trabajo indica que no es así. Hemos encontrado bandas gruesas y abundantes de roca sedimentaria».
Las rocas sedimentarias y las volcánicas (ígneas) se forman de maneras diferentes: las volcánicas necesitan de un volcanismo activo dominado por la actividad interna del planeta, mientras que las rocas sedimentarias habitualmente necesitan agua. Las rocas ígneas son depósitos volcánicos de roca fundida que se enfría y solidifica, mientras que las sedimentarias tienen su origen en la acumulación de nuevos depósitos de sedimentos formando capas que se hacen compactas y duras en escalas de tiempo geológicas largas.
«Para crear el tipo de llanuras sedimentarias que encontramos en Hellas, creemos que un ambiente general acuoso general estuvo presente en la región hace unos 3800 millones de años», afirma Salese. «Y es importante el hecho de que debe de haber durado un largo periodo de tiempo, del orden de cientos de millones de años».
Una investigación ofrece pistas sobre la historia del proceso de formación de Júpiter
12/12/2016 de Brown University / Science Advances
Una nueva investigación ha descubierto que el planeta mayor del Sistema Solar probablemente tenía casi su tamaño actual (318 veces la masa de la Tierra) unos 5 millones de años después de que se formaran los primeros cuerpos sólidos del Sistema Solar. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.
Un nuevo estudio demuestra que Júpiter probablemente alcanzó su tamaño actual unos 5 millones de años después de que se formaran los primeros cuerpos sólidos del Sistema Solar. Esta es la conclusión alcanzada por un equipo de científicos que ha estudiado una clase peculiar de meteoritos.
Los científicos han pensado durante años que Júpiter no siempre estuvo en su órbita actual, a unas cinco unidades astronómicas del Sol (la distancia de la Tierra al Sol es una unidad astronómica). Por ejemplo, el tamaño de Marte es una de las pruebas que sugiere la migración joviana. Marte es mucho más pequeño de lo que predicen los modelos de acreción. Una explicación de ello es que Júpiter se encontraba en una órbita mucho más cerca del Sol en el pasado. Durante esa época, habría barrido gran parte del material necesario para crear un Marte de mayor tamaño.
Pero aunque la mayoría de los científicos están de acuerdo en que los planetas gigantes migran, la época de formación y migración de Júpiter era un misterio. Ahí es donde entran los meteoritos.
Los meteoritos conocidos como condritas CB se formaron cuando objetos del sistema solar primitivo (que con mucha probabilidad se encontraban en lo que hoy en día es el cinturón de asteroides) chocaban entre sí a velocidades increíbles. Este estudio nuevo utilizó simulaciones por computadora para demostrar que la inmensa fuerza de gravedad de Júpiter habría cread las condiciones necesarias para que se produjeran estos impactos a hipervelocidad. Ello a su vez sugiere que Júpiter tenía casi su tamaño actual y se hallaba en algún lugar cerca del cinturón de asteroides donde se formaron los cóndrulos CB, lo que ocurrió unos 5 millones de años después de la formación de los primeros cuerpos sólidos del sistema solar.
«Demostramos que Júpiter habría removido el cinturón de asteroides lo suficiente como para producir las velocidades de impacto altas necesarias para formar estas condritas CB», afirmó Brandon Johnson (Brown University). «Estos meteoritos representan la primera vez que el sistema solar sintió el asombroso poder de Júpiter».
Japón envía suministros muy necesarios a la Estación Espacial Internacional
12/12/2016 de Phys.org
El cohete H-IIB de Japón con una cápsula llamada Kounotori, o cigüeña, despega del centro espacial de Tanegashima al sur de Japón, en la tarde del viernes 9 de diciembre de 2016. Crédito: Ryosuke Uematsu/Kyodo News via AP.
Una cápsula japonesa despegó con suministros esenciales para la estación Espacial Internacional el viernes, una semana después de que el envío ruso resultara destruido poco después del lanzamiento. El accidente del cohete ruso y la imposibilidad de volar de uno de los compañías comerciales con la que trabaja NASA ha hecho que este envío fuera todavía más urgente. La nave debería de llegar a la estación el martes.
«Que tengas un vuelo seguro», afirmó el astronauta francés Thomas Pesquet en un tweet desde la estación espacial. «¡Esperamos tu llegada!».
La cápsula, llamada Kounotori o cigüeña blanca, contiene casi 5 toneladas de alimentos, agua y otros suministros, incluyendo seis nuevas baterías de ion de litio para el sistema eléctrico solar de la estación. Los astronautas realizarán paseos espaciales para sustituir las viejas baterías de hidrógeno-níquel que almacenan la energía generada por los grandes paneles solares de la estación.
Se trata del sexto envío de Japón al puesto orbital situado a 400 km de altura, que actualmente alberga a Pesquet, dos americanos y tres rusos. Fue lanzado desde el centro espacial de Tanegashima al sur de Japón. Por otro lado, los lanzamientos de SpaceX han sido suspendidos desde la explosión de un cohete en septiembre en la plataforma de lanzamiento de Cabo Cañaveral. El sistema de presurización del helio en la fase superior del cohete estaba dañado, lo que provocó una gran bola de fuego.
Xavier Barcons, nombrado próximo Director General de ESO
12/12/2016 de ESO
En la reunión celebrada los pasados 7 y 8 de diciembre en Garching (Alemania), el Consejo de ESO ha nombrado a Xavier Barcons próximo Director General de ESO. Asumirá su cargo el 1 de septiembre de 2017, al término del mandato del actual Director General de ESO, Tim de Zeeuw. Xavier Barcons es de nacionalidad española y ha desempeñado una brillante carrera, tanto en el ámbito académico como en política científica. Es ampliamente conocido en ESO tras haber desarrollado un exitoso y productivo mandato como Presidente del Consejo entre los años 2012 a 2014, período durante el cual se aprobó el Programa E-ELT y se comenzó la Fase 1 de la construcción de dicho telescopio. Crédito: ESO/Francisco J. Carrera.
El Consejo de ESO ha nombrado a Xavier Barcons, de 57 años de edad, como próximo Director General de ESO. Asumirá su cargo el 1 de septiembre de 2017, al término del mandato del actual Director General de ESO, Tim de Zeeuw.
“En nombre del Consejo, estoy encantado de nombrar a Xavier Barcons como sucesor de Tim de Zeeuw en el cargo de Director General de ESO”, ha anunciado Patrick Roche, Presidente del Consejo de ESO. “Xavier es el mejor candidato para liderar el futuro progreso de la organización durante la siguiente fase de su programa, incluyendo la construcción del European Extremely Large Telescope, el telescopio de mayor envergadura y potencia de su clase. Agradecemos a Tim por el ejemplar liderazgo de la Organización durante una década extraordinariamente exitosa que ha establecido sólidamente a ESO como el principal observatorio astronómico en la Tierra”.
El Profesor Xavier Barcons es de nacionalidad española y ha desempeñado una brillante carrera, tanto en el ámbito académico como en política científica. Es ampliamente conocido en ESO tras haber desarrollado un exitoso y productivo mandato como Presidente del Consejo entre los años 2012 a 2014, período durante el cual se aprobó el Programa E-ELT y se comenzó la Fase 1 de la construcción de dicho telescopio. Asimismo ha prestado un activo servicio como miembro y presidente de diversos Comités de ESO, encontrándose entre sus últimos cargos la presidencia del Comité del Programa de Observaciones (Observing Programmes Committee).
Tim de Zeeuw, ha declarado: “Me complace entregar el mando a Xavier, con quien he tenido el placer de trabajar durante varios años. El alcance del programa de ESO se ha ampliado considerablemente y el futuro se presenta prometedor. ALMA está produciendo resultados científicos fascinantes, el E-ELT se encuentra en fase de construcción y se vislumbran en el horizonte nuevos proyectos y Estados Miembros. Sin embargo, indudablemente, surgirán muchos desafíos, ¡y no puedo imaginar un mejor capitán para gobernar el buque que Xavier!”.
Por su parte, Xavier Barcons, ha añadido: “Me siento honrado de asumir el liderazgo de ESO en esta etapa tan emocionante. Durante el mandato de Tim, la Organización ha prosperado y ha crecido. Ansío ver la conclusión exitosa del E-ELT y supervisar los futuros avances del Very Large Telescope, de ALMA y de muchos otros proyectos de ESO. También estoy deseando colaborar con el excelente personal de ESO.”
Un evento superluminoso explicado por un agujero negro en veloz rotación que ha devorado a una estrella
13/12/2016 de ESO / Nature Astronomy
Esta ilustración muestra a una estrella similar al Sol cerca de un agujero negro supermasivo que gira rápidamente, con una masa de unos 100 millones de veces la masa del Sol, en el centro de una galaxia lejana. Su enorme masa dobla la luz de las estrellas del gas que hay detrás de él. A pesar de ser mucho más masivo que la estrella, el agujero negro supermasivo tiene un horizonte de sucesos que sólo es 200 veces más grande que el tamaño de la estrella. Su rápida rotación ha cambiado su aspecto, haciendo que tenga forma de esfera achatada. Crédito: ESO, ESA/Hubble, M. Kornmesser.
Hasta hace poco se creía que ASASSN-15lh, un punto de luz en una galaxia lejana extraordinariamente luminoso, era la supernova más brillante jamás vista. Pero ahora, nuevas observaciones de varios observatorios, incluyendo ESO, han puesto en duda esta clasificación. En su lugar, un grupo de astrónomos propone que la fuente fue un evento más extremo y muy excepcional: un agujero negro en veloz rotación destrozando a una estrella que pasó demasiado cerca.
En el año 2015, el sondeo ASAS-SN (All Sky Automated Survey for SuperNovae, un sondeo automatizado de todo el cielo en busca de supernovas) detectó un evento, bautizado como ASASSN-15lh, que se registró como la supernova más brillante jamás vista. Fue clasificada como supernova superluminosa, la explosión de una estrella extremadamente masiva al final de su vida. Era dos veces más brillante que la anterior poseedora del récord y, en su apogeo, era 20 veces más brillante que la luz total de la Vía Láctea entera.
Un equipo internacional, liderado por Giorgos Leloudas, del Instituto Weizmann de Ciencias (Israel) y el Centro de Cosmología Oscura (Dinamarca), ha llevado a cabo más observaciones de la galaxia lejana en la que tuvo lugar la explosión (situada a unos 4.000 millones años luz de la Tierra) y ha propuesto una nueva explicación para este extraordinario evento.
«Tras el evento observamos la fuente durante 10 meses y hemos llegado a la conclusión de que la explicación no encaja con una supernova extraordinariamente brillante. Nuestros resultados indican que el evento fue causado, probablemente, por un agujero negro supermasivo que gira a mucha velocidad a medida que destruye a una estrella de baja masa», explica Leloudas.
En este escenario, las fuerzas gravitatorias extremas de un agujero negro supermasivo, situado en el centro de la galaxia anfitriona, han desgarrado a una estrella similar a nuestro Sol que se hallaba demasiado cerca (un evento denominado “evento de disrupción de marea” que hasta ahora solo se ha observado unas diez veces). En el proceso, la estrella fue «espaguetificada» y los choques entre los restos y el calor generado por la acreción desencadenaron una explosión de luz. Esto dio al evento la apariencia de una explosión de supernova muy brillante, a pesar de que la estrella no se habría convertido en una supernova por sí misma dado que no tenía suficiente masa.
ALMA encuentra pruebas convincentes de la presencia de una pareja de planetas bebé alrededor de una estrella joven
13/12/2016 de NRAO / Physical Review Letters
Imagen tomada por ALMA del disco protoplanetario que rodea la joven estrella HD 163296, tal como se ve al mirar el polvo. Nuevas observaciones sugieren que hay dos planetas con cerca del tamaño de Saturno, en órbita alrededor de la estrella. Estos planetas, que aún no están completamente formados, se ponen de manifiesto por la doble huella que dejan en las componentes de polvo y de gas del disco protoplanetario de la estrella. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); A. Isella; B. Saxton (NRAO/AUI/NSF).
Los astrónomos saben ya que nuestra galaxia bulle con planetas, desde mundos rocosos de aproximadamente el tamaño de la Tierra a gigantes gaseosos mayores que Júpiter. Casi todos estos planetas han sido descubiertos alrededor de una estrella madura con un sistema planetario completamente evolucionado.
Ahora, nuevas observaciones realizadas con los radiotelescopios ALMA aportan pruebas convincentes de que dos planetas recién nacidos, cada uno del tamaño aproximado de Saturno, están en órbita alrededor de una estrella joven conocida como HD 163296. Estos planetas, que todavía no están completamente formados, se manifiestan por la doble huella que dejan en las zonas de polvo y de gas del disco protoplanetario de la estrella.
Las observaciones anteriores de sistemas de estrellas jóvenes han ayudado a reformar nuestros conocimientos acerca de la formación de planetas. Por ejemplo, las imágenes de ALMA de HL Tauri y TW Hydrae revelaron la presencia de huecos llamativos y estructuras con forma de anillo prominentes en los discos de polvo de estas estrellas. Estas características pueden ser las primeras señales de que están naciendo planetas. Es de notar que estos indicios aparecieron alrededor de estrellas mucho más jóvenes de lo que pensaban los astrónomos que era posible, sugiriendo que la formación de planetas puede empezar poco después de la formación de un disco protoplanetario.
Las observaciones del monóxido de carbono (CO) en el polvo y el gas del disco de HD 163296 han revelado tres huecos distintos. El primero se encuentra a unas 60 unidades astronómicas de la estrella central, que es el doble de la distancia desde nuestro Sol a Neptuno. Una unidad astronómica (UA) es la distancia promedio entre la Tierra y el Sol. Los otros dos huecos se hallan a 100 UA y 160 UA de la estrella central, mucho más allá de la distancia a la que se encuentra el cinturón de Kuiper en el caso de nuestro sistema solar, la región de cuerpos helados más allá de Neptuno.
Al observar las mismas estructuras en el gas y el polvo del disco, los astrónomos piensan que han encontrado pruebas convincentes de que hay dos planetas formándose muy lejos de su estrella central. La anchura y profundidad de los dos huecos en la distribución del CO sugiere que cada posible planeta tiene aproximadamente la misma masa que Saturno.
Vientos de rubíes y zafiros azotan el cielo de un planeta gigante
13/12/2016 de University of Warwick / Nature Astronomy
Ilustración de artista del aspecto que podría tener el planeta gigante gaseoso HAT-P-7b, en el que los investigadores han conseguido estudiar fenómenos meteorológicos en su atmósfera, siendo esta la primera vez que se logra en un planeta fuera de nuestro sistema solar. Crédito: University of Warwick / Mark Garlick.
En un planeta 16 veces mayor que la Tierra, a más de 1000 años-luz de distancia, se han detectado señales de potentes vientos cambiantes, siendo ésta la primera vez que se descubren sistemas meteorológicos en un gigante de gas fuera de nuestro sistema solar.
El Dr. David Armstrong (Universidad de Warwick) ha encontrado que el gigante de gas HAT-P-7b está afectado por cambios a gran escala en los fuertes vientos que soplan por todo el planeta, lo que probablemente produzca tormentas catastróficas.
Este hallazgo fue realizado monitorizando la luz que se refleja en la atmósfera de HAT-P-7b e identificando cambios en esta luz, demostrando que el punto más brillante del planeta cambia de posición. Este cambio es producido por una corriente ecuatorial con velocidades de los vientos que cambian dramáticamente y desplazan grandes cantidades de nubes por el planeta. Las propias nubes serán visualmente asombrosas, ya que probablemente estén compuestas de corindón, el mineral que forma los rubíes y zafiros.
El planeta podría no ser nunca habitable debido a sus sistemas meteorológicos probablemente violentos y temperaturas poco adecuadas. Una cara del planeta está siempre dirigida hacia la estrella, porque se encuentra en acoplamiento síncrono con su estrella, y esa cara permanece mucho más caliente que la otra, siendo la temperatura promedio de la cara diurna en HAT-P-7 de 2860K (2587 ºC).
«Estos resultados muestran que hay vientos fuertes que giran rodeando al planeta, transportando nubes de la cara nocturna a la diurna. Los vientos cambian dramáticamente de velocidad, provocando la formación de enormes estructuras nubosas que luego se disipan. Es la primera detección de tipo meteorológico en un planeta gigante gaseoso fuera de nuestro sistema solar», explica el Dr. Armstrong.
Poniéndole freno al Sol
13/12/2016 de Institute for Astronomy / Physical Review Letters
Imagen del Sol tomada por con el instrumento de imagen magnética y heliosísmica (HMI) del satélite SDO (Solar Dynamics Observatory) de NASA.El HMI es un instrumento diseñado para estudiar oscilaciones y el camp magnético de la superficie solar o fotosfera. HMI observa el disco solar completo con una resolución de 1 segundo de arco. Crédito: NASA.
Astrónomos del Instituto de Astronomía (IfA) de la Universidad de Hawái, junto con colaboradores de Brasil y de USA, han resuelto un antiguo misterio solar. Hace dos décadas, los científicos descubrieron que el cinco por ciento exterior del Sol gira más lentamente que el resto de su interior. Ahora un nuevo estudio describe el mecanismo físico responsable del frenado de las capas exteriores del Sol.
El director del equipo, Jeff Kuhn, lo explica: «El Sol tardará todavía mucho en dejar de girar, pero hemos descubierto que la misma radiación solar que calienta la Tierra está frenando el Sol debido a un efecto de la relatividad especial de Einstein, que hace que se frene gradualmente, empezando por su superficie».
El Sol gira alrededor de su eje con un ritmo promedio de una vez al mes, pero esa rotación no es como la de la Tierra sólida ya que la velocidad cambia con la latitud solar y la distancia al centro del Sol.
Los investigadores han utilizado datos obtenidos durante varios años por el satélite SDO de NASA, midiendo un brusco cambio en la velocidad de rotación del Sol en los últimos 150 km de la superficie. «Se trata de un par de torsión suave que lo está deteniendo, pero a lo largo de los 5 mil millones de años de vida del Sol ha producido una influencia patente en sus 35 000 km más exteriores». En su trabajo los astrónomos explican también cómo este efecto de frenado por fotones debería de producirse en la mayoría de las estrellas.
Este cambio en la rotación de la superficie del Sol afecta al campo magnético solar de gran escala y los investigadores intentan comprender cómo el magnetismo solar que va más allá de la corona y alcanza la Tierra se ve afectado por este frenado.
Primera detección de boro en la superficie de Marte, con implicaciones para la habitabilidad
14/12/2016 de JPL
Estos dos dibujos muestran el mismo lugar del cráter Gale en dos momentos distintos: ahora y hace miles de millones de años. El agua que se desplazaba por debajo del suelo, así como la que fluía por la superficie en antiguos ríos y lagos, proporcionó condiciones favorables para la vida microbial, en el caso de que Marte hubiera albergado vida alguna vez. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
El róver Curiosity de NASA está escalando una montaña marciana construida a base de capas, encontrando pruebas de como los lagos antiguos y ambientes húmedos subterráneos cambiaron, hace miles de millones de años, creando ambientes químicos más diversos que afectaron su capacidad para la vida microbial.
Curiosity está realizando perforaciones, tomando muestras y analizándolas cada 25 m en su ascensión por el monte Sharp, el montículo central del cráter Gale donde han quedado expuestas capas de rocas que contienen registros de las condiciones ambientales en muchas épocas del Marte primitivo. Esto permitirá obtener una imagen completa de cómo fueron evolucionando con el paso del tiempo.
La hematita, los minerales de arcilla y el boro son algunos de los ingredientes que se ha descubierto que son más abundantes en las capas más altas, comparadas con capas inferiores, más antiguas, examinadas anteriormente en la misión. Los científicos están discutiendo qué nos indican estas y otras variaciones sobre las condiciones bajo las cuales fueron inicialmente depositados los sedimentos y cómo el agua subterránea que se desplazó más tarde a través de las capas acumuladas alteró y transportó ingredientes. «Una cuenca sedimentaria como esta es un reactor químico», explica John Grotzinger (Caltech). «Los elementos son redistribuidos. Se forman minerales nuevos y los viejos se disuelven. Los electrones se redistribuyen. En la Tierra, estas reacciones alimentan la vida».
Los efectos del desplazamiento de esta agua subterránea son más evidentes en las vetas minerales. Las vetas se formaron en los lugares donde las grietas de las capas fueron rellenadas con sustancias químicas que estaban disueltas en el agua. Esta agua también interaccionó com la matriz de roca que rodea las vetas, alterando la composición química tanto de la roca como del agua.
En particular, Curiosity ha descubierto el elemento boro en vetas de mineral que son principalmente de sulfato de calcio. «Ninguna misión anterior ha detectado boro en Marte», comenta Patrick Gasda (Laboratorio Nacional de Los Álamos). «Estamos observando un brusco aumento del boro en las vetas inspeccionadas en los últimos meses».
NASA publica una clara imagen de la distribución del dióxido de carbono en la Tierra
14/12/2016 de JPL
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Un nuevo proyecto de NASA combina, utilizando una supercomputadora, medidas del dióxido de carbono realizadas por satélite con un sofisticado modelo de la Tierra, proporcionando una de las vistas más realistas de cómo se mueve por la atmósfera este importante gas de efecto invernadero.
Los científicos han llevado a cabo durante décadas el seguimiento de la concentración cada vez mayor del dióxido de carbono, que atrapa el calor, utilizando sensores situados en diversos lugares en tierra. La visualización en alta resolución de una nueva combinación de datos proporciona una perspectiva completamente diferente.
La visualización 3D revela con detalle asombroso los patrones complicados con los que el dióxido de carbono aumenta, disminuye y se mueve por el globo durante el periodo de tiempo comprendido entre septiembre de 2014 y septiembre de 2015. Se observa el aumento y caída del dióxido de carbono en el hemisferio norte a lo largo del año; la influencia de los continentes, cordilleras montañosas y corrientes oceánicas sobre los patrones meteorológicos sobre el movimiento del dióxido de carbono, y la influencia regional de la fotosíntesis altamente activa en lugares como el Cinturón Maicero estadounidense.
Los científicos saben que casi la mitad de las emisiones causadas por los humanos son absorbidas por la tierra y el océano. Actualmente se piensa que un 50 % de las emisiones permanece en la atmósfera, un 25 por ciento es absorbido por la vegetación y un 25 por ciento es absorbido por el océano. Sin embargo, todavía hay preguntas que este tipo de investigaciones ayudará a responder, como qué ecosistemas, especialmente de la tierra, están absorbiendo qué cantidades de dióxido de carbono; o quizás lo más importante, ya que las emisiones siguen aumentando, ¿seguirán el océano y la tierra manteniendo el ritmo de absorción o alcanzarán un punto de saturación?
Los ciclos climáticos pueden explicar cómo las corrientes de agua modelaron las estructuras de la superficie de Marte
14/12/2016 de Penn State / Earth and Planetary Science Letters
El cráter Gale estuvo lleno en el pasado de agua líquida, por un periodo que duró entre 10 mil y 10 millones de años. Un nuevo estudio sugiere que ciclos climáticos intensos podrían haber producido periodos templados suficientemente largos para descongelar el planeta y crear las estructuras producidas por agua líquida que observamos hoy en día. Crédito: William Dietrich / University of California Berkley.
Intensos ciclos climáticos del Marte primitivo, provocados por la acumulación de gases de efecto invernadero, podrían ser la clave para entender cómo el agua líquida dejó su impronta sobre la superficie del planeta, según un equipo de científicos planetarios. «Con la hipótesis de los ciclos, consigues estos periodos largos templados que te ofrecen tiempo suficiente para formar las distintas redes de valles marcianos», explica Natasha Batalha (Penn State).
Estudios anteriores habían sugerido que los impactos de asteroides podían haber calentado el planeta, creando atmósferas de vapor que producían lluvia. Pero esos periodos templados habrían tenido duraciones muy cortas y les habría sido complicado producir agua suficiente, según los investigadores. «Pensamos que Marte tuvo que permanecer templado durante millones o decenas de millones de años, y la hipótesis de los impactos puede mantenerlo caliente miles de años», comenta Jim Kasting (Penn State). «En términos de agua, necesitamos millones de metros de lluvia y ellos (los estudios anteriores) pueden proporcionar cientos de metros».
Utilizando modelos climáticos, los científicos demostraron que los periodos templados (provocados cuando los gases de efecto invernadero alcanzaron un cierto nivel máximo) duraron millones de años en Marte. Con una elección particular de parámetros, estos periodos templados duraron hasta 10 millones de años. Según los investigadores, los gases de efecto invernadero se acumularon gradualmente en la atmósfera, expulsados en erupciones volcánicas, liberados por magma al enfriarse en la superficie o filtrados desde la corteza del planeta.
La lluvia elimina de manera natural una porción de los gases de la atmósfera al precipitarse, almacenando parte del carbono en el suelo a través de un proceso llamado de erosión química. Pero como el Marte primitivo era frío, llovía menos y este proceso no pudo mantenerse.
La misión pionera LISA Pathfinder continúa
14/12/2016 de ESA
LISA Pathfinder, una misión de demostración para validar tecnologías importantes que permitirán observar ondas gravitacionales (fluctuaciones en el tejido del espacio-tiempo) desde el espacio, fue lanzada hace ahora poco más de un año, el 3 de diciembre de 2015.
Tras un viaje de seis semanas, la nave espacial alcanzó su órbita de operaciones alrededor del primer punto de Lagrange del sistema Sol-Tierra, L1, a 1.5 millones de kilómetros de la Tierra en dirección al Sol, a finales de enero. Allí empezó su misión científica el 1 de marzo.
Para sorpresa del equipo de investigadores, no tardaron en lograr el objetivo de la misión: demostrar que dos masas de prueba, una pareja de cubos idénticos de oro-platino, pueden situarse en la caída libre más perfecta jamás conseguida. De hecho, el nivel de precisión deseado fue obtenido ya el primer día de operaciones científicas de LISA Pathfinder. Durante los meses posteriores, los científicos e ingenieros siguieron mejorando el funcionamiento del experimento. Y el 25 de junio se completó la primera fase de operaciones con el Paquete de Tecnología LISA (LTP). El LTP es un conjunto de instrumentos europeos que incluye las masas de prueba, sensores inerciales y un interferómetro láser, y que utiliza una serie de propulsores de micronewtons de gas frío para desplazar el satélite y mantenerlo centrado en los cubos en respuesta a las fuerzas internas y externas que le afectan.
Las operaciones continuaron con el Sistema de Reducción de Perturbaciones de NASA (DRS), un experimento adicional que recibe las medidas de los sensores de inercia del LTP pero emplea sus propios propulsores de micronewtons basados en tecnología coloidal. Tras el final de las operaciones del DRS, la misión extendida de LISA Pathfinder comenzó el 7 de diciembre de 2016 y se prolongará hasta el 31 de mayo de 2017, utilizando tanto el LTP como el DRS.
«Hasta ahora estamos estado ocupados probando el funcionamiento de LISA Pathfinder, que ha ido mejorando progresivamente con el paso del tiempo», comenta Paul McNamara (ESA), «pero ahora podemos pasar los próximos seis meses aprendiendo todo lo que necesitamos saber para construir y operar un observatorio de ondas gravitacionales en el espacio».
Estrellas recién formadas lanzan potentes torbellinos
15/12/2016 de University of Copenhagen / Nature
Ilustración de artista de un torbellino que se eleva desde un disco protoplanetario que rodea una estrella de aproximadamente 100 000 años de edad, TMC1A. Crédito: Per Bjerkeli/David Lamm/BOID.
Investigadores del Instituto Niels Bohr han utilizado los telescopios de ALMA para observar las fases tempranas en la formación de un nuevo sistema solar. Por primera vez han observado cómo un violento torbellino sale disparado de un disco giratorio de gas y polvo que rodea la joven estrella.
Un sistema solar nuevo se forma en una gran nube de gas y polvo que se contrae y condensa debido a la fuerza de la gravedad y acaba haciéndose tan compacta que el centro colapsa en una bola de gas en la que la presión calienta el material, resultando en una esfera de gas resplandeciente, una estrella. Los restos de la nube de polvo y de gas giran alrededor de la estrella recién formada en el disco donde el material empieza a acumularse y a formar concentraciones más y más grandes, que finalmente se convierten en planetas.
En conexión con las estrellas recién formadas, llamadas protoestrellas, los investigadores han observado potentes emanaciones de torbellinos y material, llamados chorros. Pero hasta ahora nadie había observado cómo se forman estos vientos.
«Utilizando los telescopios de ALMA, hemos observado una protoestrella en una fase muy primitiva. Vemos cómo el viento, como un tornado, eleva el material y el gas del disco giratorio, que se halla en proceso de formar un nuevo sistema solar», explica Per Bjerkeli (Universidad de Copenague). «Durante la contracción de la nube de gas, el material empieza a girar cada vez más rápido, igual que un patinador gira cada vez más rápido acercando los brazos hacia el cuerpo. Esto ocurre cuando la estrella nueva produce viento. El viento se forma en el disco que rodea la protoestrella y gira junto con él. Cuando este viento giratorio se aleja de la estrella, se lleva parte de la energía rotacional con él y el polvo y el gas cercanos a la estrella pueden continuar contrayéndose», explica Per Bjerkeli. Antes se pensaba que el viento giratorio se originaba en el centro del disco de gas y polvo, pero las observaciones nuevas indican que no es así.
Descubren el mecanismo del «termostato» de la alta atmósfera de la Tierra
15/12/2016 de University of Colorado Boulder / Space Weather
Imagen de la expulsión de masa de la corona del Sol el 31 de agosto de 2011. Fuente: CU Boulder.
Un equipo de CU Boulder ha descubierto el mecanismo que hay detrás del repentino encendido de un «termostato natural» en la alta atmósfera de la Tierra que enfría intensamente el aire después de que haya sido calentado por una actividad solar violenta.
Los científicos saben que las fulguraciones solares y las expulsiones de materia de la corona (CME) – que liberan plasma con carga eléctrica del Sol – pueden dañar satélites, causar interrupciones del suministro eléctrico en la Tierra e interrumpir el servicio de GPS. Las CME son suficientemente potentes como para enviar miles de millones de toneladas de partículas solares hacia la Tierra a más de un millón y medio de kilómetros por hora, según la profesora Delores Knipp (CU Boulder).
Ahora Knipp y su equipo han determinado que cuando las CME más potentes salen del Sol y se dirigen hacia la Tierra crean ondas de choque parecidas a un avión supersónico que crea un estampido sónico. Mientras que las ondas de choque de la CME vierten su energía a la alta atmósfera de la Tierra, inflándola y calentándola, también provocan la formación de trazas de óxido nítrico, que rápidamente la enfría y encoge. «Lo que es nuevo es que hemos determinado las circunstancias bajo las cuales la alta atmósfera llega a este modo de sobreenfriamiento después de un calentamiento importante», explica Knipp.
Las tormentas solares pueden producir un un cambio dramático en las temperaturas de la alta atmósfera, incluyendo la ionosfera, que llega hasta el límite con el espacio. Mientras que el material de las CME que choca contra la atmósfera terrestre puede provocar picos de temperatura de hasta 400 ºC, el óxido nítrico creado por la infusión de energía puede enfriarla después en 500 ºC, según Knipp.
Jóvenes, delgadas e hiperactivas: así son las galaxias anómalas
15/12/2016 de SISSA / The Astrophysical Journal
Esta vista combina una imagen de fondo tomada por el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA (azul/verde) con una nueva visión muy profunda de ALMA de este campo (naranja, marcado con círculos). Todos los objetos que ve ALMA parecen ser galaxias masivas con formación de estrellas. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/NASA/ESA/J. Dunlop et al. y S. Beckwith (STScI) y el HUDF Team.
Cuanto más masiva (o llena de estrellas) es una galaxia, con mayor rapidez se forman estrellas en ella. Esto parece ser una regla general, que es contradicha, sin embargo, en casos anormales, por ejemplo, los de galaxias delgadas (no masivas) que son hiperactivas en la formación de estrellas. Hasta ahora el fenómeno había sido explicado por episodios externos catastróficos como galaxias chocando y uniéndose, pero una teoría nueva ofrece una explicación alternativa, relacionada con un proceso in situ (interno) de evolución. La teoría nueva reproduce correctamente el comportamiento tanto de las galaxias normales como de las anormales y puede ser comprobada con más detalle a través de observaciones nuevas.
Claudia Mancuso (SISSA) y sus colaboradores aportan una explicación basada en la cercana relación que existe entre la formación de estrellas y el crecimiento del agujero negro central presente en las galaxias masivas. «Estos dos fenómenos son simultáneos e interrelacionados. Mientras la galaxia forma estrellas e incrementa su masa de una manera constante y sustancial, su agujero negro también crece, y lo hace incluso a un ritmo más rápido», explica Mancuso. «En un cierto momento, el agujero negro se hace tan grande que desarrolla un ‘viento energético’, que barre el gas y el polvo de los alrededores. Dado que estos son los materiales con los que se formarán estrellas nuevas, el proceso de formación estelar se detiene bruscamente».
Basándose en este escenario, Mancuso y sus colaboradores formulan predicciones y demuestran que sus resultados explican tanto el caso de galaxias masivas con mucha formación estelar como el de las delgadas que también forman muchas estrellas. «Son simplemente galaxias muy jóvenes», explica Mancuso. «Una galaxia que se encuentra en las primeras fases de su vida, llena de polvo y gas, posee un ritmo de formación estelar muy alto, pero al mismo tiempo todavía tiene pocas estrellas porque no ha tenido tiempo de formarlas aún, es solo eso». Una explicación simple y elegante que no necesita de ninguna intervención externa.
¿Existirá todavía la Tierra dentro de 5 mil millones de años?
15/12/2016 de KU Leuven / Astronomy and Astrophysics
Imagen compuesta del posible planeta en órbita alrededor de la estrella L2 Puppis en luz visible. Crédito: P. Kervella et al. (CNRS/U. de Chile/Observatoire de Paris/LESIA/ESO/ALMA.
«Dentro de cinco mil millones de años el Sol se habrá convertido en una estrella gigante roja, con un tamaño más de cien veces mayor que el actual», explica la profesora Leen Decin (KU Leuven). «También experimentará una intensa pérdida de masa debido a un viento estelar muy potente. El producto final de su evolución, dentro de 7 mil millones de años, será una diminuta estrella enana blanca. Tendrá el tamaño de la Tierra, aunque será mucho más pesada: una cucharadita de té de material de la enana blanca pesa unas 5 toneladas».
Esta metamorfosis tendrá un impacto dramático en los planetas de nuestro Sistema Solar. Por ejemplo, Mercurio y Venus serán engullidos por la estrella gigante y destruidos. «Pero el destino de laTierra todavía es incierto», continúa Decin. «Sabemos que nuestro Sol será más grande y brillante, así que probablemente destruirá toda forma de vida en nuestro planeta. Pero el núcleo rocoso de la Tierra, ¿sobrevivirá la fase de gigante roja y continuará en órbita alrededor de la enana blanca?»
Para responder esta pregunta, un equipo internacional de astrónomos observó la estrella evolucionada L2 Puppis. Esta estrella se halla a 208 años-luz de la Tierra, lo que en términos astronómicos significa que está cerca. Los investigadores han utilizado el radiotelescopio ALMA, formado por 66 antenas de radio que juntas forman un gigantesco telescopio virtual de 16 km de diámetro.
«Hemos descubierto que L2 Puppis tiene unos 10 mil millones de años», comenta Ward Homan (KU Leuven). «Hace 5 mil millones de años la estrella era una gemela casi perfecta de nuestro Sol tal como es hoy en día, con la misma masa. Un tercio de esta masa se perdió durante la evolución de la estrella. Lo mismo ocurrirá con nuestro Sol en el futuro muy lejano». A 300 millones de kilómetros de L2 Puppis (el doble de la distancia entre la Tierra y el Sol) los investigadores detectaron un objeto en órbita alrededor de la estrella gigante. Con toda probabilidad, este planeta es ahora tal como será nuestra Tierra dentro de 5 mil millones de años.
Más allá del Modelo Estándar a través de las «miniespirales»
16/12/2016 de SISSA / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta imagen, captada por cámara OmegaCAM de ESO, instalada en el telescopio VST, muestra a una galaxia solitaria conocida como Wolf-Lundmark-Melotte o, para abreviar, WLM. Aunque se considera parte de nuestro Grupo Local, formado por unas docenas de galaxias, WLM permanece aislada en los bordes exteriores del grupo, convirtiéndola en uno de sus miembros más remotos. De hecho, la galaxia es tan pequeña y está tan apartada que puede no haber interactuado nunca con ninguna otra galaxia del Grupo Local – ni de fuera del Grupo Local- en toda la historia del universo. Crédito: ESO.
El estudio estadístico de galaxias miniespirales muestra una inesperada interacción entre la materia oscura y la ordinaria. Según un estudio reciente de SISSA, allí donde la relación es obvia y no puede ser explicada de manera trivial en el contexto del Modelo Estándar, estos objetos podrían servir como «portales» a una forma completamente nueva de física que podría explicar fenómenos como la materia y la energía oscuras.
Tienen el aspecto de galaxias espirales como la nuestra, solo que son diez mil veces más pequeñas: las miniespirales estudiadas por el profesor Paolo Salucci y la doctora Ekaterina Karukes, pueden resultar ser «el portal que nos conduzca hacia una física enteramente nueva, más allá del Modelo Estándar de partículas para explicar la materia y la energía oscuras», explica Salucci.
Es la primera vez que estos elementos han sido estudiados estadísticamente, un método que puede borrar la variabilidad «individual» de cada objeto, revelando así las características generales del grupo. «Estudiamos 36 galaxias diferentes, un número suficiente para realizar un análisis estadístico. Al hacerlo hemos hallado una relación entre la estructura de la materia ordinaria (o luminosa) como las estrellas, el polvo y el gas, con la materia oscura». Los autores demuestran que, en los objetos observados, la estructura de la materia oscura imita la de la materia visible a su modo. «Si, para una masa determinada, la materia luminosa de una galaxia es muy compacta, también lo es la materia oscura. De forma análoga, si la primera está más dispersa que en otras galaxias, también lo estará la segunda».
«Es un efecto muy fuerte que no puede ser explicado fácilmente utilizando el Modelo Estándar de partículas». El modelo explica la fuerzas fundamentales (y las partículas de la materia), pero contiene algunos puntos dudosos, principalmente que no incluye la fuerza gravitatoria. «Incluso en las mayores galaxias espirales encontramos efectos parecidos a los que observamos, pero son señales que podemos explicar utilizando el Modelo Estándar a través de procesos astrofísicos que se producen en las galaxias. En las miniespirales, sin embargo, no existe una explicación sencilla. Estos 36 ejemplos son la punta del iceberg de un fenómeno que probablemente encontraremos por doquier y que nos ayudará a descubrir lo que todavía no podemos ver».
Hielo de agua en una eterna noche polar en Ceres
16/12/2016 de Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) / Nature Astronomy
Imagen del polo norte: los colores muestran la altura cambiante del paisaje de Ceres. Los números marcan diez cráteres donde las cámaras construidas por el Instituto Max Planck de Investigación del Sistema Solar han descubierto hielo de agua. Crédito: Nature Astronomy.
Las cámaras de la sonda espacial Dawn han descubierto hielo de agua en la región polar de Ceres. Puede sobrevivir durante eones en estas trampas extremadamente frías, incluso en ausencia de atmósfera.
Thomas Platz, director del estudio, lo explica: «Utilizando nuestras cámaras hemos mirado los cráteres de la región cercana al polo norte, entre 65 y 90 grados de latitud. Algunos de estos cráteres se encuentran al menos parcialmente en oscuridad eterna, lo que significa que nunca les llega la luz solar. La razón de ello es que el eje de rotación de Ceres tiene un ángulo de inclinación de sólo 4.028 grados».
La pequeña inclinación del eje significa que el Sol nunca se eleva mucho por encima del horizonte en el cielo de las regiones polares de Ceres. Esto a su vez implica que obstáculos como los cráteres formarán sombras largas; así, áreas considerables de la región polar se encuentran siempre en una noche eterna. Aunque la luz solar nunca cae directamente sobre estos lugares, sí son alcanzados por cantidades pequeñas de luz dispersa, reflejada por las paredes de los cráteres vecinos que son iluminadas directamente. La cámara puede utilizar esta luz débil para explorar en la oscuridad. Así es como encontró varios depósitos brillantes de hielo de agua.
Los depósitos de hielo en partes de la superficie de Ceres que experimentan luz solar directa son inestables durante largos periodos geológicos de tiempo. El planeta enano no posee atmósfera y, por tanto, el hielo sublima en un tiempo relativamente corto una vez alcanza la superficie. En los lugares en oscuridad permanente, y por tanto extremadamente fríos, donde las temperaturas caen por debajo de los -163ºC, el hielo puede sobrevivir largo tiempo. «Sabemos que existen depósitos de hielo en las regiones polares de nuestra Luna y del planeta Mercurio, ambos carentes de atmósfera. Estos depósitos de hielo pueden explicarse como resultado de episodios externos, como los impactos de cometas», comenta Andreas Nathues (MPS). «Los cráteres cerca de los polos de Ceres, sin embargo, contienen hielo que es probablemente originario de Ceres, es decir, que se formó originalmente en el propio Ceres», explica Platz.
El hielo está por todas partes en el planeta enano Ceres
16/12/2016 de Institute for Astronomy University of Hawaii / Science
La nave espacial Dawn de NASA ha medido la cantidad de hidrógeno hasta una profundidad de 1 metro en la superficie de Ceres. El azul señala los lugares donde la cantidad de hidrógeno es mayor, cerca de los polos, mientras que el rojo indica un contenido menor, a latitudes más bajas. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI.
A primera vista Ceres, el mayor cuerpo del cinturón principal de asteroides, puede que no parezca helado. Las imágenes de la nave espacial Dawn de NASA han revelado un mundo oscuro, con muchos cráteres, cuya zona más brillante contiene sales altamente reflectantes, no hielo. Pero un nuevo estudio publicado por científicos de la misión Dawn presenta dos líneas de evidencia diferentes que demuestran la presencia de hielo cerca de la superficie del planeta enano.
La superficie de Ceres es rica en hidrógeno, con grandes concentraciones a latitudes medias-altas, que podrían ser amplias extensiones de hielo de agua. «En Ceres el hielo no está localizado solo en unos pocos cráteres. Está por todas partes y más cerca de la superficie a latitudes más altas», afirma Thomas Prettyman (Planetary Science Institute).
Los investigadores han empleado el instrumento GRaND (iniciales en inglés de detector de rayos gamma y neutrones) de Dawn para determinar las concentraciones de hidrógeno, hierro y potasio hasta una profundidad de un metro en la superficie de Ceres. GRaND mide el número y energía de rayos gamma y neutrones que proceden de Ceres. Los neutrones son producidos cuando los rayos cósmicos galácticos interactúan con la superficie. Algunos neutrones son absorbidos por el suelo, mientras otros escapan. Dado que el hidrógeno frena a los neutrones, está asociado a un menor número de neutrones que escapan. En Ceres, el hidrógeno se halla probablemente en forma de agua congelada (que está compuesta por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno).
En lugar de una capa de hielo sólida, posiblemente se trata de una mezcla porosa de materiales rocosos en los que el hielo rellena los poros, según los investigadores. Los datos de GRaND muestran que la mezcla es de un 10 por ciento de hielo en peso. «Estos resultado confirman predicciones realizadas hace casi tres décadas según las cuales el hielo puede sobrevivir durante miles de millones de años justo debajo de la superficie de Ceres», explica Prettyman. «Las pruebas apoyan la hipótesis de la presencia de hielo de agua cerca de la superficie en los asteroides del cinturón principal.
Un estudio de microlentes sugiere que los planetas exteriores más comunes probablemente tienen masas como la de Neptuno
16/12/2016 de NASA / The Astrophysical Journal
Los planetas del tipo de Neptuno, como el mostrado en esta ilustración de artista, pueden ser los más comunes en las regiones heladas de los sistemas planetarios. Más allá de una cierta distancia a la joven estrella, el agua y otras sustancias permanecen congeladas, produciendo una abundante población de objetos helados que pueden chocar y formar los núcleos de nuevos planetas. En primer plano, un cuerpo helado sobrante de dicho periodo pasa por el planeta. Crédito: NASA/Goddard/Francis Reddy.
Un nuevo estudio estadístico de planetas, hallados con la técnica llamada de microlente gravitatoria, sugiere que los mundos con masas como la de Neptuno son probablemente el tipo más común de planeta que se forma en las heladas regiones exteriores de los sistemas planetarios. El estudio proporciona una primera indicación del tipo de planetas que esperan a ser encontrados lejos de su estrella nodriza, donde los científicos sospechan que lo planetas se forman con más eficiencia.
«En contra de algunas predicciones teóricas, deducimos a partir de las detecciones actuales que los más numerosos tienen masas similares a Neptuno y que no parece producirse el aumento en su número a masas bajas», comenta el director del estudio Daisuke Suzuki (NASA). «Concluimos que los planetas con masas como la de Neptuno que se encuentran en estas órbitas exteriores son unas 10 veces más comunes que los planetas con masa de Júpiter en órbitas como la de Júpiter».
El efecto de microlente gravitatoria se basa en la desviación de la luz por la presencia de objetos masivos predicha por la teoría general de la relatividad de Einstein. Se produce cuando una estrella situada en primer plano, la lente, se alinea aleatoriamente con una estrella lejana situada al fondo, la fuente, vista desde la Tierra. Mientras la estrella que actúa como lente se desplaza en su órbita alrededor de la galaxia, el alineamiento varía en cuestión de días o semanas, cambiando el brillo aparente de la fuente. El patrón preciso de esos cambios proporciona a los astrónomos pistas acerca de la naturaleza de la estrella lente, incluyendo los planetas que pueda albergar.
Han sido descubiertos más de 50 exoplanetas utilizando el efecto de microlente, comparados con los miles detectados con otras técnicas. Debido a que los alineamientos necesarios entre estrellas se producen rara vez y aleatoriamente, los astrónomos deben monitorizar millones de estrellas buscando los cambios en el brillo que señalan un evento de microlente. Sin embargo, esta técnica puede detectar planetas cientos de veces más lejanos que la mayoría de los demás métodos, permitiendo a los astrónomos investigar una gran porción de nuestra galaxia la Vía Láctea. La técnica permite localizar exoplanetas con masas menores y a mayores distancias de sus estrellas nodriza y son suficientemente sensibles como para encontrar planetas flotando por la galaxia solos, no ligados a estrellas.
Descubren el pasado oscuro de una «estrella de la muerte» que come planetas
19/12/2016 de University of Chicago / Astronomy & Astrophysics
HIP68468 es una estrella gemela de nuestro Sol, situada a unos 300 años-luz de distancia, que puede haberse tragado uno o más de sus planetas, como indican los elementos refractarios y el litio descubiertos recientemente cerca de su superficie. Crédito: Gabi Perez / Instituto de Astrofísica de Canarias.
Un equipo internacional de científicos ha descubierto un raro sistema planetario con una estrella nodriza parecida al Sol de la Tierra. Especialmente intrigante es la inusual composición de la estrella, que indica que ha ingerido algunos de sus planetas.
«Esto no significa que el Sol vaya tragarse la Tierra en un futuro próximo», aclara Jacob Bean (UChicago). «Pero nuestro descubrimiento proporciona indicaciones de que las historias violentas pueden ser algo común en los sistemas planetarios, incluyendo el nuestro».
Bean y sus colaboradores han estudiado la estrella HIP68468, que se encuentra a 300 años-luz de distancia, como parte de un proyecto para descubrir planetas en órbita alrededor de estrellas gemelas del Sol. «Es peligroso sacar conclusiones de un solo sistema», advierte Megan Bedell (UChicago), que ha liderado el descubrimiento del planeta. Afirma que el equipo planea «estudiar más estrellas como ésta para ver si es un resultado habitual en el proceso de formación de planetas».
La composición de HIP68468 indica una historia de ingesta de planetas. Contiene cuatro veces más litio de lo que se espera en una estrella que tiene 6 mil millones de años de edad, así como un excedente de elementos refractarios, metales resistentes al calor y que son abundantes en planetas rocosos. En el interior de estrellas calientes como HIP68468 el litio se consume con el paso del tiempo. Los planetas, por otro lado, conservan el litio debido a que sus temperaturas internas no son suficientemente altas para destruir el elemento. Como resultado, cuando una estrella engulle un planeta, el litio que este deposita en la atmósfera estelar destaca.
En total, el litio y el materia planetario rocoso detectados en la atmósfera de HIP68468 son equivalentes a la masa de seis Tierras.
El polvo «flota» sobre la superficie lunar y le da forma
19/12/2016 de NASA / Geophysical Research Letters
Ilustración que muestra partículas de polvo elevándose sobre la superficie por efectos electrostáticos en un laboratorio de NASA (panel central). Estas partículas «levitantes» explicarían el brillo del horizonte observado por las misiones lunares Surveyor 5, 6 y 7 (panel superior). Fuente: NASA.
Una nueva investigación realizada por el Instituto Virtual de Investigaciones del Sistema Solar (SSERVI) de NASA, explica cómo el polvo puede transportarse a grandes distancias sobre la superficie lunar y los anillos de Saturno sin la presencia de vientos o corrientes de agua. Conocer estos procesos fundamentales está ayudando a los científicos a comprender cómo el polvo y la electricidad estática se comportan en cuerpos sin aire y cómo afectan a los sistemas mecánicos y eléctricos instalados en la superficie. Este y otros estudios están ayudando a NASA a resolver cuestiones estratégicas relacionadas con cuerpos sin atmósfera como los asteroides o las lunas Fobos y Deimos de Marte, que serán probablemente etapas en el viaje a Marte.
El fenómeno aparece en forma de serpentinas con forma de rayos a gran altura observadas por los astronautas de las misiones Apollo, o como rayos radiales observados por vez primera por la nave Voyager sobre los anillos de Saturno y los depósitos de polvo fino en cráteres de Eros. Todos estos son ejemplos de transporte de polvo por regiones vastas sin la presencia de vientos o flujos de agua. Los científicos pensaban que podrían explicar estas observaciones con procesos electrostáticos pero hasta ahora no había estudios que apoyaran esta teoría.
Mihaly Horanyi (Universidad de Colorado Boulder, USA) y su equipo han registrado partículas de polvo del tamaño de micras saltando a varios centímetros de altura bajo radiación ultravioleta o exposición a plasmas. En la Luna, estas partículas de polvo se habrían elevado más de 10 centímetros sobre la superficie, lo que ha hecho que los investigadores concluyan que el «brillo del horizonte» de la Luna (observado en imágenes tomadas por las misiones Surveyor 5, 6 y 7 hace cinco décadas) podría haber sido causado en parte por luz solar dispersada por una nube de partículas de polvo elevadas electrostáticamente.
Uno de los hallazgos científicos clave es que la emisión y reabsorción de electrones en las paredes de las microcavidades formadas entre partículas de polvo vecinas puede generar cargas eléctricas inesperadamente grandes así como intensas fuerzas repulsivas entre partículas. Esto puede hacer que las partículas de polvo se muevan y eleven (leviten) sobre la superficie. Y no sólo partículas individuales sino que también pueden ser levantados grandes conglomerados de ellas.
Una clase de estrellas de neutrones puede generar ondas gravitacionales continuamente
19/12/2016 de Tata Institute of Fundamental Research (TIFR)
Una ilustración de artista de ondas gravitacionales generadas por estrellas de neutrones binarias. Crédito: R. Hurt/Caltech-JPL.
Los profesores Sudip Bhattacharyya (Tata Institute of Fundamental Research, India), y el profesor Deepto Chakrabarty (MIT, USA) han demostrado que una clase de estrellas de neutrones debería de girar alrededor de sus ejes mucho más rápido que los ritmos de giro más rápidos observados en estos objetos. Señalan que los ritmos más lentos que se detectan son posibles si estas estrellas emiten ondas gravitacionales continuamente, y en consecuencia, se frenan.
Las estrellas de neutrones son los objetos observables más densos del Universo, en los que un puñado de su material pesa más que una montaña de la Tierra. Aunque estas estrellas no son mayores que una ciudad, poseen más material que el Sol empaquetado en su interior. En ciertos casos estas estrellas pueden incrementar su ritmo de giro por la transferencia de materia desde una estrella compañera normal. De hecho, se ha observado que algunas de ellas giran varios cientos de veces por segundo alrededor de sus ejes.
En los años de 1970 se calculó teóricamente la rapidez con que estas estrellas de neutrones podrían girar y desde entonces esto ha sido la base en las investigaciones relativas a estas estrellas. Pero el nuevo estudio dirigido por el profesor Bhattacharyya ha demostrado que en el caso de transferencias de masa esporádicas, algo que ocurre en muchas estrellas de neutrones, el giro estelar debería de ser mucho más alto y las estrellas podrían fácilmente alcanzar velocidades de más de mil giros por segundo. Dado que no han sido observadas estrellas de neutrones con un ritmo de giro tan alto, el equipo ha señalado que muchas de estas estrellas probablemente son frenadas por la emisión continua de ondas gravitacionales.
Vía libre para la construcción de Exomars 2020
19/12/2016 de ESA
La primera misión ExoMars llegó al planeta rojo en octubre y ahora se ha confirmado la finalización de la construcción de la segunda misión, con fecha de lanzamiento prevista para 2020. ESA y Thales Alenia firmaron el pasado 16 de diciembre un contrato que asegura la finalización de los elementos europeos de la próxima misión.
El principal objetivo del programa ExoMars es responder una de las preguntas científicas más importantes de nuestro tiempo: ¿hay o hubo alguna vez vida en Marte? La nave Trace Gas Orbiter pronto empezará a investigar esta cuestión desde órbita: realizará un inventario detallados de gases traza como el metano, que podrían estar relacionados con procesos biológicos o geológicos. La primera comprobación de los instrumentos científicos del orbitador fue completada recientemente. También actuará como repetidor de señales de varias naves, en particular del róver y la plataforma de superficie de 2020.
El róver de la ESA será capaz de perforar hasta una profundidad de 2 m, donde podría conservarse todavía biomarcadores antiguos protegidos frente al duro ambiente de radiación de la superficie. La plataforma rusa transportará instrumentos que se centrarán en la atmósfera local y sus alrededores.
ExoMars es una empresa conjunta entre ESA y Roscosmos, con una contribución importante de NASA.
ALPHA observa el espectro de luz de la antimateria por primera vez
20/12/2016 de CERN / Nature
Medir el espectro de antihidrógeno con alta precisión constituye una nueva herramienta extraordinaria para comprobar si la materia se comporta de forma diferente a la antimateria y, por tanto, comprobar la solidez del Modelo Estándar. Crédito: Maximilien Brice/CERN.
La colaboración ALPHA ha anunciado la primera medición del espectro óptico de un átomo de antimateria. Este logro ilustra los desarrollos tecnológicos que abren una era completamente nueva en la investigación de alta precisión de la antimateria. Es el resultado de más de 20 años de trabajo realizado por la comunidad de antimateria del CERN.
«Utilizando un láser para observar una transición en antihidrógeno y compararla con el hidrógeno para ver si obedecen las mismas leyes de la física ha sido siempre un objetivo clave en la investigación de la antimateria», explica Jeffrey Hangst, portavoz de la colaboración ALPHA.
Los átomos consisten en electrones que están en órbita alrededor de un núcleo. Cuando los electrones se desplazan de una órbita a otra absorben o emiten luz a longitudes de onda específicas, formando el espectro del átomo. Cada elemento posee un espectro único. Por tanto, la espectroscopia es una herramienta utilizada habitualmente en muchas áreas de la física, la astronomía y la química. Ayuda a caracterizar átomos y moléculas y sus estados internos. Por ejemplo, en astrofísica el análisis del espectro de luz de estrellas remotas permite a los científicos determinar su composición.
Con su único proton y único electrón, el hidrógeno es el átomo más abundante, simple y bien conocido del Universo. Su espectro ha sido medido con precisión muy alta. Pero los átomos de antihidrógeno apenas son conocidos. Dado que el Universo consiste enteramente de materia, los constituyentes de los átomos de antihidrógeno (antiprotones y positrones) han de ser producidos y unidos en átomos antes de poder medir el espectro del antihidrógeno. Es un proceso laborioso pero que vale la pena, puesto que cualquier diferencia medible entre los espectros del hidrógeno y el antihidrógeno rompería los principios básicos de la física y posiblemente ayudaría a entender el rompecabezas del desequilibrio entre materia y antimateria en el Universo.
Ahora el resultado de la colaboración ALPHA ha permitido observar la línea espectral de un átomo de antihidrógeno, permitiendo comparar el espectro de luz de materia y antimateria por primera vez. Dentro de los límites experimentales, los resultados no muestran diferencias al comparar la línea espectral equivalente en el hidrógeno. Esto concuerda con el modelo estándar de la física de partículas, la teoría que mejor describe las partículas y las fuerzas que existen entre ellas, y que predice que el hidrógeno y el antihidrógeno deberían de tener características espectroscópicas idénticas.
Las fluctuaciones en los rayos gamma extragalácticos revelan dos clases de fuentes pero no materia oscura
20/12/2016 de Max Planck Institute for Astrophysics / Physical Review D
![This view shows the entire sky in gammy ray radiation, at energies greater than 1 GeV, based on five years of data from the Large Area Telescope instrument on NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope. Brighter colours indicate brighter gamma-ray emission. The large bright band in the middle is the emission from our own Galaxy. [less]](http://www.mpa-garching.mpg.de/397313/zoom-1481895605.jpg)
Imagen del cielo entero en radiación de rayos gamma a energías por encima de 1 GeV. Los colores más brillantes indican emisión en rayos gamma más brillante. La intensa banda central es la emisión de nuestra propia galaxia. Crédito: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration.
Los rayos gamma son partículas de luz, o fotones, con la energía más alta del universo, invisibles al ojo humano. Los emisores más comunes de rayos gamma son los blazares: agujeros negros supermasivos de los centros de las galaxias. En menor proporción, los rayos gamma son producidos también por un cierto tipo de estrellas llamadas púlsares y por explosiones estelares enormes como las supernovas.
En 2008, NASA lanzó el satélite Fermi para cartografiar el universo en rayos X con precisión extrema. La mayoría de los rayos gamma detectados son producidos en nuestra galaxia la Vía Láctea, habiéndose identificado más de 3000 fuentes extragalácticas (fuera de la Vía Láctea). Pero estas fuentes sólo emiten el 25% de los fotones de rayos gamma detectados fuera de nuestra galaxia. El 75% proceden de un fondo difuso de rayos gamma que proceden de todas las direcciones del Universo. Si tuvieras visión en rayos gamma, mirarías al cielo y no verías ningún sitio oscuro.
La fuente de lo que se llama el fondo de rayos gamma isotrópico es por el momento desconocida. Esta radiación podría ser producida por blazares u otras fuentes astronómicas demasiado débiles para ser detectadas por el telescopio Fermi. Partes del fondo de rayos gamma podrían también contener la huella de la famosa partícula de materia oscura, una partícula hasta el momento no detectada que sería la responsable del 80% de la materia que falta en nuestro Universo. Si dos partículas de materia oscura colisionan, pueden aniquilarse y producir una señal de fotones de rayos gamma.
Hasta ahora el telescopio Fermi no ha encontrado ninguna prueba concluyente de emisión de rayos gamma que se origine en partículas de materia oscura. Este último estudio no muestra ninguna indicación de señal asociada con materia oscura. «Nuestra medida complementa otras campañas de búsqueda que utilizan los rayos gamma para buscar materia oscura», comenta Mattia Fornasa (Universidad de Amsterdam). «Confirma que queda poco espacio para la emisión de rayos gamma inducidos por materia oscura en el fondo isotrópico de rayos gamma».
La famosa estrella roja Betelgeuse está girando más rápido de lo esperado: podría haber tragado una estrella compañera hace 100 000 años
20/12/2016 de McDonald Observatory / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta imagen en el infrarrojo de Betelgeuse, tomada en 2012 por el telescopio orbital Herschel, muestra dos capas de materia interaccionando a un lado de la estrella. Se trataría de material arrojado por la supergigante roja al espacio cuando engulló a su compañera. Crédito: L. Decin/University of Leuven/ESA.
El astrónomo J. Craig Wheeler (Universidad de Texas en Austin) piensa que Betelgeuse, la brillante estrella roja que marca el hombro de Orión, el Cazador, puede haber tenido un pasado más interesante de lo que parece a primera vista. Trabajando con un equipo internacional de estudiantes, Wheeler ha descubierto pruebas de que la estrella supergigante roja podría haber nacido con una estrella compañera, que más tarde engulló.
Para tratarse de una estrella tan famosa, Betelgeuse es aún misteriosa. Los astrónomos saben que es una supergigante roja, una estrella masiva que se acerca al final de su vida, por lo que se ha hinchado hasta un tamaño varias veces superior al original. Algún día explotará como una supernova, pero nadie sabe cuándo. «Podría ser dentro de diez mil años desde ahora, o podría ser mañana por la noche», explica Wheeler, que es experto en supernovas.
Una nueva pista sobre el futuro de Betelgeuse está relacionada con su rotación. Cuando una estrella se infla convirtiéndose en una supergigante, su rotación debería de frenarse. «Es como la clásica patinadora sobre hielo que abre sus brazos en lugar de acercarlos al cuerpo», aclara Wheeler. Cuando la patinadora abre los brazos, se frena. Así debería de haberse frenado también la rotación de Betelgeuse cuando la estrella se expandió. Pero no es eso lo que ha descubierto el equipo de Wheeler.
Utilizando un programa de modelización por computadora llamado MESA, los investigadores crearon, por primera vez, un modelo de la rotación de Betelgeuse. Al comprobar la rápida rotación de la estrella, Wheeler empezó a especular. «Supongamos que Betelgeuse tuvo una compañera cuando nació, y que estaba en órbita alrededor de Betelgeuse en una órbita del tamaño que tiene ahora Betelgeuse. Cuando Betelgeuse se convirtió en una supergigante roja, se la tragó». Una vez engullida, la estrella compañera transfirió el momento angular de su órbita alrededor de Betelgeuse a la envoltura exterior de la supergigante, acelerando la rotación de Betelgeuse. Wheeler estima que la estrella compañera habría tenido la misma masa que el Sol, para poder explicar el ritmo actual de giro de Betelgeuse de 15 km/s.
Un estudio ayuda a demostrar una teoría sobre la evolución de nuestra galaxia
20/12/2016 de Texas A&M University / Nature Astronomy
Imagen compuesta del gas molecular (señalado en rojo), superpuesta sobre imágenes del telescopio espacial Hubble de cuatro galaxias jóvenes similares a la Vía Láctea. Crédito: National Radio Astronomy Observatory.
Todo el mundo tiene un pasado, incluso nuestra galaxia, la Vía Láctea.Y al igual que ocurre con las redes sociales, la imagen no es siempre tan bonita como parece en la superficie, según el astrónomo Casey Papovich (Universidad de Texas A&M). Papovich señala que las grandes galaxias de disco como nuestra propia Vía Láctea no siempre han sido las estructuras espirales con forma de molinillo y bien ordenadas que vemos en el universo hoy en día. Por el contrario, él junto con otros expertos internacionales que están especializados en la formación y evolución de galaxias, piensan que hace entre 8 mil millones y 10 mil millones de años, los progenitores de la Vía Láctea y de las galaxias espirales de disco similares eran más pequeñas y menos organizadas, aunque muy activas en su juventud.
Utilizando el conjunto internacional de radiotelescopios ALMA, el equipo de investigadores ha estudiado cuatro versiones jóvenes de galaxias como la Vía Láctea que se encuentran a 9 mil millones de años-luz de distancia, lo que significa que podían observarlas tal como eran hace 9 mil millones de años aproximadamente. Descubrieron que cada galaxia era increíblemente rica en monóxido de carbono, un trazador bien conocido de gas molecular, que es el combustible para la formación de estrellas.
«Utilizamos ALMA para detectar versiones adolescentes de la Vía Láctea, encontrando que tales galaxias contienen, efectivamente, cantidades mucho más grandes de gas molecular, lo que alimentaría una rápida formación de estrellas», afirma Papovich. «Comparo estas galaxias con un adolescente humano que consume cantidades prodigiosas de comida para alimentar su crecimiento durante su adolescencia».
Aunque la abundancia relativa de gas formador de estrellas en estas galaxias es muy grande, Papovich afirma que no están completamente formadas aún y son bastante pequeñas en comparación con la Vía Láctea tal como la observamos hoy en día. Los nuevos datos de ALMA indican que la mayor parte de la masa de estas galaxias se encuentra en forma de gas frío en lugar de encontrarse en estrellas, una situación que se ha invertido en la actualidad en nuestra Vía Láctea, donde la masa contenida en las estrellas supera a la del gas en un factor 10 a 1. Estas observaciones están ayudando a completar la imagen de cómo evoluciona la materia en las galaxias del tamaño de la Vía Láctea y cómo se formó nuestra propia galaxia.
VLA y ALMA se unen para mirar los lugares de nacimiento de la mayoría de las estrellas actuales
21/12/2016 de National Radio Astronomy Observatory / The Astrophysical Journal
Combinación de imágenes tomadas en el óptico y en radio de galaxias lejanas tal como han sido observadas con el VLA y el telescopio espacial Hubble. Sus distancias a la Tierra están indicadas en las imágenes. Crédito: K. Trisupatsilp, NRAO/AUI/NSF, NASA.
Un equipo de astrónomos ha conseguido mirar por primera vez el lugar exacto donde nacieron la mayoría de las estrellas que brillan hoy en día. Para conseguirlo, han utilizado los conjuntos de radiotelescopios VLA y ALMA para observar galaxias lejanas que se ven tal como eran hace 10 mil millones de años. En aquel momento el Universo estaba experimentando un pico en el ritmo de formación de estrellas. La mayoría de las estrellas del Universo actual nacieron entonces.
«Sabemos que las galaxias de aquella época formaban estrellas prolíficamente, pero no sabíamos cómo eran esas galaxias al estar rodeadas por tanto polvo que la luz visible apenas escapa de ellas», explica Wiphu Rujopakam (Universidad de Tokio y Universidad de Chulalongkorn, Bangkok).
Las ondas de radio, a diferencia de la luz visible, pueden atravesar el polvo. Los astrónomos utilizaron el VLA y ALMA para estudiar galaxias del Campo Ultraprofundo del Hubble, una pequeña área del cielo donde el telescopio espacial Hubble tomó exposiciones muy largas para detectar galaxias en el Universo muy lejano.
Las observaciones nuevas con VLA y ALMA han respondido a preguntas relacionadas con los mecanismos responsables de la formación a nivel global de estrellas en esas galaxias. Han descubierto que la intensa formación de estrellas en las galaxias estudiadas a menudo tenía lugar por toda la galaxia, y no en regiones mucho más pequeñas, como ocurre en las galaxias de hoy en día que tienen ritmos de formación estelar igual de altos.
Las pequeñas vaguadas de Marte pueden convertirse en «arañas» al crecer
21/12/2016 de JPL / Icarus
Esta secuencia de tres imágenes de la cámara HiRISE de la nave Mars Reconnaissance Orbiter muestra el crecimiento de una red ramificada de vaguadas excavadas por el deshielo de dióxido de carbono durante tres años marcianos. Este proceso podría también formar canales de patrón radial conocidos como «arañas» marcianas. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona.
Las vaguadas excavadas por erosión que crecen y se ramifican durante varios años marcianos podrían ser las versiones infantiles de estructuras mayores conocidas como «arañas» marcianas, que son canales de patrón radial que se encuentran solo en la región del polo sur de Marte.
Un equipo de investigadores ha anunciado la primera detección de un crecimiento cumulativo, entre una primavera marciana y la siguiente, de canales resultantes del mismo proceso de deshielo del dióxido de carbono que se piensa que forma las estructuras tipo araña. Las arañas varían en tamaño de decenas a cientos de metros. Varios canales suelen converger en una fosa central, asemejándose a las patas y el cuerpo de una araña. Durante la última década, los investigadores habían comprobado en vano las imágenes de la cámara de alta resolución de la nave Mars Reconnaissance Orbiter buscando cambios de un año al siguiente.
«Hemos visto por primera vez estas estructuras más pequeñas que sobreviven y extienden de año en año, y así es como empiezan las arañas más grandes», explica Ganna Portyankina (Universidad de Colorado, Boulder). «Se encuentran en dunas de arena, así que no sabemos si seguirán creciendo o desaparecerán por el desplazamiento de la arena».
Las dunas parecen jugar un papel en cómo se forman las arañas bebé pero también pueden impedir que muchas persistan durante los siglos necesarios para convertirse en arañas completas. La cantidad de erosión necesaria para esculpir una araña típica, al ritmo determinado a partir de la observación del crecimiento activo de estas vaguadas más pequeñas, requeriría más de mil años marcianos. Un año marciano dura 1.9 años terrestres.
El caso de los diamantes perdidos: no hay pruebas de impactos durante el Joven Dryas
21/12/2016 de Washington University in St. Louis / Quaternary Science
Ilustración de artista de un cometa aproximándose a un planeta tipo Tierra. La explosión de un cometa cerca de la superficie de nuestro planeta podría haber llenado la atmósfera de polvo y escombros suficientes para debilitar la luz solar recibida en la superficie. Aunque parece que no es esto lo que produjo la inversión climática conocida como Joven Dryas. Crédito: Shutterstock.
Todo empezó de forma inocente. Tyrone L. Daulton, físico del Instituto de Ciencias de Materiales e Ingeniería de la Universidad de Washington en St. Louis estaba estudiando polvo de estrellas, motas diminutas de minerales resistentes al calor que se piensa que condensaron a partir de los gases exhalados por estrellas agonizantes. Entre los minerales que componen el polvo estelar hay diamantes diminutos. Su experiencia en este campo, paradójicamente, le ha preparado para no encontrarlos en sedimentos terrestres.
En 2007, en un artículo publicado en la revista Science, un equipo de investigadores anunciaba que el descubrimiento de nanodiamantes en sedimentos de la Tierra eran la prueba de un antiguo impacto. Los autores argumentaban que una lluvia de fragmentos de la explosión de un cometa sobre la capa de hielo de Norteamérica había producido una repentina inversión del clima llamada Joven Dryas o Dryas Reciente. El calor y presión de este cataclismo habría convertido el carbono de la corteza de la Tierra en diamante. Sin embargo, Daulton opinaba que no había información suficiente en el artículo publicado para estar seguros de que hubieran encontrado diamantes.
Ahora, en un nuevo análisis de muestras procedentes de California y Bélgica, Daulton ha demostrado que no hay pruebas de un aumento en la concentración de nanodiamantes en sedimentos del Joven Dryas. Y dado que los nanodiamantes son la prueba más fuerte de la hipótesis del impacto, su ausencia invalida la hipótesis.
Los nanodiamantes son diminutos, más pequeños que las bacterias. Los que defienden la hipótesis del impacto a menudo dicen haberlos encontrado dentro de pequeñas esferas de carbono, y esas esferas son del tamaño del punto con que finaliza esta frase. ¿Cómo es posible que algunos científicos encuentren diamantes en muestras donde otros no encuentran ninguno? Una respuesta es que los átomos de carbono pueden organizarse con muchas configuraciones diferentes. Estas configuraciones, que marcan la diferencia entre la mina de un lápiz y un diamante, pueden confundirse entre sí.
Buscando un mar de «ruido» para encontrar exoplanetas
21/12/2016 de Yale University / The Astronomical Journal
Investigadores de Yale han encontrado un modo basado en datos para detectar planetas y refinar la búsqueda de mundos parecidos a la Tierra. La nueva técnica se apoya sobre métodos matemáticos que tienen su base en la física. En lugar de filtrar las señales de «ruido» de las estrellas alrededor de las cuales están en órbita los exoplanetas, los científicos de Yale estudiaron toda la información junta para comprender las complejidades de su estructura.
«No se necesita nada más que los propios datos, lo que es una novedad», comenta John Wettlaufer (Yale). «Además nos permite comparar nuestros descubrimientos con otros métodos tradicionales y mejorar las hipótesis de los modelos que están utilizando».
La búsqueda de exoplanetas se ha intensificado en años recientes. Los científicos emplean muchas técnicas diferentes, aunque todas ellas presentan dificultades, relacionadas principalmente con la eliminación de datos secundarios (ruido) que no encajan con los modelos que ya existen sobre cómo se espera que se comporten los planetas. En esta interpretación tradicional del ruido, las búsquedas pueden verse obstaculizadas por datos que oscurecen o imitan a los exoplanetas.
Wettlaufer y sus colaboradores decidieron buscar exoplanetas del mismo modo en que han estudiado datos de satélite para encontrar cambios complejos en el hielo del Ártico. Consiste en cribar los datos en todas las escalas temporales, extrayendo los procesos asociados a ellos. «La idea clave es que los sucesos cercanos en el tiempo es más probable que se parezcan que los que están más alejados temporalmente», explica Wettlaufer. «En el caso de exoplanetas, son las fluctuaciones en la intensidad espectral de la estrella lo que estamos estudiando».
El nombre formal del método es «análisis multifractal de fluctuaciones sin tendencias con pesos temporales». Los investigadores han confirmado la precisión de su metodología comprobándola con observaciones y datos simulados de un planeta que se sabe que está en órbita alrededor de una estrella en la constelación de Vulpecula, aproximadamente a 63 años-luz de la Tierra.
La estadística de avalanchas sugiere que la estrella de Tabby se encuentra próxima a una transición de fase continua
22/12/2016 de University of Illinois at Urbana-Champaign / Physical Review Letters
La estrella de Tabby en el infrarrojo ( proyecto 2MASS) y el ultravioleta (GALEX). Fuente: University of Illinois at Urbana-Champaign.
En la búsqueda de planetas extrasolares, el telescopio espacial Kepler rastrea estrellas cuyo flujo de luz disminuya periódicamente, señalando el paso por delante de la estrella de un planeta en órbita. Pero la secuencia y duración de los episodios de menos flujo que Kepler detectó en KIC 846852, conocida como estrella de Tabby, son un misterio. Estos episodios varían en magnitud y no se producen a intervalos regulares de tiempo, haciendo que la explicación de que se trate de un planeta en órbita sea poco probable. El origen de estos episodios inusuales de caída de brillo es objeto de intensa especulación. Las sugerencias de astrónomos, astrofísicos y aficionados han ido desde cinturones de asteroides a actividad alienígena.
Ahora un equipo de científicos de la Universidad de Illinois aporta una solución novedosa al rompecabezas de la estrella de Tabby. Sugieren que las variaciones de luminosidad son intrínsecas a la estrella.
Los investigadores han aplicado un análisis estadístico a las variaciones irregulares más pequeñas de la curva de luz. Lo que han encontrado es un patrón matemático que coincide con un modelo bien establecido de avalancha: los episodios de disminución de luz más pequeños son los “crujidos” o avalanchas pequeñas que se observan en los intervalos de tiempo entre avalanchas mayores, que identifican con los episodios mayores de disminución de la luz en la estrella. Los episodios pequeños tienen una notable variedad de tamaños, distribuidos según una ley simple de escalado. Estos resultados sugieren que los episodios de disminución de brillo pueden ser intrínsecos a la estrella y que ésa puede encontrarse cerca del punto crítico de una transición de fase subyacente.
Karin Dahmen (Universidad de Illinois) ha determinado que el patrón de escala de los episodios pequeños salpicados por episodios mayores es típico de sistemas cerca de una transición de fase. La investigadora ha observado esto en la dinámica de la deformación intermitente de nanocristales, la estadística de cristales metálicos, rocas y materiales granulares y en terremotos, en escalas mucho mayores de 12 décadas de longitud. Se observan tipos similares de avalanchas en las avalanchas de disparos de neuronas en el cerebro, en sistemas magnéticos y en muchos otros sistemas de materia condensada.
Pero serán necesarios más datos antes de poder identificar exactamente qué tipo de transición está sufriendo la estrella.
Geólogos estudian la mineralogía de Mercurio
22/12/2016 de Université de Liège / Nature Geoscience
En esta imagen están representadas las diferentes composiciones mineralógicas de zonas de la superficie de Mercurio utilizando un código de colores. Fuente: Université de Liège.
Por vez primera, geólogos de la Universidad de Lieja han sido capaces de determinar la naturaleza de los minerales presentes sobre la superficie de Mercurio, uno de los cuatro planetas telúricos de nuestro Sistema Solar. Su estudio se basa en experimentos realizados en laboratorio bajo temperaturas extremas, para reproducir las condiciones observadas durante la cristalización de magmas. La mineralogía de las rocas sobre la superficie de los planetas es un indicador excelente del origen y evolución de los planetas desde los principios del Sistema Solar.
Entre 2011 y 2015 la sonda Messenger enviada por NASA estuvo en órbita alrededor de Mercurio y tomó decenas de miles de medidas físico-químicas de la corteza de Mercurio. Es en base a estas medidas que Olivier Namur y Bernard Charlier (FRS-FNRS) pudieron reproducir en su nuevo laboratorio de petrología, muestras de magma de Mercurio.
La corteza de Mercurio es origen magmático, creada por lava procedente del manto hace entre 4200 millones y 3500 millones de años. En su estudio, los dos investigadores pudieron definir regiones diferentes en el hemisferio norte de Mercurio, cada una caracterizada por una mineralogía específica.
Su mayor descubrimiento ha sido encontrar una relación entre la edad de esas regiones y la mineralogía de la lava en sus superficies, lo que demuestra el papel importante que jugó la evolución en temperatura de Mercurio sobre su historia volcánica. La actividad magmática de Mercurio se interrumpió hace 3500 millones de años, convirtiéndolo en el planeta telúrico que más rápidamente se enfrió de nuestro Sistema Solar.
Primera luz para la Banda 5 de ALMA
22/12/2016 de ESO
La composición muestra una nueva visión de la banda 5 de ALMA del sistema de galaxias en colisión Arp 220 (en rojo) sobre una imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA/ESA (azul/verde). Con los nuevos receptores de banda 5 recién instalados, ahora ALMA ha abierto sus ojos a una nueva sección de este espectro de radio, ofreciendo nuevas y emocionantes posibilidades de observación y mejorando la capacidad del telescopio para buscar agua en el universo. Esta imagen es una de las primeras realizadas con banda 5 y se hizo con la intención de verificar la capacidad científica de los nuevos receptores. Crédito: ALMA(ESO/NAOJ/NRAO)/NASA/ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), en Chile, ha comenzado a observar en un nuevo rango del espectro electromagnético. Esto ha sido posible gracias a unos nuevos receptores, instalados en las antenas del telescopio, que pueden detectar las ondas de radio con longitudes de onda de 1,4 a 1,8 milímetros, un rango que ALMA no había explotado previamente. Esta actualización permite a los astrónomos detectar señales débiles de agua en el universo cercano.
ALMA observa las ondas de radio del universo en el extremo de más baja energía del espectro electromagnético. Con los nuevos receptores de banda 5 recién instalados, ALMA ahora abre sus ojos a una nueva sección de este espectro de radio, ofreciendo nuevas y emocionantes posibilidades de observación.
El Científico del Programa Europeo de ALMA, Leonardo Testi, explica el significado: «Los nuevos receptores hará mucho más fácil la detección de agua (un requisito previo para la vida tal y como la conocemos) en nuestro Sistema Solar y en regiones más distantes de nuestra galaxia y más allá. También permitirán a ALMA buscar carbono ionizado en el universo primordial».
El receptor de banda 5, que fue desarrollado por el grupo GARD (Group for Advanced Receiver Development, grupo para el desarrollo de receptores avanzados) en el Observatorio Espacial de Onsala, de la Universidad Tecnológica de Chalmers (Suecia), ya ha sido probado en el instrumento SEPIA del telescopio APEX. Estas observaciones también fueron vitales para ayudar a seleccionar objetivos adecuados para las primeras pruebas de los receptores con ALMA.
Buscando la materia oscura entre los tics de un reloj atómico
22/12/2016 de Scientific American / Nature Astronomy
Un ejemplo de reloj atómico óptico, basado en átomos neutros. Al iluminar con un láser azul los átomos ultrafríos de estroncio. Crédito: Sebastian Blatt, JILA, University of Colorado – National Science Foundation. Fuente: Wikipedia.
Científicos de la Universidad Nicolás Copérnico de Torun (Polonia) han realizado experimentos pioneros utilizando un reloj atómico óptico para buscar materia oscura.
La materia oscura se piensa que constituye cinco sextos de toda la materia del Universo. Pero proyectos increíblemente sofisticados, que van desde el pulverizador más potentes de átomos jamás construido a cisternas de xenon líquido helado, han fracasado en su búsqueda. Ahora un equipo de científicos espera que los relojes atómicos, los cronómetros más precisos jamás construidos, podrían ayudar a explicar este fenómeno.
Muchos físicos piensan que la materia oscura es una sustancia invisible cuyos efectos gravitatorias explicarían misterios cósmicos, como por ejemplo que las galaxias giren tan rápido como lo hacen sin romperse en pedazos. Pero a pesar de su aparente importancia colosal para la propia estructura del Universo, nadie sabe con certeza de qué podría estar hecha o de dónde procede. El pasado lunes un equipo de científicos polacos publicó un estudio en la revista Nature Astronomy donde sugieren que las fluctuaciones en el ritmo de los “tics” de un reloj atómico podrían ayudar a revelar cómo la materia oscura puede influir sobre la materia conocida.
Una de las teorías que intenta explicar la naturaleza de la materia oscura sostiene que se trata de un campo que inunda el espacio del mismo modo que la gravedad. Investigaciones previas indican que podrían aparece estructuras en dicho campo de materia oscura, “defectos topológicos” estables con forma de puntos, cuerdas o láminas. Estas estructuras podrían haberse formado durante el caos caliente que siguió al Big Bang y esencialmente se congelaron como formas estables cuando el Universo se enfrió.
Si la Tierra pasa a través de uno de estos defectos topológicos (que los investigadores dicen que podrían en principio tener como mínimo el tamaño de un planeta) podrían producirse cambios detectables los relojes atómicos (son tan precisos que no se retrasarían más de un segundo cada 15 mil millones de años, un tiempo mayor que la edad del Universo, estimada en 13 800 millones de año)s.
El paso a través de un defecto topológico influiría sobre un reloj atómico óptico, que utiliza haces de láser visibles para medir los movimientos de los átomos cuando son frenados al hacer descender la temperatura hasta casi el cero absoluto. El modelo de los investigadores demuestra que pasar a través de un defecto topológico en el campo de materia oscura aumentaría o disminuiría la intensidad total de la fuerza electromagnética, lo que a su vez alteraría el modo en que los átomos responderían a los láseres.
