Noviembre 2016
Gaia espía dos estrellas temporalmente intensificadas
2/11/2016 de ESA
Curva de luz del episodio de microlente gravitatoria binaria detectado por Gaia. Crédito: ESA/Gaia/DPAC, P. Mroz, L. Wyrzykowski, K.A. Rybicki (Varsovia).
Mientras explora el cielo para medir la posición de más de mil millones de estrellas de nuestra Galaxia, el satélite Gaia de ESA ha detectado dos ejemplos raros de estrellas cuya luz fue temporalmente intensificada por otros objetos celestes que cruzaban por su línea visual. Una de estas estrellas se espera que vuelva a incrementar pronto su brillo. Las medidas de Gaia serán importantes para conocer más acerca de estas «lupas» cósmicas.
Los dos episodios fueron identificados en julio y agosto de 2016, por el equipo de alertas de ciencia fotométrica de Gaia, que escudriña los datos de Gaia buscando fuentes astronómicas que son, durante un breve periodo de tiempo, mucho más brillantes de lo normal. Hasta ahora el equipo ha detectado más de mil fuentes transitorias, la mayoría de las cuales son estrellas que están sufriendo una gran explosión o explosiones de supernova que marcan el final de la vida de una estrella. Pero en raras ocasiones, existe otro fenómeno que puede producir un aumento repentino en el brillo de una estrella: la gravedad de otros objetos celestes que pasan por casualidad entre la estrella y el observador.
Según la teoría general de la relatividad de Einstein, la gravedad hace que objetos masivos como planetas, galaxias o agujeros negros, doblen el tejido del espacio-tiempo. Esto también distorsiona los caminos de los rayos de luz que pasan cerca. Cuando un objeto tan masivo se encuentra exactamente alineado entre una fuente lejana de luz y un observador, actúa como una lente gravitatoria y el observador puede ver un aumento dramático (y luego un descenso) en el brillo de la fuente, algo parecido a lo que observamos con una lupa. Este fenómeno se llama microlente gravitatoria.
El episodio de julio parece haber sido producido por una estrella o un agujero negro. El de agosto es más misterioso. En vez de un solo incremento y descenso, la estrella ha sufrido dos picos consecutivos de brillo y luego se debilitó durante unas pocas semanas. Más tarde mostró un súbito incremento hasta magnitud 12 y declinó rápidamente de nuevo. «Ese patrón complicado sugiere que la estrella no está siendo afectada por un solo objeto sino por un sistema binario», comenta Przemek Mróz (Observatorio Astronómico de Varsovia).
¿Giraba de lado la Tierra primitiva?
2/11/2016 de SETI Institute / Nature
Esta imagen fue tomada por la sonda Galileo mientras sobrevolaba el sistema Tierra-Luna en 1992. Crédito: NASA/JPL.
Nuevos modelos teóricos de la historia antigua de la Tierra y de la Luna sugieren que el gigantesco choque que creó nuestro satélite natural podría haber dejado nuestra Tierra girando rápidamente y con su eje de giro muy inclinado.
Las simulaciones por computadora de lo que ocurrió tras la colisión demuestran que mientras la órbita de la joven Luna crecía, la Tierra perdía velocidad de giro y ganaba una orientación casi derecha con respecto a la eclíptica. Las simulaciones proporcionan datos nuevos acerca de si es más probable que los planetas con lunas grandes tengan climas moderados y vida.
Actualmente, la órbita de la Luna está inclinada cinco grados respecto del plano orbital de la Tierra. El estudio recién publicado propone una solución nueva a este misterio: si la Tierra inicialmente giraba de lado con la joven Luna en órbita alrededor de su ecuador, las fuerzas gravitatorias del Sol habrían frenado este giro e inclinado la órbita de la Luna.
«Este trabajo demuestra que hay muchos modos en los que un planeta puede sufrir una pequeña inclinación de su eje, haciendo que sean posibles las estaciones moderadas. Pensábamos que la Tierra es así por la dirección del impacto gigante hace 4500 millones de años, pero parece que la Tierra alcanzó este estado más tarde, a través de una compleja interacción con la Luna y el Sol», comenta Matija Cuk (SETI Institute).
Resuelven el misterio que hay detrás del nacimiento de los anillos de Saturno
2/11/2016 de Kobe University / Icarus
Izquierda: imagen de los anillos de Saturno tomada por la nave espacial Cassini. (Fuente: NASA http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA06077). Derecha: imagen de los anillos de Urano tomada por el telescopio espacial Hubble. Fuente: NASA http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02963).
Un equipo de investigadores ha presentado un nuevo modelo del origen de los anillos de Saturno en base a unas simulaciones por computadora. Los resultados de las simulaciones son aplicables también a los anillos de otros planetas gigantes y explican las diferencias entre las composiciones de los anillos de Saturno y Urano.
El estudio se centra en un periodo de la historia del Sistema Solar llamado el Bombardeo Intenso Tardío y se piensa que sucedió hace 4 mil millones de años, cuando los planetas gigantes sufrieron migraciones orbitales. Se cree que varios miles de objetos del tamaño de Plutón existían en el Sistema Solar exterior, más allá de Neptuno, en el cinturón de Kuiper. Primero, los investigadores calcularon la probabilidad de que estos objetos pasaran lo suficientemente cerca de los planetas gigantes para ser destruidos por sus fuerzas de marea durante el bombardeo. Los resultados demostraron que Saturno, Urano y Neptuno experimentaron encuentros cercanos con estos grandes objetos celestes en múltiples ocasiones.
Después, los investigadores utilizaron simulaciones por computadora para investigar la destrucción de estos objetos del cinturón de Kuiper por las fuerzas de marea cuando pasaban cerca de los planetas gigantes. Los resultados cambiaban dependiendo de las condiciones iniciales, como la rotación de los objetos y su distancia mínima de acercamiento al planeta. Sin embargo, descubrieron que en muchos casos, fragmentos con entre el 0.1 y el 10% de la masa inicial de los objetos fueron capturados en órbitas alrededor del planeta. La masa combinada de estos fragmentos capturados se comprobó que es suficiente para explicar la masa de los anillos actuales alrededor de Saturno y Urano. En otras palabras, estos anillos planetarios se formaron cuando objetos suficientemente grandes pasaron muy cerca de los planetas gigantes y fueron destruidos.
Los investigadores también simularon la evolución a largo plazo de los fragmentos capturados, descubriendo que aunque su tamaño inicial era de varios kilómetros, sufrieron colisiones a alta velocidad repetidamente, por lo que poco a poco quedaron reducidos a fragmentos más pequeños. Estos choques entre fragmentos también provocaron que sus órbitas se hicieran más circulares y aparecieran los anillos que observamos hoy en día.
Un nuevo estudio revela las relaciones entre las sustancias químicas halladas en los cometas
2/11/2016 de Johns Hopkins National Laboratory / Icarus
Esta imagen del cometa 73P/Schwassmann-Wachmann 3 desintegrándose en 2006 muestra las colas y comas de los fragmentos individuales del cometa. Crédito: NASA, ESA, H. Weaver (APL), M. Mutchler y Z. Levay (STScI).
Un nuevo estudio ha revelado similitudes y relaciones entre ciertos tipos de sustancias químicas encontradas en 30 cometas diferentes, con composiciones globales muy distintas unos de otros. La investigación es parte de un estudio acerca de estos cuerpos primordiales, que contienen material que ha cambiado muy poco desde el nacimiento del Sistema Solar, hace unos 4600 millones de años.
Estudiando la composición de las comas y colas neblinosas de estos cometas, los investigadores han descubierto que ciertos hielos de los cometas aparecen de manera regular al mismo tiempo que otros compuestos químicos, mientras que algunas sustancias aparecieron, o no estaban, con independencia de otras. «Esto está relacionado con como las sustancias químicas se almacenan o son secuestradas en el núcleo o el cuerpo del cometa», comenta Neil Dello Russo (Hopkins University Applied Physics Laboratory).
Las cantidades y relaciones de las sustancias químicas observadas en los cometas pueden ayudar a los investigadores a comprender mejor la formación de nuestro Sistema Solar. «Queremos estudiar las abundancias de estas sustancias químicas porque los cometas son una ventana al pasado lejano y pueden decirnos cuáles eran las condiciones y características químicas del Sistema Solar primitivo», comenta Dello Russo. El equipo estudió varios tipos de compuestos químicos sencillos pero abundantes, incluyendo volátiles cono el gua, metano, monóxido de carbono y amoníaco. Las observaciones desde la Tierra no permiten detectar directamente estos compuestos químicos en el núcleo de los cometas, pero los gases, hielos y granos emitidos desde el cometa dejan un rastro químico que puede ser observado en las comas y colas de los cometas.
Los investigadores estudiaron datos recopilados entre 1997 y 2013, incluyendo dos cometas de periodo corto (los que se almacenan en el cinturón de Kuiper más allá de los planetas gigantes gaseosos) y los cometas de periodo largo (que se formaron entre los gigantes de gas antes de ser expulsados a la mucho más lejana Nube de Oort). El estudio compara la composición química de los cometas medida después de que abandonaran estos lugares, descubriendo que aunque cada cometa posee una firma química única, los cometas de periodo corto tienen mayor déficit de ciertos compuestos que los cometas de periodo largo de la Nube de Oort.
Una supercomputadora obtiene un perfil de la materia oscura
3/11/2016 de DESY / Nature
Este conjunto de imágenes muestra la distribución de la materia oscura, obtenida con una simulación por computadora, a redshift z~2, o cuando el Universo solo tenia 3 mil millones de años de edad. El panel izquierdo muestra la distribución continua de las partículas de materia oscura. El central es una vista simplificada de la compleja estructura de la materia oscura según el llamado modelo de halo. El panel derecho resalta los halos de materia oscura (en amarillo) que representan los lugares cósmicos más eficientes para la formación de las galaxias. Crédito: The Virgo Consortium/Alexandre Amblard/ESA.
En la búsqueda de la misteriosa materia oscura, los físicos han utilizado complicados cálculos por computadora para obtener un perfil de las partículas de esta clase desconocida de materia. Para conseguirlo, los científicos han calculado una extensión del exitoso modelo estándar de la física de partículas, lo que les ha permitido, entre otras cosas, predecir la masa de los llamados axiones, candidatos prometedores a ser la materia oscura.
«La materia oscura es una forma invisible de materia que hasta ahora solo se ha revelado por sus efectos gravitatorios. De qué está hecha sigue siendo un completo misterio», explica el coautor del estudio, el Dr. Andreas Ringwald. La prueba de la existencia de esta forma de materia procede, entre otros, de la observación de las galaxias, que giran demasiado rápido para mantenerse unidas solo por la atracción gravitatoria de la materia visible. Medidas de alta precisión tomadas con el satélite europeo Planck demuestran que casi el 85 por ciento de la masa total del Universo consiste en materia oscura. Todas las estrellas, planetas, nebulosas y otros objetos del espacio que están hechos de materia convencional no suman más del 15 por ciento de la materia del Universo.
La forma de materia desconocida puede consistir de pocas partículas pero muy pesadas, o de un gran número de partículas ligeras. Una serie de consideraciones físicas hacen que unas partículas extremadamente ligeras, llamadas axiones, sean candidatas muy prometedoras. La existencia de los axiones es predicha por una extensión de la cromodinámica cuántica (QCD), la teoría cuántica que gobierna la interacción fuerte, responsable de la fuerza nuclear.
Los resultados demuestran, entre otras cosas, que si los axiones constituyen la mayor parte de la materia oscura, deberían de tener una masa entre los 50 y los 1500 micro electronvolts, es decir, ser hasta diez mil millones de veces más ligeros que los electrones. Esto exigiría que cada centímetro cúbico del Universo contenga en promedio diez millones de dichas partículas ultraligeras. Pero la materia oscura no está distribuida uniformemente en el Universo, sino que forma concentraciones y ramificaciones en una red que se parece a una tela de araña. Debido a esto, nuestra región local de la Vía Láctea debería de contener cerca de un billón de axiones por centímetro cúbico.
Un encuentro cercano galáctico deja «casi desnudo» a un agujero negro supermasivo
3/11/2016 de National Radio Astronomy Observatory / The Astrophysical Journal
Ilustración de artista de como se forma un agujero negro supermasivo «casi desnudo». Crédito: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.
Un equipo de astrónomos ha descubierto, gracias a la visión en radio ultranítida del conjunto de radiotelescopios VLBA, los restos desgarrados de una galaxia que atravesó otra galaxia mayor, quedando sólo el agujero negro supermasivo casi desnudo de la galaxia más pequeña, alejándose a más de 3000 kilómetros por segundo.
Las galaxias forman parte de un cúmulo de galaxias que se halla a más de 2 mil millones de años-luz de la Tierra. El encuentro cercano, hace millones de años, despojó a la galaxia menor de casi todas sus estrellas y gas. Lo que queda es un agujero negro y un pequeño resto galáctico de solo 3000 años-luz de tamaño. Nuestra Vía Láctea tiene unos 100 000 años-luz de diámetro.
«Estábamos buscando parejas de agujeros negros supermasivos en órbita, desplazados respecto del centro de su galaxia, indicio de una fusión anterior de galaxias», comenta James Condon (NRAO). «En cambio, hallamos este agujero negro huyendo de la galaxia mayor y dejando un rastro de escombros tras él», añade. «No habíamos visto nada como esto anteriormente», asegura Condon.
El objeto, de nombre B3 1715+425, hallado en el cúmulo de galaxias llamado ZwCl 8193, es un agujero negro supermasivo rodeado por una galaxia mucho menor y menos brillante de lo esperado. Además, este objeto se está alejando del núcleo de una galaxia mucho mayor, dejando una estela de gas ionizado tras de sí. Los científicos han llegado a la conclusión de que B3 1715+425 es lo que queda de una galaxia que atravesó la galaxia más grande y perdió la mayor parte de sus estrellas y gas a causa del encuentro, quedando un agujero negro supermasivo «casi desnudo».
Confirman que las novas, un tipo de fenómeno explosivo en las estrellas, son la fuente principal de litio del universo
3/11/2016 de IAA-CSIC / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Concepción artística de un sistema binario similar al que ha producido la nova Sagittarii 2015 N.2. Fuente: David A. Hardy y PPARC.
El litio, el elemento sólido más ligero que existe, juega un importante papel en nuestras vidas, tanto a nivel tecnológico como biológico. Y, al igual que la mayoría de los elementos químicos, su origen remite a fenómenos astrofísicos, aunque la procedencia de buena parte del litio existente no quedaba clara. Ahora, un grupo de investigadores ha detectado enormes cantidades de berilio-7, un elemento inestable que se transforma en litio en 53,2 días, en la nova Sagittarii 2015 N.2, lo que sugiere que estos eventos constituyen la principal fuente del litio de la galaxia.
Prácticamente todos los elementos químicos tienen un origen astronómico. Una primera generación de elementos tuvo lugar en lo que se conoce como nucleosíntesis primordial, que ocurrió muy poco después del big bang (entre los primeros diez segundos y veinte minutos). Ahí se formaron los elementos ligeros: hidrógeno (75%), helio (25%) y una cantidad muy pequeña de litio y berilio.
«Pero el litio planteaba un problema: sabíamos que un 25% del litio existente procede de la nucleosíntesis primordial, pero no éramos capaces de trazar la procedencia del 75% restante», apunta Luca Izzo, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) que ha participado en la investigación.
La respuesta al problema del origen del litio se halla, según este último trabajo, en las novas, fenómenos explosivos que se producen en sistemas binarios de estrellas en los que una de las componentes es una enana blanca. La enana blanca puede robar material de su estrella compañera y formar una capa de hidrógeno superficial que, al alcanzar cierta densidad, desencadena una explosión -una nova-, que puede aumentar cien mil veces el brillo del sistema. Tras una semanas el sistema se estabiliza y el proceso vuelve a comenzar.
Los investigadores estudiaron la nova Sagittarii 1015 N.2 (también conocida como V5668 Sgr), que se detectó el 15 de marzo de 2015 y permaneció visible en el cielo durante más de ochenta días. Las observaciones con el instrumento UVES del Very Large Telescope (ESO) a lo largo de veinticuatro días permitieron seguir, por primera vez, la evolución de la señal del berilio-7 en una nova e incluso calcular su abundancia. «El berilio-7 es un elemento inestable que se transforma en litio en 53,2 días, de modo que constituye una señal inequívoca de la existencia de litio», apunta Christina Thöne, investigadora del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC).
Los pilares de la destrucción
3/11/2016 de ESO
Esta imagen fue tomada con el instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope de ESO, y muestra la región R44 dentro de la nebulosa de Carina, a 7500 años luz de distancia. Las estrellas masivas que están dentro de la región de formación estelar destruyen lentamente los pilares de polvo y gas de los que nacen. Crédito: ESO/A. McLeod.
En un irónico giro, una de las primeras consecuencias de la formación de una estrella masiva es que comienza a destruir la nube en la que nació. La idea de que las estrellas masivas tienen un efecto considerable en su entorno no es nueva: se sabe que estas estrellas lanzan cantidades enormes de potente radiación ionizante (emisión con la suficiente energía como para arrancar electrones de los átomos). Sin embargo, es muy difícil obtener evidencia observacional de la interacción entre estas estrellas y su entorno.
El equipo analizó el efecto de esta radiación energética en los pilares: un proceso conocido como fotoevaporación, cuando el gas es ionizado y luego se dispersa, alejándose. Observando los resultados de la fotoevaporación — que incluyó la pérdida de masa de los pilares — fueron capaces de descubrir a los culpables. Había una clara correlación entre la cantidad de radiación ionizante emitida por las estrellas cercanas y la disipación de los pilares.
Estas nuevas y espectaculares observaciones de las enormes estructuras en forma de pilares que hay en el interior de la nebulosa de Carina se han obtenido con el instrumento MUSE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO. Los diferentes pilares analizados por un equipo internacional parecen ser los pilares de la destrucción, en contraste con el apodo de los icónicos Pilares de la Creación, en la nebulosa del Águila, de naturaleza similar.
Las torres y pilares que pueden verse en las nuevas imágenes de la nebulosa de Carina son inmensas nubes de polvo y gas dentro de un centro de formación de estrellas que se encuentra, aproximadamente, a 7.500 años luz de distancia. Los pilares de la nebulosa fueron observados por un equipo dirigido por Anna McLeod, estudiante de doctorado en ESO, utilizando el instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope de ESO.
La característica que hace de MUSE un instrumento tan potente es su capacidad para crear miles de imágenes de la nebulosa a la vez, cada una en una longitud de onda de la luz diferente. Esto permite a los astrónomos trazar las propiedades químicas y físicas del material en diferentes puntos de la nebulosa.
Los científicos utilizan la Luna para estudiar un asesino de dinosaurios
4/11/2016 de Lunar and Planetary Institute / Nature Communications
La cuenca Schrödinger, de 320 kilómetros de diámetro, es la cuenca de impacto mejor conservada de su tamaño. Su amplio suelo llano ofrece varios lugares para realizar un aterrizaje seguro y la geología del interior de la cuenca es extraordinaria. El anillo de montañas de 2.5 kilómetros de altura tiene 150 kilómetros de diámetro. Durante el impacto, surgieron rocas de las profundidades de la corteza lunar que colapsaron por la gravedad formando el anillo de montañas que vemos en la actualidad. Un proceso similar pudo sufrir el cráter Chicxulub de la Tierra, que está relacionado con la extinción de los dinosaurios hace 66 millones de años. Crédito: NASA Scientific Visualization Studio (NASA SVS).
Un equipo de científicos está utilizando observaciones de la Luna para entender mejor el impacto sobre la Tierra que está relacionado con la extinción de los dinosaurios. Los investigadores concluyen que los anillos del tamaño de montañas formados en los mayores cráteres de impacto de la Luna fueron producidos por el colapso de elevaciones centrales que ascendieron decenas de kilómetros sobre la superficie como resultado del impacto. Estos hallazgos, basados en observaciones de la cuenca Schrödinger de la Luna, tienen implicaciones en relación con el cráter Chicxulub de la Tierra.
El cráter Chicxulub es el ejemplo mejor conservado de una cuenca con anillos en la Tierra, pero se encuentra enterrado bajo aproximadamente 1 kilómetros de sedimentos. En comparación, la cuenca de impacto Schrödinger es la cuenca mejor conservada de su tamaño en la Luna; sin embargo, a diferencia del cráter Chicxulub, está bellamente expuesta sobre la superficie lunar y puede ser estudiada utilizando técnicas de teledetección.
Los científicos estudiaron una cuestión clave relacionada con la formación de los anillos de montañas de ambas cuencas. Un nuevo cartografiado del anillo de 2.5 kilómetros de altura sugiere que la roca fue levantada desde la región media e inferior de la corteza lunar. Este cartografiado geológico, junto con complejas simulaciones por computadora del impacto, indican que rocas procedentes de hasta 30 kilómetros de profundidad surgieron en el centro del impacto, elevándose brevemente hasta 20 kilómetros por encima de la superficie lunar, antes de colapasar hacia afuera formando la cordillera circular de montañas que vemos hoy en día. Menos de una hora después el impacto había sido creada en la Luna una nueva cuenca de 320 kilómetros de diámetro y su enorme anillo de montañas. Procesos similares se produjeron cuando el cráter Chicxulub se formó en la Tierra hace 66 millones de años, aunque estos procesos ocurrieron más rápido debido a la mayor gravedad de nuestro planeta. El impacto de Chicxulub es famoso por su relación con la extinción de los dinosaurios.
Dado que el anillo de montañas de la cuenca Schrödinger procede de la corteza media e inferior de la Luna, puede utilizarse para comprobar la hipótesis del océano de magma lunar y cómo la Luna se transformó de una masa fundida en un cuerpo planetario rocoso. Esa hipótesis sugiere que en el pasado la Luna estaba fundida y, mientras se enfriaba, se diferenció en capas con composiciones cristalinas únicas. Los autores identifican rocas específicas en el anillo que róveres robóticos y astronautas podrán examinar en el futuro para comprobar esta hipótesis.
Cómo se forman los planetas parecidos a Júpiter
4/11/2016 de National Centre of Competence in Research PlanetS / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
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Los planetas gigantes jóvenes nacen de gas y de polvo. Ahora, investigadores de ETH Zürich y de las universidades de Zürich y Berna han simulado diferentes escenarios apoyándose en la potencia de computación del Centro de Supercomputación Nacional Suizo (CSCS) para averiguar exactamente como se forman y evolucionan. Compararon sus resultados con observaciones, demostrando grandes diferencias entre los mecanismos de formación propuestos.
Los astrónomos tienen dos teorías para explicar como nacen los planetas gigantes como Júpiter y Saturno. Un mecanismo de formación de abajo hacia arriba propone que primero se constituye un núcleo sólido de unas diez veces el tamaño de la Tierra. «Entonces este núcleo es suficientemente masivo como para atraer una cantidad importante de gas y mantenerla», explica Judit Szulágyi (ETH Zürich). La segunda teoría es un escenario de formación de arriba hacia abajo: el disco de gas que hay alrededor de la estrella joven es tan masivo que debido a la propia gravedad del gas y el polvo se forman brazos espirales con grumos en su interior. Estos grumos colapsan por su propia gravedad formando un planeta gaseoso, de manera similar a como se forman las estrellas. El primer mecanismo se conoce como «acreción del núcleo» y el segundo es llamado de «inestabilidad del disco». En ambos casos se forma un disco alrededor de los gigantes de gas, llamado disco circumplanetario, que servirá como nido para el nacimiento de satélites o lunas.
Para descubrir cual de los dos mecanismos es el que realmente ocurre en el Universo, Judit Szulágyi y Lucio Mayer (Universidad de Zürich), simularon estos escenarios en la supercomputadora Piz Daint de CSCS de Lugano. «Hemos llevado nuestras simulaciones hasta el límite en términos de la complejidad de la física añadida a los modelos», explica Szulágyi. «Y hemos alcanzado una resolución mayor de lo conseguido por cualquiera anteriormente». En sus estudios, los investigadores encuentran una gran diferencia entre los dos mecanismos de formación. En el escenario de inestabilidad del disco el gas que rodea al planeta permanecía muy frío, a unos 50 Kelvin, mientras que en el caso de acreción del núcleo el disco circumplanetario se calentaba a cientos de Kelvin.
Estas enormes diferencias de temperatura son fácilmente observables. Una primera comparación entre los datos calculados y los observados parecen favorecer la teoría de la acreción del núcleo.
El róver Curiosity estudia un meteorito de hierro de aspecto extraño
4/11/2016 de JPL
Esta imagen coloreada del instrumento ChemCam del róver Curiosity muestra una red de puntos brillantes donde ChemCam ha disparado pulsos láser para determinar los elementos químicos que lo componen. Crédito: NASA/JPL-Caltech/LANL/CNES/IRAP/LPGNantes/CNRS/IAS/MSSS.
El estudio con láser de un objeto del tamaño de una bola de golf en Marte por parte del róver Curiosity de NASA confirma que es un meteorito de hierro-níquel caído desde el cielo del Planeta Rojo.
Los meteoritos de hierro-níquel son una clase común de rocas espaciales que se encuentran en la Tierra, y ya anteriormente se habían hallado algunos ejemplos también en Marte. Pero este en particular, llamado la «Roca Huevo», es el primero que ha sido observado con un espectrómetro laser. Para ello, el equipo de control del róver utilizó el instrumento Cámara y Química (ChemCam) de Curiosity.
ChemCam encontró hierro, níquel y fósforo, más otros ingredientes menores, en concentraciones que todavía están siendo determinadas mediante el análisis del espectro de luz producido por docenas de pulsos láser en nueve puntos del objeto. El enriquecimiento tanto en níquel como en fósforo en algunos de esos puntos sugiere la presencia de un mineral de hierro-níquel-fosfuro que es raro, excepto en los meteoritos de hierro-níquel, según Pierr-Yves Meslin (IRAP).
Los meteoritos de hierro se originan típicamente como material del núcleo de asteroides que se fundieron, permitiendo que la fracción fundida de metal del asteroide se hundiera hasta su centro y formara un núcleo. «Los meteoritos de hierro proporcionan registros de muchos asteroides que se rompieron, con fragmentos de sus núcleos que acaban en la Tierra o en Marte», comenta Horton Newsom (Universidad de Nuevo México). Además, el estudio de los meteoritos de hierro encontrados en Marte – incluyendo ejemplos anteriores hallados por los róveres marcianos – puede proporcionar información acerca de como les ha afectado su larga exposición al ambiente marciano, comparando con como el ambiente de la Tierra afecta a los meteoritos de hierro.
Un registro de tensión tectónica antigua en Marte
4/11/2016 de ESA
La topografía de la región occidental de Acheron Fossae. El rojo corresponde a zonas más elevadas, mientras que las zonas azules son las de menor altura. Crédito: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.
Conjuntos de cordilleras y gargantas a unos 1000 km del gigantesco volcán Olimpus Mons guardan un registro de intensas tensiones tectónicas y presiones experimentadas por la región Acheron Fossae de Marte, hace entre 3700 y 3900 millones de años.
Esta escena, captada por Mars Express de ESA el 4 de mayo, está centrada en la parte occidental de Acheron Fossae, un bloque aislado de terreno antiguo que cubre un área de unos 800 km de largo y 280 km de ancho y que se eleva 2 km por encima de las llanuras que lo rodean.
Acheron Fossae forma parte de una red de fracturas que irradia desde la “protuberancia” de Tharsis, a unos 1000 km al sur, que alberga los mayores volcanes de Marte.
Cuando la región de Tharsis se elevó con material caliente que surgía del interior del planeta, se estiró y separó la corteza a lo largo de las líneas de debilidad sobre una gran área. Este proceso propició la aparición del clásico sistema de macizos y fosas tectónicas, una serie de depresiones (fosas) limitadas por fallas y bloques elevados (macizos) a los lados de las fosas.
El patrón de fallas que se entrecruzan, observado en varios lugares de Acheron Fossae, implica que la región experimentó tensiones desde diferentes direcciones con el paso del tiempo, sugiriendo una historia compleja.
La ionosfera de Marte está influenciada por campos magnéticos de la corteza
7/11/2016 de ESA
Mapa del magnetismo de la corteza de Marte realizado con el satélite Mars Global Surveyor de NASA. Los colores representan la medida del campo magnético y muestran su variación por la superficie. Mars Express ha estudiado ahora su influencia sobre la ionosfera del planeta. Crédito: NASA.
Bolsas de magnetismo dispersas por la superficie de Marte tienen una influencia importante sobre la alta atmósfera del planeta, en concreto sobre la ionosfera, según observaciones de la nave Mars Express de ESA. Comprender estos efectos puede ser crucial para la seguridad de las comunicaciones por radio entre Marte y la Tierra y, eventualmente, entre exploradores sobre la superficie del planeta.
El Planeta Rojo posee numerosas bolsas de magnetismo intenso encerradas dentro de su corteza, restos de sus primeros días. El Marte moderno puede ser famoso por su relativa carencia de magnetismo, pero el Marte joven era un mundo muy diferente; era probablemente más cálido y húmedo, con una atmósfera más densa y un núcleo más caliente. Los científicos piensan también que tenía un campo magnético importante, producido por el movimiento de circulación de material fundido dentro de su núcleo (lo que se conoce como una dinamo magnética).
Este campo global se apagó hace tiempo, probablemente a medida que el núcleo se enfriaba y solidificaba, deteniendo la dinamo, pero el planeta todavía muestra zonas anómalas con un fuerte magnetismo residual desperdigadas por su superficie, conocidas como «campos de la corteza». Así, partes de la corteza y las rocas de Marte siguen magnetizadas hoy en día debido a un fenómeno conocido como ferromagnetismo, que perdura incluso cuando el campo magnético externo ya no está presente (como ocurre en Marte). La corteza de Marte se enfrió por debajo de una temperatura específica cuando la dinamo del núcleo, y por tanto su campo magnético, todavía estaba presente y activo, produciendo un magnetismo residual que quedó encerrado de forma permanente dentro de material ferroso (que contenía hierro) de la corteza.
Mars Express ha descubierto ahora que los campos magnéticos residuales de Marte afectan al movimiento y dinámica del plasma de la ionosfera, influyendo en como circula, se acumula y escapa al espacio. La ionosfera se halla en la frontera entre la baja atmósfera y el viento solar, que inunda el espacio desde el Sol. El viento solar también arrastra el campo magnético hacia el Sistema Solar, creando el campo magnético interplanetario (IMF). Cuando llega cerca de Marte, las líneas de campo del IMF pueden conectar con las líneas de campo que emanan de algunas regiones de la corteza de Marte (un proceso conocido como «reconexión magnética»). Este proceso permite que el plasma suba hacia arriba por las líneas recién creadas y escape al espacio, creando cavidades estrechas dentro de la ionosfera de Marte que se hallan relativamente vacías de electrones.
«Las comunicaciones de radio en frecuencia corta pueden verse afectadas por la variabilidad de la ionosfera de Marte, especialmente alrededor de los campos de la corteza más intensos, y lo que sabemos de esto todavía es incompleto», explica Dmitri Titov (ESA). «Conocer más sobre el ambiente magnético y el plasma de Marte es clave».
Un tsunami de estrellas y de gas produce una asombrosa estructura con forma de ojo en una galaxia
7/11/2016 de Nation Radio Astronomy Observatory / The Astrophysical Journal
Las relucientes estructuras con forma de párpado que bullen con estrellas en la galaxia IC 2163 se formaron a partir de un tsunami de estrellas y gas originado por una colisión de refilón con la galaxia NGC 2207. La imagen del monóxido de carbono tomada por ALMA (naranja) que reveló el movimiento del gas en estas estructuras, se muestra superpuesta a una imagen de la galaxia tomada por el Hubble (azul). Crédito: M. Kaufman; B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); NASA/ESA Hubble Space Telescope.
Un equipo de astrónomos ha descubierto, con datos del conjunto de radiotelescopios Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), un tsunami de estrellas y gas chocando en medio del disco de una galaxia espiral conocida como IC 2163. Esta colosal onda de materia – que fue provocada cuando IC 2163 rozó recientemente otra galaxia espiral llamada NGC 2207, produjo llamativos arcos de intensa formación estelar que recuerdan a una pareja de párpados.
«Aunque las colisiones de galaxias de este tipo no son raras, sólo conocemos de la existencia de unas pocas galaxias con estructuras parecidas a ojos», comenta Michele Kaufman (Ohio State University). Kaufman y sus colaboradores destacan que la escasez de estructuras similares en el Universo observable es probablemente debida a su naturaleza efímera. «Los párpados galácticos duran solo unas pocas decenas de millones de años, lo que es un periodo de tiempo increíblemente breve en la vida de una galaxia. Descubrir una en este estado nos brinda una oportunidad excepcional de estudiar lo que ocurre cuando una galaxia roza con otra», explica Kaufman.
La pareja de galaxias en interacción reside a unos 114 millones de años-luz de la Tierra, en dirección a la constelación de Canis Major. Estas galaxias se han cruzado rozando los bordes de sus brazos espirales exteriores, en lo que es probablemente el primer encuentro de una posible fusión. Utilizando la notable sensibilidad y resolución de ALMA, los astrónomos realizaron las medidas más detalladas del movimiento del gas monóxido de carbono en los estrechos párpados de la galaxia. El monóxido de carbono traza el gas molecular, que es el combustible para la formación de estrellas.
Los datos revelan que el gas de la parte exterior de los párpados de IC 2163 está cayendo hacia el interior a velocidades por encima de los 100 kilómetros por segundo. Sin embargo, este gas frena rápidamente y su movimiento se hace más caótico, y acaba cambiando su trayectoria, alineándose con la rotación de la galaxia en lugar de seguir su atolondrada carrera hacia el centro. «No solo encontramos un rápido frenado del gas mientras pasa del borde exterior al interior del párpado, sino también que la rapidez con que pierde velocidad es mayor cuanto más denso se hace el gas molecular», comenta Kaufman. «Esta medida directa de la compresión muestra como el encuentro entre las dos galaxias hace que el gas se amontone, origine nuevos cúmulos de estrellas y forme estas asombrosas estructuras como párpados».
Un rastro de la materia oscura que desaparece
7/11/2016 de Max Planck Institute for Nuclear Physics
Intercambio de carga eléctrica en vez de materia oscura. Un núcleo de azufre (S16+) se aproxima a un átomo de hidrógeno (A) y atrae al electrón (B), que acaba en un nivel de alta energía del S16+ (C) antes de caer al estado fundamental (D), emitiendo rayos X al hacerlo. Crédito: MPIK.
Una misteriosa señal en rayos X procedente de cúmulos de galaxias suscitó recientemente el interés de los astrónomos: ¿tenía su origen, quizás, en la materia oscura, que constituye alrededor de un 80 por ciento de la materia del Universo pero que los científicos no han sido todavía capaces de detectar? Para responder a esta cuestión, físicos del Instituto Max Planck de física nuclear de Heidelberg (Alemania) han comprobado una explicación alternativa. Según ellos, la búsqueda de la materia oscura debe de continuar, pues esta misteriosa señal de rayos X parece tener su origen en iones de azufre con carga eléctrica que capturan electrones de átomos de hidrógeno.
Hace unos dos años, el satélite de rayos X XMM-Newton de la ESA observó una débil radiación en varios cúmulos de galaxias a una energía de 3.5 kiloelectronvolts (keV), que los investigadores no fueron capaces de explicar inmediatamente en base a los espectros de rayos X ya conocidos. Pronto se especuló que podría tratarse de señales de partículas de materia oscura desintegrándose, convirtiéndose en el descubrimiento del primer rastro concreto de esta forma de materia.
Las esperanzas, sin embargo, pronto disminuyeron: las regiones en las que se observaba la radiación no coincidían con la distribución espacial predicha para la materia oscura. Además, existe un gran número de procesos físicos de los cuales los astrónomos no conocen su espectro de rayos X, por lo que no pueden ser excluidos como causa posible de la misteriosa señal.
Ahora un equipo de físicos, dirigido por José Crespo (Instituto Max Planck de física nuclear), ha realizado una serie de experimentos que avalan el trabajo teórico de los investigadores Liyi Gu y Jelle Kaastra (SRON). Según este trabajo, la línea misteriosa podría ser provocada por núcleos de azufre desnudos (S16+), es decir, que han perdido todos sus electrones, cada uno de los cuales toma un electrón de un átomo de hidrógeno. «La alta carga eléctrica del ion S16+ en cierto modo succiona el electrón del átomo de hidrógeno. Entonces emite energía en forma de rayos X», explica Crespo.
Reconciliando las galaxias enanas con la materia oscura
7/11/2016 de Carnegie Institution / The Astrophysical Journal Letters
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Las galaxias enanas son enigmas envueltos en acertijos. Aunque son las galaxias más pequeñas, representan algunos de los mayores misterios sobre nuestro Universo. Mientras que son muchas las galaxias enanas que rodean nuestra Vía Láctea, parecen demasiado pocas comparadas con lo predicho por los modelos cosmológicos estándar, lo que provoca muchas preguntas sobre la naturaleza de la materia oscura y su papel en la formación de galaxias.
Un nuevo trabajo teórico realizado por Andrew Wetzel proporciona las predicciones más precisas hasta la fecha sobre las galaxias enanas del vecindario de la Vía Láctea. Wetzel lo ha logrado al realizar la simulación de mayor resolución y más detallada de una galaxia como nuestra Vía Láctea. Esto ayudará a resolver los debates sobre cómo se formaron estas galaxias enanas.
«Las galaxias enanas son el nexo con la ciencia de la materia oscura», afirma Wetzel. La materia oscura constituye una cuarta parte de nuestro Universo. Su papel en la formación de las galaxias enanas sigue siendo un misterio. El modelo cosmológico estándar señala que, debido a la materia oscura, debería de haber más galaxias enanas rodeando la Vía Láctea de las que hemos descubierto. A medida que las técnicas mejoran han sido observadas más galaxias enanas en órbita alredeor de la Vía Láctea. Pero no son aún suficientes para cumplir las predicciones de los modelos cosmológicos. Así que los científicos han estado puliendo sus técnicas de simulación para que las predicciones teóricas se ajusten a las observaciones. En particular, Wetzel y sus colaboradores trabajaron en la modelización cuidadosa de la compleja física de la evolución estelar, incluyendo como las supernovas – explosiones fabulosas que señalan la muerte de estrellas masivas – afectan a la galaxia donde se producen.
«Al mejorar el modo en que modelizamos la física de las estrellas esta nueva simulación proporcionó una clara demostración teórica de que podemos, de hecho, comprender las galaxias enanas que hemos observado alrededor de la Vía Láctea. Nuestros resultados reconcilian nuestros conocimientos sobre el papel de la materia oscura en el Universo con las observaciones de las galaxias enanas del vecindario de la Vía Láctea», explica Wetzel.
En marcha la búsqueda de ET con el radiotelescopio Parkes
8/11/2016 de CSIRO
El radiotelescopio Parkes del CSIRO (Australia). Crédito: Shaun Amy.
El radiotelescopio de Parkes (Australia) se ha unido a otros dos en USA (el telescopio de Green Bank en Virginia Occidental) y el Buscador de Planetas Automático del Observatorio Lick en California) en sus rastreos para determinar si existen civilizaciones en otros lugares del Universo y si han desarrollado tecnologías similares a la nuestra.
Estas observaciones forman parte del proyecto Breakthrough Listen, una búsqueda de vida inteligente fuera de la Tierra que durará 10 años y tendrá un coste de 100 millones de dólares. El programa fue lanzado en 2015 por el empresario de Internet Yuri Milner y el físico Stephen Hawking, y hoy ha anunciado la realización de las primeras observaciones utilizando el radiotelescopio Parkes del CSIRO.
Tras 14 días de comisionado y observaciones de prueba, la «primera luz» de Breakthrough Listen en Parkes fue conseguida esta mañana (8 de noviembre, hora local) con una observación del planeta recién descubierto, del tamaño de la Tierra, en órbita alrededor de la estrella más cercana a nuestro Sol, Proxima Centauri. Se trata de una estrella enana roja que se halla a 4.3 años-luz de la Tierra y de la que se sabe que alberga un planeta, Proxima b, en órbita dentro de su zona habitable, la región donde podría existir agua en forma líquida sobre la superficie del planeta.
Estas «exotierras» son algunos de los objetivos primarios de Breakthrough Listen. El director del centro de investigación SETI de Berkeley, el Dr. Andrew Siemion, líder del proyecto, comenta que las probabilidades de que un planeta en particular albergue formas de vida inteligente son probablemente minúsculas. «Pero una vez que sabemos que hay un planeta aquí al lado, nos lo teníamos que preguntar y era una observación adecuada para Parkes». «Encontrar una civilización a solo 4.2 años-luz lo cambiaría todo».
El nacimiento de las estrellas masivas va acompañado por fuertes explosiones de luminosidad
8/11/2016 de Universität Tübingen / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Visualización del disco de acreción inestable alrededor de una estrella masiva que se está formando. Crédito: Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Universidad de Tübingen.
Cómo se forman las estrellas masivas es una de las cuestiones fundamentales de la astrofísica moderna, porque estas estrellas masivas gobiernan la cantidad de energía de sus galaxias. Empleando simulaciones numéricas, un equipo de investigadores ha desvelado nuevos componentes de la formación de las estrellas masivas, que ya eran conocidos en los procesos de formación de estrellas de masa baja así como en las estrellas primordiales.
El nacimiento de estrellas masivas es todavía un misterio para nosotros porque se hallan inmersas en un medio extremadamente denso de gas y polvo, afirma Rolf Kuiper (del grupo de investigación Emi Noether en formación de estrellas masivas). «Esta envoltura opaca complica la observación directa del proceso de nacimiento, incluso con telescopios modernos. En otras palabras, podemos ver la cuna en que nacen estas estrellas pero no podemos detectar las propias estrellas». Por tanto, los investigadores crearon un modelo del proceso de nacimiento con una simulación numérica.
La simulación empieza con una nube de gas y polvo que colapsa bajo su propia gravedad y acaba formando lo que se llama un disco de acreción alrededor de la joven estrella caliente. El material de este disco gira alrededor de la estrella central y transporta lentamente gas y polvo hacia él. Por primera vez, la resolución de estas simulaciones fue la suficiente como para inferir la formación de aglomeraciones de alta densidad dentro del disco gravitacionalmente inestable. Una vez formados, estos grumos empiezan a migrar por el disco y acaban hundiéndose en la estrella central. «Como al arrojar troncos al fuego, estos episodios de consumo de grumos producen violentas explosiones de luminosidad que superan el efecto conjunto de cien mil soles», explica Eduard Vorobyov (Instituto de Astrofísica de la Universidad de Viena).
Ya era conocido un proceso similar de explosiones periódicas en luminosidad en relación con la formación de las primeras estrellas del Universo y de estrellas de poca masa como nuestro Sol. La nueva investigación sugiere ahora que la formación de las estrellas de cualquier tipo y época está controlada por los mismo procesos universales.
Contemplando las nubes de verano en Titán
8/11/2016 de JPL
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La nave espacial Cassini de NASA ha observado nubes de metano desplazándose por las lejanas regiones del norte de la mayor luna de Saturno, Titán, el pasado 29 de octubre de 2016.
Durante el curso de esta película que abarca 11 horas, se desarrollan varios conjuntos de nubes, que se mueven por encima de la superficie y se disipan, con una instantánea tomada cada 20 minutos. Lo más destacable son los largos jirones de nubes que se hallan a latitudes de entre 49 y 55 grados norte. Aunque la región general de actividad nubosa persiste durante el curso de la observación, jirones individuales aparecen, se desarrollan y luego se dispersan. La medición del desplazamiento de estas nubes indica que viajan a entre 7 y 10 metros por segundo.
Hay también algunas nubes de poco tamaño sobre la región de los pequeños lagos más al norte, incluyendo una nube brillante entre Neagh Lacus y Punga Mare, que desaparece en el transcurso de la película. Este pequeño grupo de nubes se mueve a una velocidad de entre 1 a 2 metros por segundo.
Las películas de lapso temporal como esta permiten a los científicos observar la dinámica de las nubes mientras se desarrollan, se desplazan sobre la superficie y se disipan. Una película de lapso temporal también puede ayudar a distinguir entre ruido en las imágenes (por ejemplo, rayos cósmicos que chocan contra el detector) y nubes débiles o niebla.
El lugar de choque de Schiaparelli, en color
8/11/2016 de ESA
Imagen de los elementos del módulo Schiaparelli captada por la cámara HiRISE de la nave MRO de NASA el 1 de noviembre de 2016. En el centro de la imagen en color pueden verse el el impacto principal (arriba) y la región con el paracaídas y el escudo térmico trasero (abajo izquierda). Abajo a la derecha se ve el escudo térmico frontal, que se halla fuera de la imagen en color. Crédito: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona.
Nuevas imágenes en alta resolución y en color, tomadas por un orbitador de NASA, muestran fragmentos del módulo Schiaparelli y de su lugar de aterrizaje sobre el Planeta Rojo. Schiaparelli llegó a la región de Meridianum Planum el 19 de octubre, mientras su nave nodriza entraba en órbita alrededor del planeta. La nave TGO (Trace Gas orbiter) realizará sus primeras observaciones científicas durante dos de sus circuitos altamente elípticos alrededor de Marte – correspondientes a ocho días – empezando el 20 de noviembre, incluyendo tomar las primeras fotos del planeta desde que llegó.
La nueva image de Schiaparelli y sus componentes fue obtenida por la nave MRO (Mars Reconnaisance Orbiter) de NASA el 1 de noviembre. El punto principal de impacto aparece en la parte central de la huella captada por la cámara de alta resolución a través de tres filtros, lo que permite construir una imagen en color. Además, la imagen del 1 de noviembre fue tomada mirando ligeramente hacia el oeste, mientras que la imagen anterior miraba hacia el este, proporcionando una perspectiva geométrica diferente.
De hecho, esta última imagen arroja nueva luz sobre algunos detalles acerca de los cuales solo podía especularse con la primera imagen tomada hace un par de semanas. Por ejemplo, varias manchas blancas brillantes localizadas en la región oscura que se considera el lugar de impacto se ha confirmado que son objetos reales (no son ‘ruido’ de la imagen) y por tanto, con toda probabilidad se trata de fragmentos de Schiaparelli.
Se adivina también una estructura brillante en el lugar donde se identificó el cráter. Podría tratarse del módulo, pero las imágenes no son concluyentes hasta ahora. Un área brillante y difusa revelada en la imagen en color junto a rayas oscuras al oeste del cráter podría ser material perturbado por el impacto o debido a una explosión posterior o descompresión explosiva de los tanques de combustible del módulo, por ejemplo. A unos 0.9 km hacia el sur, el paracaídas y el escudo térmico trasero se aprecian también en la imagen en color. La forma del paracaídas ha cambiado respecto a la observada en la image del 25 de octubre, probablemente debido a su desplazamiento por el viento.
Descubren que la galaxia UGC 3672 es una fusión inusual de tres galaxias enanas ricas en gas
9/11/2016 de Phys.org / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
El «Pájaro Cósmico» o la «Campanita» es un raro caso de fusión de tres galaxias, como también lo es el recién descubierto en UGC 3672. Un nuevo estudio ha demostrado que la galaxia UGC 3672 está formada en realidad por tres galaxias enanas muy ricas en gas que se encuentran en proceso de fusión. Crédito de la imagen: ESO.
Un equipo de astrónomos de India y Rusia ha publicado información nueva sobre la composición de la galaxia UGC 3672, señalando que es en realidad un triplete de galaxias enanas muy ricas en gas que se hallan en proceso de fusión.
UGC 3672 se encuentra cerca del centro del vacío intergaláctico cercano de Lynx-Cancer. Este vacío, que está a 59 millones de años-luz de la Tierra, ha sido recientemente objeto de estudios detallados debido a su relativa cercanía. Lynx-Cancer proporciona a los científicos la oportunidad de estudiar galaxias hasta un límite mucho menor de masa y luminosidad de lo que se ha logrado en vacíos más lejanos.
En septiembre de 2015, el equipo de investigadores dirigido por Jayaram Chengalur (National Center for Radio Astrophysic de Pune, India) observó UGC 3672 durante aproximadamente cinco horas con el radiotelescopio Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT). Los datos obtenidos, junto con análisis de datos fotométricos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), permitieron a los astrónomos concluir que UGC 3672 es, de hecho, un triplete de galaxias enanas ricas en gas.
Según el estudio, la componente menos brillante del triplete, denominada UGC 3672A, es extremadamente rica en gas y también extremadamente deficitaria en metales. UGC 3672B y UGC 3672C son mucho menos ricas en gas, cuatro y seis veces menos ricas, respectivamente. También es de notar que la formación de estrellas está mucho más generalizada en ‘B’ y ‘C’ que en la enana ‘A’. Basándose en las observaciones, los astrónomos asumen que la posición del sistema UGC 3672 en un ambiente de densidad extremadamente baja no es una coincidencia, sino una consecuencia de que la formación de estructuras progresa más despacio en los vacíos.
La forma de las supernovas superluminosas
9/11/2016 de AAS NOVA / Astrophysical Journal
![Artist’s depiction of an energetic explosion known as a superluminous supernova. [NASA]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/10/fig17.jpg)
Ilustración de artista de una explosión de gran energía conocida como supernova superluminosa. Crédito: NASA.
Las supernovas son explosiones potentes que pueden brillar brevemente más que las galaxias que las albergan. Hay varias clasificaciones diferentes de las supernovas, cada una con un origen físico distinto, como la inestabilidad termonuclear de una enana blanca causada por la acreción de demasiada masa, o el agotamiento del combustible en el núcleo de una estrella masiva, conduciendo al colapso del núcleo y a la expulsión de sus capas externas.
Sin embargo, en años recientes hemos detectado otro tipo de supernova, llamado «supernova superluminosa». Estas explosiones particularmente energéticas duran más tiempo (meses en lugar de semanas) y sus picos de emisión son entre decenas y cientos de veces más brillantes que los de las supernovas normales. La causa física de estas explosiones inusuales todavía es materia de debate. Recientemente, sin embargo, un equipo de científicos dirigido por Cosimo Inserra (Queens University Belfast) ha obtenido observaciones nuevas de una supernova superluminosa que podrían ayudar a responder a esta pregunta.
Inserra y sus colaboradores obtuvieron dos conjuntos de observaciones de SN 2015bn (una aproximadamente un mes antes y otra un mes después del máximo de brillo de la supernova) utilizando un espectrógrafo en el telescopio VLT. Estas observaciones son los primeros datos espectropolarimétricos que se han conseguido de una supernova superluminosa.
La espectropolarimetría es la práctica de obtener información sobre la polarización de la radiación a partir del espectro de un objeto. La polarización transporta información sobre simetrías espaciales rotas en el objeto: solo si el objeto es perfectamente simétrico puede emitir un espectro no polarizado. De modo contrario, la polarización del espectro de un objeto revela información sobre su geometría. Los investigadores han descubierto que SN 2015 bn no es esféricamente simétrica pero parece ser simétrica respecto de un eje único dominante. Esto favorece la interpretación de que la explosión de supernova se produjo por el colapso del núcleo, tras el cual quedó una estrella de neutrones altamente magnetizada o un agujero negro en el centro que contribuye a la asimetría.
Volando a través del polvo de los asteroides
9/11/2016 de AAS NOVA / Astrophysical Journal Letters
![An image of the asteroid Vesta’s cratered surface. The dust flung from asteroids when they are impacted can tell us about their composition. [NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/10/fig18-702x336.jpg)
Una imagen de la superficie llena de cráteres del asteroide Vesta. El polvo que expulsan los asteroides cuando reciben impactos nos puede indicar su composición. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.
¿Como podemos saber de qué está hecho un asteroide? Hasta ahora, nos hemos basado en observaciones espectrales remotas, aunque la misión OSIRIS-REx de NASA pronto podría cambiar esto aterrizando en un asteroide y regresando con una muestra. ¿Pero y si pudiéramos saber más acerca de los asteroides que están cerca de la Tierra sin tener que aterrizar en cada uno de ellos? Resulta que sí podemos, volando a través de su polvo.
Cuando un cuerpo sin atmósfera recibe el impacto de los meteoroides que dominan nuestro Sistema Solar, el material expulsado queda a su alrededor, en el espacio. En el caso de objetos como los asteroides, su atracción gravitatoria es tan débil que la mayoría del material expulsado escapa, formando una nube de polvo que lo rodea. Introduciendo una nave espacial a través de esta nube, podríamos realizar el análisis químico del polvo, determinando así la composición del asteroide. Podríamos incluso capturar parte del polvo y traerlo de regreso a casa para analizarlo.
En un estudio reciente los científicos Jamey Szalay (Southwest Research Institute) y Mihály Horányi (University of Colorado Boulder) se han preguntado cuál será el mejor lugar donde enviar una nave espacial que analice o recolecte este polvo. Para responder a esa cuestión es necesario conocer la distribución típica del polvo alrededor de un asteroide cercano a la Tierra (los llamados NEA, por sus iniciales en inglés).
Primero estudiaron la distribución del polvo alrededor de nuestra propia Luna provocado por el mismo bombardeo de meteoritos que pensamos que chocan contra los NEA. Luego calcularon cómo cambia esta distribución en función de distintos tamaños de los granos si el cuerpo contra el que chocan los meteoritos fuera mucho menor, es decir, un asteroide de 10 km en lugar de la Luna de 1700 km. Los astrónomos descubrieron que el polvo expulsado por los asteroides está distribuido de forma asimétrica alrededor del cuerpo, encontrándose las densidades de polvo más altas en la cara delantera del asteroide según su dirección de desplazamiento. Por tanto, concluyen, las misiones espaciales encontrarán mucho más polvo de los impactos en estas zonas.
Un púlsar y una enana blanca en una órbita inesperada
9/11/2016 de AAS NOVA / The Astrophysical Journal
![Artist’s illustration of a binary consisting of a white dwarf and a pulsar (not drawn to scale — the pulsar would actually be even smaller than shown here!). [ESO / L. Calçada]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/11/fig11.jpg)
Ilustración de artista de una binaria que consiste en una enana blanca y un púlsar (no dibujados a escala, el púlsar sería en realidad aún más pequeño de lo mostrado aquí). Crédito: ESO / L. Calçada.
Un equipo de astrónomos ha descubierto un sistema binario que consiste en una enana blanca de masa baja y un púlsar de milisegundo, pero su órbita excéntrica desafía todo lo esperado en relación a cómo se forman estos sistemas binarios.
Una estrella enana blanca de masa baja (de menos de la mitad de la masa del Sol) tardaría más de 100 mil millones de años en formarse a partir de la evolución de una sola estrella. Dado que esto es más que la edad del Universo, pensamos que estos pesos ligeros son, en cambio, producto de la evolución de las estrellas binarias, y de hecho observamos muchas de estas estrellas que todavía permanecen en sistemas binarios.
Pero la evolución binaria que puede crear una enana blanca de masa baja incluye un periodo de transferencia de masa, durante el cual las fuerzas de marea amortiguan la excentricidad del sistema orbital. Debido a esto, podríamos esperar que todos los sistemas que contienen enanas blancas de órbita baja tengan órbitas circulares. En el pasado, todas las observaciones de binarias de púlsares de milisegundo y enanas blanca de baja masa han confirmado esta hipótesis. Pero una nueva detección la ha hecho saltar por los aires: la identificación fiable de una enana blanca de baja masa con una órbita excéntrica (e=0.13) junto al púlsar de milisegundo PSR J2234+0511. ¿Cómo podría haberse formado este sistema?
Teniendo en cuenta las masas de las dos componentes del sistema (0.28 y 1.4 veces la masa del Sol para la enana blanca y el púlsar, respectivamente) y sus velocidades, y poniendo límites a la temperatura, radio y gravedad superficial, los investigadores proponen tres mecanismos diferentes de formación de este sistema: (1) la binaria excéntrica fue creada por la influencia de un tercer cuerpo, aunque parece muy improbable; (2) el púlsar sufrió una transición de fase espontánea (como una implosión), algo también improbable; y (3) las interacciones entre la binaria y el disco de material que la rodea pueden incrementar la excentricidad del sistema. Esta última interpretación es la que mejor encaja con las propiedades medidas del sistema.
Planetas recién nacidos dan forma a sus discos protoplanetarios
10/11/2016 de ESO
Estos tres discos planetarios se han observado con el instrumento SPHERE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO. Las observaciones se realizaron con el fin de arrojar luz sobre la enigmática evolución de sistemas planetarios incipientes. Crédito: ESO.
Nuevas y precisas observaciones han revelado llamativas características en discos de formación de planetas alrededor de estrellas jóvenes. El instrumento SPHERE, instalado en el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, ha permitido observar la compleja dinámica de varios sistemas solares jóvenes — incluyendo uno en tiempo real. Los resultados de tres equipos de astrónomos, recientemente publicados, muestran la impresionante capacidad de SPHERE para captar la forma en que los planetas esculpen los discos a partir de los cuales se forman, sacando a la luz la complejidad del entorno en el cual surgen estos nuevos mundos.
Hoy se sabe que los planetas se forman a partir de grandes discos de gas y polvo que rodean a las estrellas recién nacidas, conocidos como discos protoplanetarios. Pueden tener tamaños de cientos de millones de kilómetros. Con el tiempo, las partículas de estos discos protoplanetarios chocan, se combinan y, finalmente, acaban formando cuerpos de tamaño planetario. Sin embargo, los detalles más finos de la evolución de estos discos de formación planetaria siguen siendo un misterio.
SPHERE es un instrumento recientemente añadido al conjunto de instrumentos del VLT. Su combinación de nuevas tecnologías proporciona un potente método para obtener imágenes directas de detalles de los discos protoplanetarios [1]. La interacción entre los discos protoplanetarios y los planetas en formación puede dar diversas formas a los discos: grandes anillos, brazos espirales o huecos con sombras. Son de especial interés porque aún es necesario encontrar una relación inequívoca entre estas estructuras y los planetas que les dan forma, un misterio que los astrónomos están dispuestos a resolver. Afortunadamente, las capacidades especializadas de SPHERE permiten que los equipos de investigación observen directamente las llamativas características de los discos protoplanetarios.
Por ejemplo, RXJ1615 es una joven estrella que se encuentra en la constelación de Escorpio, a 600 años luz de la Tierra. Un equipo dirigido por Jos de Boer, del Observatorio de Leiden (Países Bajos), encontró un complejo sistema de anillos concéntricos rodeando a la joven estrella, una forma que se asemeja a una versión titánica de los anillos que rodean a Saturno. Anteriormente se habían obtenido muy pocas imágenes de este tipo anillos esculpidos en un disco protoplanetario, con una forma tan intrincada, y aún más emocionante, todo el sistema parece tener solo 1,8 millones de años. El disco muestra indicios de haber adquirido esta forma debido a planetas en pleno proceso de formación.
La dieta de hambre de un agujero negro debilita una galaxia brillante
10/11/2016 de Chandra / Astronomy & Astrophysics
Imagen de la galaxia Markarian 1018 tomada en luz del óptico (rojo, verde y azul) y en rayos X (mostrados en color púrpura). Crédito: rayos X de NASA/CXC/Univ of Sydney/R.McElroy et al; óptico de ESO/CARS Survey.
Un equipo de astrónomos podría haber resuelto el misterio del peculiar comportamiento volátil de un agujero supermasivo situado en el centro de una galaxia. Los datos combinados del observatorio Chandra de rayos X y de otros observatorios sugieren que el agujero negro ya no recibe suficiente combustible para hacer que sus alrededores brillen intensamente.
Muchas galaxias poseen un núcleo extremadamente brillante, alimentado por el material que se precipita hacia un agujero negro supermasivo. Estos objetos, llamados núcleos activos de galaxias o AGN, son de los más brillantes del Universo. Los astrónomos los clasifican en dos tipos principales en base a las propiedades de la luz que emiten. Un tipo de AGN tiende a ser más brillante que el otro. El brillo se piensa que depende del gas y del polvo que rodea y oscurece al AGN, o podría ser intrínsicamente poco brillante debido a que el ritmo de alimentación del agujero negro supermasivo es bajo.
Se ha observado que algunos AGN cambian una vez entre estos dos tipos en el transcurso de solo 10 años, un abrir y cerrar de ojos en términos astronómicos. Sin embargo, el AGN asociado con la galaxia Markarian 1018 destaca por haber cambiado dos veces de tipo, de AGN débil a brillante en la década de 1980 y luego de nuevo a un AGN débil en los últimos cinco años. Sólo se ha observado este cambio completo de ciclo en un puñado de AGN, pero ninguno ha sido estudiado con tanto detalle. Durante el segundo cambio de tipo, Markarian 1018 se hizo ocho veces más débil en rayos X, entre 2010 y 2016.
Las observaciones desde tierra con el telescopio Very Large Telescope (VLT) permitieron descartar que el aumento de brillo hubiera sido producido por el agujero negro al tragar una única estrella. Los datos del VLT también arrojaban dudas sobre el hecho de que posibles cambios en su oscurecimiento debidos al gas que lo rodea fueran los responsables de la variación en el brillo. Este último extremo ha sido corroborado con los datos de Chandra. Por el contrario, modelos de las observaciones realizadas en el óptico y en luz ultravioleta con el Hubble, el satélite GALEX y el catálogo SDSS de los estados brillante y débil demostraron que el AGN se ha debilitado porque al agujero negro le faltaba material que tragar. Esta inanición también explica el debilitamiento del AGN en rayos X. La falta de material podría ser explicada por las perturbaciones debidas a la presencia de un segundo agujero negro supermasivo en el sistema.
El campo magnético de la Tierra bajo la “lupa” de una simulación
10/11/2016 de ETH Zürich / Nature
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El núcleo externo de la Tierra, rodeado por líneas de campo magnético durante la simulación de una inversión geomagnética. Crédito: J. Favre, A. Sheyko.
El campo magnético de la Tierra ha invertido su dirección cientos de veces en el transcurso de la historia de nuestro planeta. Pero la causa de estas inversiones sigue sin estar clara. Ahora, 4 millones de horas de uso de CPU de una simulación realizada en la supercomputadora “Piz Daint” del CSCS ofrece nuevas pistas que apuntan a un fenómeno llamado “ondas de dinamo” que jugaría un posible papel en todo esto.
Según lo que se conoce actualmente, la llamada “geodinamo” está controlada muy probablemente por procesos que tienen lugar en el núcleo interno y el externo de la Tierra. El núcleo interno es sólido y está formado principalmente por hierro y níquel; el núcleo externo es líquido y contiene también elementos más ligeros. El líquido está tan caliente que los metales ya no son magnéticos, aunque todavía son capaces de conducir el calor y la electricidad. Debido a que los elementos más pesados del núcleo exterior tienden a hundirse hacia el interior y a solidificar allí, los elementos más ligeros son obligados a desplazarse hacia arriba.
Este proceso, junto con diferencias en las temperaturas de las fronteras entre el núcleo interno y el exterior, y del núcleo con el manto terrestre, se piensa que producen corrientes de convección en el núcleo fundido. Estas corrientes también se ven afectadas por una fuerza de Coriolis debida a la rotación de la Tierra. La fuerza de Coriolis produce torbellinos en el metal fundido que van perpendiculares a las corrientes de convección, que se desplazan paralelas al eje de rotación de la Tierra. Esto induce una corriente eléctrica que en última instancia produce un campo magnético bipolar (con dos polos, norte y sur), así como otras componentes multipolares, más débiles.
Al realizar la simulación, los investigadores observaron una inversión del campo magnético cuya única explicación era la influencia de las llamadas ondas de dinamo. Las ondas de dinamo son potentes perturbaciones globales del campo magnético que emanan del núcleo. Su existencia fue propuesta en 1955 como una explicación para las inversiones periódicas del campo magnético del Sol, que se producen cada once años. Aunque existen diferencias significativas entre el campo magnético de la Tierra y el del Sol, los resultados de esta nueva simulación por computadora indican que las ondas de dinamo juegan un papel en las inversiones del campo magnético también en nuestro planeta.
Un modo más sencillo de observar unas peculiares partículas que revelan el funcionamiento del Sol
10/11/2016 de Stanford / Solar Physics
Trabajadores realizando labores de mantenimiento en el detector de neutrinos Super-Kamiokande en Hida, Japón. Créditos: Kamioka Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo.
Un equipo de astrónomos ha realizado un estudio que podría permitir el desarrollo de un instrumento “de mesa” que permita detectar los escurridizos neutrinos con mayor eficiencia de lo que es posible actualmente y de forma muy barata. Podría simplificar el modo en que los científicos investigan el funcionamiento interno del Sol.
“Si estamos en lo cierto, esto significa que los neutrinos son mucho más fáciles de detectar de lo que la gente creía”, comenta Peter Sturrock. “Todo el mundo pensaba que es necesario tener experimentos enormes, con miles de toneladas de agua o de otro material, involucrando enormes consorcios y gastos, para conseguir unos pocos miles de cuentas al año. Pero podemos obtener datos parecidos o incluso mejores a partir de un experimento que utiliza solo microgramos de material radiactivo”.
Las reacciones nucleares del centro del Sol producen neutrinos. Una característica única de los neutrinos es que apenas interaccionan con otras partículas, de modo que pueden escapar fácilmente del Sol, trayéndonos información sobre las profundidades del interior solar. El estudio de los neutrinos se piensa que es el mejor modo de obtener información directa sobre el centro del Sol, que es todavía en su mayor parte un gran misterio. Los neutrinos también pueden proporcionarnos información sobre supernovas, la creación del Universo y mucho más.
La nueva investigación está relacionada con las fluctuaciones en el ritmo de desintegración de elementos radiactivos. Los investigadores han encontrado pruebas de que esas fluctuaciones encajaban con patrones que habían encontrado en datos de neutrinos del detector Super-Kamiokande, mostrando ambos una oscilación de un mes, atribuible a la rotación del Sol. La conclusión más plausible es que los neutrinos del Sol están afectando a las desintegraciones llamadas beta. Esta conexión había sido predicha teóricamente por otros investigadores hace 25 años, pero el análisis actual aporta las pruebas más sólidas hasta la fecha. Si esta relación es cierta, podría esta fraguándose una revolución en la investigación de neutrinos. “Esto significa que hay otro modo de estudiar neutrinos que es mucho más sencillo y mucho menos caro que los métodos actuales”, concluye Sturrock.
La «superluna» de noviembre
11/11/2016 de NASA
La luna es una visión familiar en nuestro cielo, iluminando las noches oscuras y recordándonos la exploración espacial, pasada y presente. Pero la próxima superluna del lunes 14 de noviembre será especial porque es la luna llena más cercana a la Tierra desde 1948. No veremos otra luna como esta hasta el 2034.
La órbita de la luna alrededor de la Tierra es ligeramente elíptica así que a veces está más cerca y otras está más lejos. Cuando la luna está llena en el momento en que pasa más cerca de la Tierra se la conoce como superluna. En el perigeo (punto de máximo acercamiento a la Tierra) la luna puede estar hasta un 14 por ciento más cerca de la Tierra que en el apogeo, cuando se encuentra en el punto más alejado de nuestro planeta. Entonces la luna llena parece mayor en diámetro y brilla un 30 por ciento más en nuestro firmamento.
Sin embargo, no es necesario observarla precisamente en el momento en que alcance el perigeo. «Yo aconsejo a la gente salir a ver la superluna el domingo o el lunes por la noche», explica Noah Petro, de la misión Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) de NASA. «La diferencia en distancia de una noche a la siguiente será muy sutil, así que si está nublado el domingo, salga el lunes. Cualquier momento después de la puesta de Sol es adecuado. Como la luna está llena, saldrá casi al mismo tiempo que se produzca la puesta de sol».
Esta será la segunda de tres superlunas seguidas. Así que si las nubes no ayudan este fin de semana, todavía tendrá otra oportunidad el próximo mes de ver la última superluna de 2016, el 14 de diciembre.
Un nuevo instrumento analiza la luz de planetas en órbita alrededor de otras estrellas
11/11/2016 de Princeton University
Una de las primeras imágenes tomadas por el instrumento CHARIS, que muestra los planetas situados en el sistema planetario de la estrella HR8799. Imagen cortesía de N. Jeremy Kasdin y del equipo de investigación.
Un equipo de científicos e ingenieros dirigido por investigadores de Princeton ha anunciado su éxito en las pruebas de funcionamiento de un nuevo instrumento instalado en el telescopio Subaru en Hawái que permitirá a los astrónomos realizar observaciones directas de planetas en órbita alrededor de estrellas cercanas.
El instrumento, llamado CHARIS, permite a los astrónomos aislar la luz que reflejan planetas mayores que Júpiter y luego analizarla para determinar detalles acerca del planeta como su tamaño, edad y componentes de la atmósfera. La observación de «primera luz» ha sido la primera prueba de campo del instrumento en el telescopio que demuestra que funciona correctamente.
Otros proyectos recientes han demostrado su capacidad para captar luz reflejada de un planeta y separarla de la luz que brilla directamente desde su estrella progenitora (como SPHERE en el VLT de ESO). Estos esfuerzos permiten a los científicos examinar la luz y determinar la composición química de la atmósfera del planeta del mismo modo en que los químicos utilizan el espectro de la luz (los colores de la luz) para analizar la composición de un material en el laboratorio. CHARIS (Coronagraphic High Angular Resolution Imaging Spectrograph) es parte de estos esfuerzos. Actualmente es el único espectrógrafo dedicado a la investigación de exoplanetas en un telescopio de 8 metros en el hemisferio norte.
«Probamos CHARIS con Neptuno, pero el planeta entero ni siquiera cabe dentro de nuestro detector», explica Tyler Groff (NASA). Sin embargo, el campo de visión del espectrógrafo es tan detallado que los investigadores pudieron realizar algunas observaciones interesantes de nubes flotando por la superficie del planeta.
Telescopios de NASA ubican una enana marrón esquiva
11/11/2016 de JPL / The Astrophysical Journal
Esta ilustración muestra la enana marrón recién descubierta, un objeto cuyo peso se encuentra entre el del planeta más masivo de nuestro Sistema Solar (Júpiter) y el de la estrella menos masiva que se conoce. Esta enana marrón, llamada OGLE-2015-BLG-1319, podría encontrarse en el «desierto» de las enanas marrones, es decir, a menos de 3 unidades astronómicas de su estrella. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
En su primera colaboración de este tipo, los telescopios espaciales Spitzer y Swiftt han colaborado en la observación de un evento de microlente gravitatoria, en el que una estrella lejana aumenta de brillo debido al campo gravitatorio de por lo menos un objeto cósmico que está por delante. Esta técnica es útil para encontrar cuerpos de poca masa en órbita alrededor de estrellas, como planetas. En este caso, las observaciones han mostrado una enana marrón.
Las enanas marrones se piensa que son el enlace perdido entre planetas y estrellas, con masas de hasta 80 veces la de Júpiter, Pero sus centros no son suficientemente calientes o densos como para generar energía a través de la fusión nuclear del modo en que lo hacen las estrellas. Curiosamente, los científicos han descubierto que, para estrellas con aproximadamente la masa de nuestro Sol, menos de un 1 por ciento tienen una enana marrón en órbita a menos de 3 UA (1 UA es la distancia entre la Tierra y el Sol). Este fenómeno recibe el nombre de «desierto de las enanas marrones».
La nueva enana marrón recién descubierta podría vivir en este desierto. Spitzer y Swiftt observaron el evento de microlente después de haber recibido indicaciones de rastreos de microlentes realizadas desde tierra, incluyendo el experimento OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). El descubrimiento de esta enana marrón, de nombre OGLE-2015-BLG-1319, supone la primera colaboración entre dos telescopios espaciales para observar un evento de microlente.
«Queremos comprender cómo se forman las enanas marrones alrededor de estrellas, y por qué existe un hueco en las posiciones que ocupan en relación con sus estrellas», comenta Yossi Shvartzvald (JPL). «Es posible que el ‘desierto’ no esté tan seco como pensamos». Los datos tomados por los telescopios espaciales y los situados en tierra han permitido a los investigadores determinar que la enana marrón tienen una masa que se encuentra entre 30 y 65 veces la masa de Júpiter. También han descubierto que se encuentra en órbita alrededor de una estrella enana de tipo K, una clase de estrella que suele tener la mitad de la masa de nuestro Sol. Los astrónomos han encontrado dos distancias posibles entre la enana marrón y su estrella, en base a los datos disponibles: 0.25 UA y 45 UA. La distancia de 0.25 UA colocaría el sistema en el desierto de enanas marrones.
Chury es mucho más joven de lo que se pensaba
11/11/2016 de Universität Bern /Astronomy & Astrophysics
«Chury» con su estructura bilobular y la parte más débil, el cuello, que habría sido destruido fácilmente por los grandes impactos que fueron frecuentes en los primeros años del Sistema Solar. Crédito: ESA/Rosetta/NAVCAM.
Basándose en simulaciones por computadora, astrofísicos de la Universidad de Berna (Suiza) han concluido que el cometa Chury no consiguió su forma de patito de goma durante la formación de nuestro Sistema Solar hace 4500 millones de años. Aunque sí contiene material primordial, han demostrado que el cometa en su forma presente apenas tiene más de mil millones de años de edad.
Hasta ahora los científicos habían asumido, a partir de los datos de la sonda espacial Rosetta, que el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko se originó en la fase inicial de nuestro Sistema Solar. Su estructura peculiar, con forma de patito, habría sido el resultado de una suave colisión entre dos objetos hace 4500 millons de años. Pero una nueva investigación, dirigida por Martin Jutzi y Willy Benz (Universidad de Berna) junto con un equipo de colaboradores, ha llegado a una conclusión distinta.
Si las hipótesis del actual modelo «estándar» del origen de nuestro Sistema Solar son correctas, una fase inicial tranquila fue seguida por un periodo en el que cuerpos grandes adquirieron velocidades altas y se produjeron colisiones más violentas. El nuevo estudio demuestra que los cometas como Chury sufrieron un importante número de choques con el transcurso del tiempo, cuya energía habría sido suficiente para destruir la estructura de dos lóbulos. Por tanto, su forma no es primordial sino que se desarrolló a partir de choques a lo largo de miles de millones de años. «La forma actual de Chury es el resultado del último gran impacto que probablemente se produjo hace menos de mil millones de años», comenta Martin Jutzi. Por tanto, el Chury con forma de patito es mucho más joven de lo que se pensaba. La única alternativa sería que el modelo estándar actual de formación del Sistema Solar no sea correcto y hubiera habido menos objetos pequeños de lo que se cree. En este caso no se habrían producido tantos choques y Chury habría tenido alguna posibilidad de mantener su forma primordial.
Este resultado no contradice la hipótesis de que los cometas están formados por material primordial tan antiguo como nuestro propio Sistema Solar. Las simulaciones por computadora revelan que la energía relativamente pequeña de los impactos no calienta o comprime el cometa globalmente. El cuerpo sigue siendo poroso y retiene el material volátil que contenía desde el principio. En relación con Chury, estas propiedades podrían ser medidas de manera fiable con los datos de la sonda espacial Rosetta.»Hasta ahora se había asumido que los cometas son los ladrillos originales – como piezas de Lego», explica Willy Benz. «Nuestro trabajo demuestra que los bloques de Lego ya no tienen su forma original, pero el plastico del que están hechos es el mismo que tenían al principio».
Los investigadores utilizan una técnica novedosa para ayudar a resolver el misterio de la sonda Beagle 2
14/11/2016 de The University of Texas at Austin / Icarus
Izquierda: una gráfica que muestra la profundidad de la depresión de Hellas en diferentes puntos, y un mapa topográfico de la depresión. Derecha: un gráfica que muestra la profundidad de la depresión de Galaxias Fossae en diferentes puntos y un mapa topográfico de la depresión. Crédito: Joseph Levy/NASA.
Una depresión de forma extraña en Marte podría ser un nuevo lugar donde buscar señales de vida en el Planeta Rojo, según un estudio dirigido por la Universidad de Texas. La depresión posiblemente fue formada por un volcán bajo un glaciar, y podría haber constituido un ambiente templado, rico en sustancias químicas, adecuado para la vida microbiana.
«Fuimos atraídos a este lugar porque parecía que podría contener algunos de los ingredientes clave para ser habitable – agua, calor y nutrientes», explica Joseph Levy. La depresión está en el interior de un cráter que cuelga del borde de la cuenca Hellas, y que está rodeado por antiguos depósitos glaciares. Atrajo inicialmente la atención de Levy en 2009, cuando observó como fracturas en imágenes de depresiones tomadas por la nave Mars Reconnaissance Orbiter que se parecían a «calderas de hielo» de la Tierra, formaciones que se encuentran en Islandia y Groenlandia formadas por volcanes que entran en erupción bajo una capa de hielo. Otra depresión en la región Galaxias Fossae de Marte presenta un aspecto similar.
Un conjunto de imágenes estereoscópicas ha permitido a los investigadores analizar las depresiones para estudiar si estas fueron provocadas por actividad volcánica subterránea que fundió la superficie del hielo, o por el impacto de un asteroide. El análisis en profundidad de su estructura y forma en 3D ha permitido también a los investigadores medir cuánto material se perdió para formar la depresiones.
Los resultados revelan que los escombros esparcidos alrededor de Galaxias Fossae sugiere que fue resultado de un impacto, pero los antecedentes volcánicos conocidos del área no excluyen que tuviera orígenes volcánicos, comenta Levy. Por el contrario, la depresión de Hellas tiene muchos signos de ser de origen volcánico. Carece de los escombros de un impacto y posee un patrón de fracturas asociado con la desaparición masiva de hielo por fusión o sublimación. La interacción de lava y hielo para formar la depresión sería un descubrimiento interesante, comenta Levy, porque podría crear un ambiente con agua líquida y nutrientes químicos, ambos ingredientes necesarios para la vida en la Tierra. La depresión de Hellas y, en menor grado, la depresión de Galaxias Fossae, debería de tenerse en cuenta cuando se busquen hábitats en Marte.
Un pitido cósmico con una energía sorprendente
14/11/2016 de EurekAlert / Penn State University/ Astrophysical Journal Letters
El radiotelescopio Parkes, en Australia, detectó el primer estallido rápido en radio (FRB) en 2001. Crédito: Wayne England.
Astrónomos de Penn State University han descubierto que los misteriosos pitidos cósmicos conocidos como estallidos rápidos en radio (FRB de sus iniciales en inglés) pueden emitir mil millones de veces más energía en rayos gamma que en ondas de radio, rivalizando con los cataclismos estelares conocidos como supernovas en la potencia de su explosión. El descubrimiento, el primero de emisión no en radio de un FRB, supone un impulso para el desarrollo de modelos de los FRB y un acicate para los astrónomos que buscan contrapartidas de larga duración con telescopios en rayos X, óptico y radio.
Los FRB fueron descubiertos en 2007 y desde entonces los astrónomos han detectado una docena de eventos. Aunque solo duran milisegundos en una frecuencia concreta, sus grandes distancias a la Tierra – y grandes cantidades de plasma en medio – producen un retraso en su llegada a frecuencias menores, dispersando la señal durante un segundo o más, produciendo un particular «pitido» en la banda de recepción en radio típica.
«Este descubrimiento revoluciona nuestra imagen de los FRB, algunos de los cuales aparentemente se manifiestan como un pitido y una explosión», comenta Derek Fox (Penn State). El pitido en radio puede ser detectado por telescopios instalados en tierra, mientras que la explosión en rayos gamma se detecta con los satélites de altas energías, como la misión Swift de NASA. «Las estimaciones del ritmo y distancia de los FRB sugieren que, sea lo que sea, se trata de un fenómeno relativamente común, que se produce en algún lugar del universo más de 2000 veces en un día».
El descubrimiento de la explosión en rayos gamma del FRB designado FRB 131104 fue posible gracias a que el satélite Swift estaba observando precisamente esa parte del cielo. Al mismo tiempo, fue detectado por el radiotelescopio Parkes en Australia. «Aunque los teóricos habían predicho que los FRB podrían ir acompañados por rayos gamma, la emisión que vemos en FRB 131104 es sorprendentemente duradera y brillante», explica Fox. La duración de los rayos gamma, entre dos y seis minutos, es muchas veces más que la duración de milisegundos de la emisión en radio. Y la emisión gamma de FRB 131104 supera sus emisiones en radio en un factor superior a mil millones de veces, por lo que las estimaciones de la energía necesaria para producir el fenómeno aumenta dramáticamente y sugiere severas consecuencias para los alrededores y para la galaxia donde se produce.
Revelan las peculiaridades de la enorme corriente ecuatorial de la atmósfera de Saturno
14/11/2016 de Universidad del País Vasco / Nature Communications
El planeta Saturno, observado con la cámara WFC 3 del telescopio espacial Hubble, el 30 de junio de 2015. El recuadro muestra la tormenta en el ecuador. Crédito: Grupo Ciencias Planetarias UPV/EHU, NASA, ESA.
La atmósfera del planeta Saturno, un planeta gigante gaseoso diez veces mayor que la Tierra, compuesto principalmente de hidrógeno, posee una corriente más intensa y ancha que los demás planetas del Sistema Solar. Los vientos que soplan a velocidades de hasta 1650 km/h de oeste a este en la atmósfera ecuatorial, tienen una fuerza trece veces mayor que el más destructivo de los huracanes que se forman en el ecuador de la Tierra.
Esta enorme corriente, además, se extiende a lo largo de 70000km de norte a sur, más de cinco veces el tamaño de nuestro planeta. Todavía no existe una teoría capaz de explicar la naturaleza de esta corriente ni las fuentes de energía que la alimentan.
«En junio del año pasado, utilizando un sencillo telescopio de 28 cm que pertenece a Aula EspaZio Gela, descubrimos la presencia de una mancha blanca en el ecuador de Saturno que se movía a velocidades de 1600 km/h, una velocidad que no se había observado en Saturno desde 1980», explica Agustín Sánchez-Lavega (UPV/EHU). Observaciones realizadas un mes después con la cámara PlanetCam instalada en el telescopio de 2.2 m del Observatorio de Calar Alto (Almería, España), permitieron confirmar la velocidad de esta estructura. Las imágenes obtenidas por otros observadores en distintos países utilizando telescopios pequeños también se emplearon en el estudio. Los investigadores estudiaron el fenómeno con detalle tras conseguir tiempo de observación en el telescopio espacial Hubble concedido por el director para captar imágenes de Saturno en una época en la que la sonda Cassini, que se halla en órbita alrededor del planeta, no podía ofrecer imágenes buenas.
Estudiando el movimiento de las nubes que formaban la mancha blanca (una enorme tormenta de 7000 km) y las presentes en las zonas adyacentes, los investigadores pudieron obtener información nueva y valiosa sobre la estructura de la enorme corriente ecuatorial. Además midieron la altura de las distintas estructuras atmosféricas y determinaron que los vientos aumentan dramáticamente a menor altura en la atmósfera. Alcanza los 1100 km/h en la alta atmósfera pero llegan a los 1650 km/h a una profundidad de unos 150 km. Además, mientras que el viento profundo es estable, en la alta atmósfera la velocidad y anchura de la corriente ecuatorial son altamente variables, quizás debido al ciclo estacional de insolación de Saturno, y su intensidad aumenta con el cambio de las sombras de los anillos sobre el ecuador.
Los investigadores utilizan una técnica novedosa para ayudar a resolver el misterio de la sonda Beagle 2
14/11/2016 de University of Leicester
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Un equipo de científicos de Leiscester ha dado un paso más para comprender qué le ocurrió a la desafortunada sonda de Marte Beagle 2, gracias a una novedosa técnica de investigación.
La sonda fue descubierta sobre el Planeta Rojo en noviembre de 2014 pero se mantenía la incertidumbre sobre las razones por las que había sido incapaz de comunicar con la Tierra. Ahora una colaboración entre las universidades De Montfort y Leicester ha utilizado tecnología de modelos 3D para revelar por vez primera que el Beagle 2 desplegó al menos tres, y posiblemente cuatro, de los paneles solares que debía abrir tras tocar tierra sobre la superficie del planeta. Hasta ahora se creía que sólo dos de los cuatro paneles se habían desplegado.
Beagle 2 era parte de la misión ESA Mars Express lanzada en junio de 2003. Mars Express todavía se encuentra en órbita alrededor de Marte y sigue enviando datos científicos sobre el planeta. Beagle 2 fue lanzada con éxito desde la nave el 19 de diciembre de 2003 pero no llegó a mandar la señal el día de Navidad, cuando estaba previsto que aterrizara sobre Marte. Se pensó que se había perdido, hasta que una década después fue identificada en imágenes tomadas por la nave Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) de NASA.
A pesar de su detección, debido a su pequeño tamaño y a la resolución de la cámara HiRISE de MRO, la configuración exacta de la sonda en Marte no estaba clara, a pesar de la colección de 8 imágenes disponibles y el empleo de técnicas avanzadas de procesamiento de imágenes. Ahora los investigadores han utilizado una técnica nueva basada en la simulación de las posibles configuraciones de la sonda sobre la superficie, comparando la luz del Sol reflejada por la simulación de la sonda con las imágenes sin procesar de la cámara HiRISE a diferentes ángulos del Sol.
El análisis ha permitido confirmar que la sonda aterrizó con éxito y que el fallo en la comunicación posiblemente se debió a que uno de los paneles no se desplegó correctamente, tal como se suponía.
La materia oscura podría estar escondida en un sector escondido
15/11/2016 de Phys.org / Physical Review Letters
Esta imagen muestra el cúmulo de galaxias Abell 1689, con la distribución de masa de la materia oscura superpuesta en color púrpura. La masa de este objeto está compuesta en parte por materia normal (bariónica) y en parte por materia oscura. Crédito: NASA, ESA, E. Jullo (JPL/LAM), P. Natarajan (Yale) and J-P. Kneib (LAM).
Actualmente una de las candidatas más fuertes para la materia oscura es la llamada partícula masiva que interactúa débilmente (WIMP de sus siglas en inglés), aunque hasta la fecha esta partícula hipotética no ha sido detectada directamente. Ahora un nuevo estudio propone que la materia oscura no está formada por WIMP, y todavía más, que no se trata de ninguna partícula que se conozca o cuya existencia haya sido propuesta teóricamente.
Un equipo de físicos (Bobby Acharya, Sebastian Ellis, Gordon Kane, Brent Nelson, y Malcolm Perry, de distintas instituciones de UK, Italia y USA) sostiene que la materia oscura está hecha de partículas de uno de los muchos «sectores escondidos» que se piensa que existen fuera del «sector visible» que constituye nuestro mundo visible entero. Los sectores escondidos se llaman así porque las partículas de estos sectores no sienten las fuerzas electrodébil y fuerte como las del sector visible. Por tanto, las partículas del sector escondido podrían estar por todo nuestro alrededor, simplemente no tenemos modo de detectarlas.
En el escenario que proponen, la materia oscura estaría constituida por partículas del sector escondido que se comunican con el sector visible a través de un «portal» y de este modo ejercen los efectos gravitatorios durante largo tiempo observados por los científicos. Aunque esta idea puede parecer peregrina, los sectores escondidos y los portales han sido durante mucho tiempo componentes de las teorías M y de cuerdas, dos teorías que intentan explicar la física de partículas en su nivel más fundamental.
El principal apoyo para esta explicación reside en una cuestión de estabilidad. En general, las partículas más pesadas se desintegran en partículas más ligeras. Por tanto, las partículas ligeras, como son más estables, son con mayor probabilidad las componentes de la materia oscura. Es por esto que la partícula WIMP es una buena candidata a materia oscura, ya que se trata de la partícula supersimétrica más ligera y, hasta ahora, considerada por ello como la más estable. Sin embargo, dado que se piensa que existen aproximadamente unos 100 sectores escondidos, pero sólo uno es el sector visible, los científicos argumentan que es probable que algún sector escondido contenga una partícula todavía más ligera que la WIMP.
Los científicos planean investigar la señal exacta que produciría una WIMP desintegrándose en una partícula de un sector escondido, lo que podría guiar a los experimentos futuros que probarían esta teoría.
Los chorros de los agujeros negros pueden influir en la formación de estrellas en las galaxias al dispersar y calentar el gas interestelar
15/11/2016 de Phys.org
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Un nuevo estudio realizado por un equipo de astrofísicos, dirigido por el Dr. K. Dasyra (National and Kapodistrian University of Athens, Grecia) sugiere que los chorros de los agujeros negros pueden afectar a la formación de estrellas en galaxias al dispersar y calentar importantes cantidades de gas en grandes áreas. El resultado está basado en observaciones de la galaxia cercana IC 5063, tomadas con el Atacama Large Millimeter Array (ALMA).
Hace unos 160 millones de años, partículas con carga eléctrica (protones y electrones) que caían hacia el agujero negro supermasivo del centro de IC5063, fueron atrapadas por el campo magnético y expulsadas a gran velocidad hacia el exterior formando un haz. El haz de partículas, también conocido como chorro, se propagó por la galaxia hasta más de 3000 años-luz. Atravesó un disco de gas, produciendo fuertes vientos en los puntos donde chocó contra nubes interestelares. Los vientos duraron más de medio millón de años, tal como han señalado datos tomados con el telescopio VLT de ESO.
Los científicos analizaron los datos de ALMA intentando determinar si el gas de los vientos posee propiedades distintas de las del gas en el resto de nubes. Para ello observaron líneas de emisión de monóxido de carbono (CO), que se originan en las moléculas de nubes interestelares densas, donde a menudo se están formando estrellas nuevas y la temperatura del gas es típicamente de unos 10 K (-263ºC).
Demostraron que el gas molecular contra el que chocó el chorro del agujero negro se calienta, alcanzando a menudo temperaturas en el rango de 30K a 100K. La importancia de este resultado está en el obstáculo que supone para la formación de estrellas, ya que el aumento de los movimientos turbulentos y térmicos del gas retrasa su colapso gravitatorio. El colapso gravitatorio se demora todavía más por la dispersión de las nubes ya que el impacto del chorro elimina gas de las nubes densas y lo dispersa en forma de vientos tenues.
Los telescopios MAGIC detectan la emisión de rayos gamma más distante hasta la fecha
15/11/2016 de Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) / Astronomy & Astrophysics
Gráfico de los fotones emitidos por la galaxia QSO B0218+357 dirigiéndose a la Tierra. Debido al efecto gravitacional de la galaxia que actúa de lente, B0218+357G, los fotones siguen dos caminos que alcanzan la Tierra con una diferencia de 11 días. La luz se observó con el instrumento Fermi-LAT y los telescopios MAGIC. Crédito: imagen de MAGIC: Daniel López/IAC; imagen del Hubble de B0218+357G: NASA/ESA; imagen del AGN: NASA E/PO – Sonoma State University, Aurore Simonnet.
En un estudio publicado el pasado viernes en la revista Astronomy & Astrophysics, científicos de la colaboración internacional de los telescopios MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescope), ubicados en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en Garafía (La Palma), y entre los que se encuentra investigadores del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), han anunciado el descubrimiento de la emisión de rayos gamma más distante hasta la fecha. El descubrimiento ha sido posible gracias a la lente gravitacional originada por una galaxia muy masiva entre el cuásar y la Tierra, que “repitió” la luz producida por la fuente.
En dicho fenómeno, predicho por la teoría de la Relatividad General de Einstein, la luz se desvía cuando pasa cerca de un objeto muy masivo. Para un observador distante, la masa concentra la luz como una lente gigante, resultando una imagen mucho más brillante, aunque distorsionada, de la fuente y permitiendo ver objetos lejanos que de otra manera podrían ser demasiado débiles para ser detectados. Al igual que en una lente, la luz puede atravesarla siguiendo caminos ligeramente diferentes. A escalas cósmicas, esto quiere decir que los fotones que viajan a lo largo de cada una de esas líneas de visión llegan en momentos ligeramente distintos. Además, si la fuente es variable, la luz guarda la información del momento en que es emitida y cuando llega a la Tierra millones de años después, se verá cómo era el objeto en ese preciso instante. Según la teoría, este hecho no debería depender de la energía de los fotones y de ahí que estas observaciones sean especialmente importantes.
QSO B0218 + 357 es un cuásar, un objeto muy compacto y energético, asociado a un agujero negro supermasivo en el núcleo de una galaxia. Hace más de 7.000 millones de años se produjo una gigantesca explosión en este objeto que originó una emisión intensa de rayos gamma, la luz más energética que se conoce. En su largo viaje hacia la Tierra, estos fotones pasaron cerca de una galaxia situada entre el cuásar y la Tierra, B0218 + 357G, más de mil millones de años después. Al pasar y ser desviados, los fotones que viajaban por el camino más corto llegaron finalmente a la Tierra el 14 de julio de 2014 y se observaron con el Telescopio de Área Grande (Large Area Telescope) a bordo del satélite Fermi, que cartografía todo el cielo cada tres horas. La detección de este estallido de rayos gamma alertó a la comunidad astronómica internacional y los telescopios de todo el mundo apuntaron a QSO B0218 + 357 para averiguar qué había ocurrido en esa lejana explosión cósmica.
Los astrónomos de los telescopios MAGIC intentaron observarlo, pero en ese momento hubo luna llena en La Palma, lo que impidió su funcionamiento. Sin embargo, tuvieron una segunda oportunidad. A partir de las mediciones anteriores del cuásar realizadas por Fermi y otros radiotelescopios en 2012, los científicos sabían que los fotones que viajan a lo largo del camino más largo deberían llegar unos 11 días más tarde. «En otras palabras, la naturaleza nos daría una segunda oportunidad para observar el mismo fenómeno», afirma el miembro de la Colaboración MAGIC Julian Sitarek, director del estudio, investigador de la Universidad de Łódz (Polonia) y ex miembro del Institut de Fisica d’Altes Energías (IFAE) en Barcelona cuando se inició este proyecto. Y continúa: «Cuando llegó el momento, los telescopios MAGIC apuntaron a QSO B0218 + 357 y, de acuerdo con la estimación, pudimos observarlo, convirtiéndose en el objeto más distante detectado en rayos gamma de muy alta energía hasta la fecha». A este hecho se le suma la dificultad de que este tipo de emisiones tienen bastante probabilidad de perderse durante el proceso al interactuar con los numerosos fotones de baja energía emitidos por galaxias y estrellas.
¿Son creadas todas las estrellas de igual modo?
15/11/2016 de Gemini Observatory / Nature Physics
Ilustración de artista de una explosión en el disco de acreción de un joven objeto de masa estelar como S255 NIRS 3. Crédito: Deutsches SOFIA Institut (DSI).
Un equipo de astrónomos ha encontrado pruebas, utilizando datos del observatorio Gemini, de que la formación de las estrellas más masivas sigue un camino similar al de sus parientes de menor masa, ¡pero utilizando esteroides!
El nuevo descubrimiento muestra que las explosiones episódicas dentro de lo que se llaman discos de acreción, que se sabe que ocurren durante la formación de estrellas de masa media como nuestro Sol, también se producen en la formación de estrellas muy masivas. «Estas explosiones, que son varios órdenes de magnitud mayores que las de sus hermanas de menor masa, pueden emitir tanta energía como la que produce nuestro Sol a lo largo de 100 000 años», explica el Dr. Alessio Caratti o Garatti (Dublin Institute for Advanced Studies, Irlanda). «Sorprendentemente, los fuegos artificiales se observan, no sólo al final de las vidas de las estrellas masivas, como las supernovas, ¡sino también en su nacimiento!».
Este equipo de astrónomos ha presentado el primer caso claro de que las estrellas masivas pueden formarse a partir de discos de material con grumos, de manera muy parecida a como se forman las estrellas menos masivas. Anteriormente se pensaba que los discos de acreción observados alrededor de estrellas de menos masa no sobrevivirían alrededor de estrellas de mayor masa debido a sus intensa presión de radiación. Por tanto, era necesario buscar otros procesos que explicaran la existencia de las estrellas más masivas, que pueden superar entre 50 y 100 veces la masa de nuestro Sol.
«Cómo logran sobrevivir los discos de acreción alrededor de estas estrellas masivas es todavía un misterio, pero las observaciones espectroscópicas de Gemini muestran las mismas características que vemos en estrellas de menos masa», sigue Caratti o Garatti. «Probablemente las explosiones en el disco de acreción reducen la presión de radiación de la fuente central y permiten que la estrella se forme, pero todavía tenemos mucho que explicar para dar razón de estas observaciones».
La estrella en desarrollo observada en este estudio, S255IR NIRS 3, se encuentra relativamente lejos, a unos 6000 años-luz de distancia, con una masa estimada de unas 20 veces la masa de nuestro Sol. Las observaciones de Gemini revelan que la fuente de la explosión es una enorme concentración de gas, probablemente con el doble de la masa de Júpiter, acelerada a velocidades supersónicas e ingerida por la estrella en formación. Los investigadores estiman que la explosión tuvo comienzo hace 16 meses y según Caratti o Garatti parece que sigue activa, aunque mucho más débil.
Descubren estrellas con ‘latidos’ en un nuevo estudio
16/11/2016 de JPL / The Astrophysical Journal
Ilustración de artista de estrellas de ‘latido’, que han sido descubiertas por el telescopio espacial Kepler de NASA y por otros. La ilustración muestra a las dos estrellas en el momento de acercamiento máximo entre ellas mientras recorren sus órbitas alargadas. La atracción gravitatoria mutua entre las dos estrellas haría que las propias estrellas tomaran una forma ligeramente alargada. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Los asuntos del corazón pueden ser confusos y misteriosos, y también unos objetos astronómicos poco habituales llamados estrellas de latidos.
Las estrellas de latidos, descubiertas en grandes cantidades por el telescopio espacial Kepler de NASA, son estrellas binarias (sistemas de dos estrellas en órbita una alrededor de la otra) que reciben este nombre porque al dibujar su brillo con el paso del tiempo, el resultado tiene el aspecto de un electrocardiograma, un gráfico de la actividad eléctrica del corazón. Los científicos están interesados en ellas porque se trata de sistemas binarios con órbitas elípticas alargadas. Esto les convierte en laboratorios naturales para estudiar los efectos gravitatorios de unas estrellas sobre otras.
En un sistema de latido la distancia entre las dos estrellas cambia drásticamente. Pueden acercarse tanto como unos pocos radios estelares una de la otra y alejarse tanto como 10 veces esa distancia, todo en el curso de una misma órbita. En el punto de acercamiento máximo, la atracción gravitatoria mutua de las estrellas les confiere una forma ligeramente elipsoidal, que es una de las razones por las que su luz es variable. Es el mismo tipo de fuerza de marea que produce las mareas oceánicas en la Tierra. Estudiando estrellas de latidos los astrónomos pueden conocer mejor como funciona este fenómeno en diferentes tipos de estrellas.
Las fuerzas de marea también hacen que las estrellas vibren, es decir, que sus diámetros cambien rápidamente mientras giran una alrededor de la otra. Este efecto es más apreciable en el punto de acercamiento máximo. «Puedes pensar en estas estrellas como si fueran campanas, y una vez durante cada giro orbital, cuando las estrellas alcanzan su máxima cercanía, es como si las golpearan con un martillo», explica Avi Shporer (NASA). «Una o las dos estrellas vibran a lo largo de sus órbitas, y cuando se acercan una a la otra es como si estuvieran sonando muy fuerte».
Shporer y su equipo han medido las órbitas de 19 sistemas de estrellas de latido. «Encontramos que las estrellas de latido de nuestra muestra tienden a ser más calientes y más grandes que el Sol», comenta Shporer. «Pero es posible que existan otras con diferentes intervalos de temperaturas que no hayamos medido aún». Los investigadores también postulan que algunos sistemas binarios de latido podrían tener una tercera estrella en el sistema que todavía no ha sido detectada, o incluso una cuarta estrella.
Las «baterias nucleares» de las naves espaciales podrían recibir un impulso con nuevos materiales
16/11/2016 de JPL
Sabah Bux, tecnóloga del JPL, utiliza un horno para el desarrollo de materiales termoeléctricos que convierten calor en electricidad. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Ningún cable prolongador es suficientemente largo como para llegar a otro planeta y tampoco hay estaciones de recarga de naves espaciales por el camino. Por estas razones, los investigadores trabajan duro intentando que los sistemas de alimentación de las naves espaciales sean más eficientes, resistentes y duraderos.
En el JPL se está estudiando un desarrollo innovador en los sistemas de alimentación de las naves espaciales, basado en un tipo de materiales que tiene un nombre poco familiar: escuteruditas. Las escuteruditas poseen propiedades únicas que las hacen especialmente útiles en sistemas de alimentación. Conducen la electricidad como el metal pero se calientan como el cristal y pueden generar importantes voltajes eléctricos.
Las sustancias naturalmente radiactivas generan calor cuando se transforman espontáneamente en otros elementos. Los sistemas de alimentación con radioisótopos utilizan este calor como combustible para producir electricidad útil para la nave espacial. Los sistemas de alimentación por radioisótopos de la NASA hoy en día obtienen el calor a partir de la desintegración natural del óxido de plutonio-238.
Ahora los investigadores están estudiando la utilización de las escuteruditas en un nuevo sistema de alimentación llamado eMMRTG (siglas del nombre en inglés del Generador Termoeléctrico de Radioisótopos Multimisión Reforzado). El nuevo eMMRTG proporcionará un 25 por ciento más de energía que el generador de Curiosity al principio de su misión, según los análisis actuales. Además, como las escuteruditas se degradan de forma natural más despacio que los materiales actualmente utilizados en el MMRTG, una nave provista del eMMRTG tendrá por lo menos un 50 por ciento más de potencia al final de una vida de 17 años comparada con la que tendría con el sistema actual.
«Disponer de un sistema termoeléctrico más eficiente significa que necesitaremos utilizar menos plutonio. Podríamos llegar más lejos, durante más tiempo y hacer más cosas», comenta Sabah Bux (JPL).
Un nuevo planeta enano es el segundo más lejano del Sistema Solar
16/11/2016 de University of Michigan
Secuencia de imágenes que muestran al planeta enano 2014 UZ224 moviéndose respecto de las estrellas y galaxias que se ven al fondo, y que parecen fijas por estar mucho más lejos. Fuente: Universidad de Michigan.
Astrónomos de la Universidad de Michigan y sus colaboradores del Dark Energy Survey (DES) han descubierto un nuevo planeta enano que se encuentra 90 veces más lejos del Sol que la Tierra, lo que le convierte en el segundo planeta menor más lejano conocido en el Sistema Solar.
El proyecto Dark Energy Survey, que emplea una potente cámara digital llamada DECam instalada en un telescopio de 4 metros en Chile, fue diseñado para captar imágenes de galaxias lejanas que permitan comprender la razón por la que la expansión del Universo se está acelerando.»Pero la misma sensibilidad que hace que esta se una exploración de primera línea también la convierte en una herramienta potente para buscar objetos nuevos en nuestro patio trasero cósmico», explica David Gerdes (Universidad de Michigan). Las imágenes de DES son suficientemente sensibles como para detectar la luz de sol reflejada en el nuevo objeto, que es tan débil como una vela a 160 mil kilómetros de distancia.
Los investigadores afirman que el descubrimiento de este mundo helado y lejano demuestra que se trata de una técnica prometedora a la hora de buscar el «Planeta Nueve», un cuerpo grande que se supone que puede hallarse unas 600 veces más lejos del Sol que la Tierra.
El objeto, designado por el Centro de Planetas Menores con el nombre de 2014 UZ224, y apodado DeeDee por los investigadores hasta que reciba un nombre oficial, se encuentra a más de 13 mil millones de kilómetros del Sol, o a 92 unidades astronómicas. Una unidad astronómica es la distancia promedio de la Tierra al Sol. Sólo el planeta enano Eris se encuentra actualmente más lejos. Los datos indican además que tiene entre 320 y 1280 kilómetros de diámetro, lo que significa que probablemente sea suficientemente grande como para ser considerado un planeta enano.
Cómo se convirtió esta luna marciana en la «Estrella de la Muerte»
16/11/2016 de Lawrence Livermore National Laboratory / Geophysical Review Letters
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Esta animación muestra uno de los escenarios posibles de formación del cráter Stickney, con un objeto de 200 metros de tamaño chocando a 8 kilómetros por segundo contra la luna de 20 kilómetros de diámetro. Crédito: LLNL.
La estructura más prominente de la superficie de la mayor luna de Marte, Phobos, es el cráter Stickney, de 9 km de diámetro, un megacráter que abarca casi la mitad de la luna, de 22 km de diámetro. El cráter proporciona a Phobos un parecido físico con la Estrella de la Muerte, destructora de planetas de la saga «La Guerra de las Galaxias». Pero durante décadas la explicación de cómo se formó este cráter tan enorme ha eludido a los investigadores.
Por primera vez, físicos del Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL) han demostrado cómo el impacto de un asteroide o cometa podía haber creado el cráter Stickney sin destruir Fobos por completo. «Hemos demostrado que puedes crear este cráter sin destruir la luna si empleas la porosidad y resolución adecuadas en una simulación 3D», explica Megan Bruck Syal (LLNL). El estudio demostró que hay un rango de soluciones posibles según el tamaño y la velocidad del proyectil, aunque Syal se decanta por un objeto de 250 metros de diámetro viajando a 6 kilómetros por segundo.
Al tiempo que estas simulaciones demuestran cómo un impacto masivo podría haber creado el cráter Stickney, también parecen contradecir una teoría que trata de explicar los cientos de surcos paralelos que parecen radiar desde el cráter, sugiriendo que habían sido producidos por el impacto. Sin embargo, las simulaciones de este estudio muestran que los patrones de fracturas en la corteza de Fobos no se parecerían en nada a surcos paralelos, largos y derechos. Por otro lado, las simulaciones apoyan la posibilidad de que rocas desplazadas por el impacto cayeran rodando y formaran los surcos. Pero serán necesarios más estudios para comprobar esta teoría.
«Algo tan grande y rápido como lo que provocó el cráter Stickney podría tener un efecto devastador en la Tierra», comenta Syal. «Si NASA observa un asteroide potencialmente peligroso dirigiéndose hacia nosotros, será esencial asegurarnos de que podemos desviarlo. Sólo tendremos una oportunidad y las consecuencias no podrían ser peores. Realizamos este tipo de investigaciones para asegurarnos de que nuestras simulaciones serán las correctas cuando más las necesitemos».
Encuentran un gran valle en Mercurio
17/11/2016 de American Geophysical Union / Geophysical Research Letters
Un gran valle nuevo en Mercurio podría ser la primera prueba de un desplome de la capa exterior de silicatos del planeta en respuesta a la contracción global. Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington – NASA/JPL.
Un equipo de científicos ha descubierto un nuevo valle grande en Mercurio que puede ser la primera prueba del desplome de la capa exterior de silicatos del planeta en respuesta a la contracción global. Los investigadores descubrieron el valle utilizando un nuevo mapa topográfico de alta resolución del hemisferio sur de Mercurio, creado por las imágenes en estéreo de la nave espacial MESSENGER de NASA.
La explicación más factible del Gran Valle de Mercurio es el hundimiento de la litosfera del planeta (la corteza y el manto superior) en respuesta a una contracción global, según los autores del estudio. La litosfera de la Tierra está rota en muchas placas tectónicas, pero la litosfera de Mercurio consiste en una sola placa. El enfriamiento del interior de Mercurio provocó que la única placa del planeta se contrajera y doblara. Allí donde las fuerzas de contracción son mayores, las rocas de la corteza son impulsadas hacia arriba mientras que el fondo de un valle emergente se dobla hacia abajo.
El valle tiene unos 400 kilómetros de ancho y su fondo se encuentra a 3 km por debajo del terreno de los alrededores. El valle tiene más de 1000 km de extensión y alcanza hasta la cuenca Rembrandt, una de las cuencas de impacto mayores y más jóvenes de Mercurio.
El «código de barras» cósmico de una galaxia lejana confirma la constancia de la Naturaleza
17/11/2016 de Swinburne University of Technology / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Un equipo de astrónomos observó la luz emitida por cuásar hace 8500 millones de años, después de que atravesara galaxias lejanas. Crédito: James Josephides y Profesor Michael Murphy.
Un equipo de astrónomos ha medido con precisión la intensidad de una fuerza fundamental de la Naturaleza en una galaxia observada tal como era hace 8 mil millones de años. Los investigadores de la Universidad Swinburne de Tecnología y de la Universidad de Cambridge han confirmado que el electromagnetismo en una galaxia lejana tiene la misma fuerza que aquí en la Tierra.
Observaron un cuásar (un agujero negro supermasivo cuyos alrededores son tremendamente brillantes) situado detrás de la galaxia. En su viaje hacia la Tierra, parte de la luz del cuásar fue absorbida por la galaxia hace 8 mil millones de años, produciendo sombras en colores muy específicos. «El patrón de colores nos indica lo fuerte que electromagnetismo es en esta galaxia y como el cuásar es uno de los más brillantes que conocemos, hemos sido capaces de realizar la medida más precisa hasta la fecha», comenta el director del estudio, Srđan Kotuš. «Hemos descubierto que el electromagnetismo de esta galaxia es el mismo que aquí en la Tierra hasta solo una parte por millón, lo que sería la anchura de un pelo humano comparado con el tamaño de un estadio deportivo».
El electromagnetismo es una de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas de la Naturaleza. «El electromagnetismo determina casi todo en nuestra vida diaria, como la luz que recibimos del Sol, cómo vemos esa luz, cómo viaja el sonido por el aire, el tamaño de los átomos y cómo interaccionan», comenta el profesor Michael Murphy.
La mayoría de los intentos anteriores de medir el electromagnetismo se han limitado a instrumentos llamados espectrógrafos, las «reglas de medir luz» utilizadas para estudiar el patrón de sombras en el arco iris de colores de los cuásares. Los investigadores utilizaron espectrógrafos en los telescopios VLT y el telescopio de 3.6 m de ESO en Chile. «El espectrógrafo del VLT es un poco impreciso: es una regla de alta calidad para medir luz pero los números de esa regla están un poco desplazados. Así que para realizar la mejor de las medidas también empleamos el espectrógrafo del telescopio de 3.6 m para obtener números precisos», explica Kotuš.
«Para mí, el descubrir que el electromagnetismo es constante a lo largo de más de la mitad de la edad del Universo solo hace el misterio más profundo, ¿por qué es así? Todavía no lo sabemos», añade Murphy.
Un nuevo análisis proporciona más pruebas a favor de la existencia de un océano subterráneo en Plutón
17/11/2016 de University of California Santa Cruz / Nature
Esta imagen seccionada de Plutón muestra un corte en el área de Sputnik Planitia, con el océano subterráneo representado en azul oscuro y la corteza helada en azul claro. Ilustración de Pam Engebretson.
Un océano líquido que yace bajo la superficie congelada de Plutón es la mejor explicación de las estructuras reveladas por la nave espacial New Horizons de NASA, según un nuevo análisis. La idea de que Plutón tiene un océano subterráneo no es nueva, pero el estudio proporciona la investigación más detallada de su probable papel en la evolución de características clave como la de la gran llanura conocida como Sputnik Planitia.
Sputnik Planitia (antes Sputnik Planum), que forma un lado de la famosa estructura con forma de corazón que se vio en las primeras imágenes de New Horizons, se encuentra sospechosamente bien alineada con el eje de mareas de Plutón. La probabilidad de que esto ocurra es de sólo un 5 por ciento, así que la alineación sugiere que la masa extra en ese lugar interactuó con las fuerzas de marea que existen entre Plutón y su luna Caronte y que reorientaron Plutón, colocando Sputnik Planitia en posición directamente opuesta a la cara que mira hacia Caronte. Pero una cuenca profunda parece poco probable que proporcione la masa extra necesaria para causar ese tipo de reorientación.
«Se trata de un gran agujero elíptico en el suelo, así que el peso extra debe de esconderse en algún lugar bajo la superficie. Un océano es un modo natural de conseguir eso», explica Francis Nimmo (UC Santa Cruz).
Como las otras cuencas grandes del Sistema Solar, Sputnik Planitia fue con mucha probabilidad creada por el impacto de un meteorito gigante que habría levantado una gran parte de la corteza helada de Plutón. Con un océano subterráneo, la respuesta al choque habría sido el afloramiento de agua que habría empujado contra la corteza delgada y debilitada de hielo. En una situación de equilibrio, como el agua es más densa que el hielo, esto todavía dejaría un cráter bastante profundo con una delgada corteza de hielo sobre la masa de agua. «En ese momento, no existe masa extra en Sputnik Planitia», aclara Nimmo. «Lo que ocurre es que la capa de hielo se hace fría y fuerte y la cuenca se rellena con hielo de nitrógeno. Ese nitrógeno es el que representa el exceso de masa».
Sin embargo, los cálculos demuestran que no es suficiente si no existe también un océano subterráneo líquido, compuesto principalmente de agua con un anticongelante, que podría ser amoníaco. La lenta recongelación del océano ejercería tensiones sobe la capa de hielo, causando fracturas que coinciden con las observadas en las imágenes de New Horizons.
Un equipo internacional descubre un gran supercúmulo de galaxias escondido por la Vía Láctea
17/11/2016 de Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik
El supercúmulo de Vela y sus alrededores. La imagen muestra la distribución suavizada de desplazamientos al rojo de galaxias dentro y alrededor del supercúmulo de Vela (marcado por la elipse grande como VSC). El centro de la imagen, la llamada Zona a Evitar, está cubierta por la Vía Láctea, que oscurece las estructuras que hay detrás de ella. El color indica las distancias de todas las galaxias a menos de 500-100 millones de años-luz (amarillo es muy cerca del pico del supercúmulo de Vela, verde es cercano y naranja más lejano). La elipse marca aproximadamente la extensión del supercúmulo de Vela. Crédito: Thomas Jarrett (UCT).
Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto una concentración de galaxias anteriormente desconocida en la constelación Vela, que han llamado supercúmulo de Vela. La atracción gravitatoria de esta gran concentración de masa en nuestro vecindario cósmico puede tener un efecto importante sobre el movimiento de nuestro Grupo Local de galaxias que incluye a la Vía Láctea. Puede también ayudar a explicar la dirección y amplitud de la velocidad peculiar del Grupo Local respecto del fondo cósmico de microondas.
Los supercúmulos son las estructuras mayores y más masivas conocidas del Universo. Están formadas por cúmulos de galaxias y paredes que cubren hasta 20 millones de años-luz del cielo. El supercúmulo más famoso es el supercúmulo de Shapley, que se encuentra a unos 650 millones de años-luz de distancia y contiene dos docenas de cúmulos masivos que emiten en rayos X y en los que se han medido las velocidades de miles de galaxias. Se piensa que es el mayor de su clase en nuestro vecindario cósmico.
Ahora un equipo de astrónomos de Sudáfrica, Países Bajos, Alemania y Australia ha descubierto otro gran supercúmulo, ligeramente más lejano (a 800 millones de años-luz) que cubre un área incluso mayor que Shpaley. El supercúmulo de Vela había pasado inadvertido debido a su posición detrás del plano de la Vía Láctea, donde el polvo y las estrellas oscurecen las galaxias del fondo, creando una amplia banda vacía de fuentes extragalácticas. Los resultados del equipo sugieren que el supercúmulo de Vela podría ser tan masivo como Shapley, lo que indica que su influencia sobre los flujos locales globales es comparable a la de Shapley.
El descubrimiento se basó en observaciones espectroscópicas multiobjeto de miles de galaxias parcialmente oscurecidas. Las observaciones en 2012 con el renovado espectrógrafo del telescopio SALT (Southern African Large Telescope) confirmaron que ocho de los cúmulos nuevos residen dentro de la zona de Vela. Observaciones espectroscópicas subsecuentes con el telescopio AAT de Australia permitieron medir desplazamientos al rojo de miles de galaxias y revelaron así la vasta extensión de esta nueva estructura.
Lanzada la nueva tripulación de la Estación Espacial Internacional, que continuará con las investigaciones científicas
18/11/2016 de NASA
Los miembros de la tripulación de la Expedición 50, el astronauta Thomas Pesquet de la ESA, arriba, la astronauta de NASA Peggy Whitson, y el cosmonauta ruso Oleg Novitskiy de Roscosmos, se despiden antes de subir a la nave espacial Soyuz MS-03 para sser lanzados al espacio desde Baikonur (Kazajistán). Crédito: NASA/Bill Ingalls.
Tres miembros de la tripulación, representando a los Estados Unidos, Rusia y Francia, se encuentran de camino hacia la Estación Espacial Internacional tras su lanzamiento desde el cosmódromo de Baikonur en Kazajistán, ayer a las 21:20 CET.
La Soyuz que transporta a Peggy Whitson de NASA, Oleg Novitskiy de Roscosmos y Thomas Pesquet de ESA (Agencia Espacial Europea), está previsto que atraque en el módulo Rassvet de la estación espacial el sábado 19 de noviembre a las 23:01 CET. NASA TV retransmitirá la llegada desde las 22:15 CET, y las escotillas está previsto que se abran hacia las 01:35 CET del 20 de noviembre.
La llegada de Whitson, Novitskiy y Pesquet vuelve a poner en seis el número de miembros de la tripulación de la ISS. Los tres se unen en la Expedición 50 al comandante Shane Kimbrough de NASA y los cosmonautas Sergey Ryzhikov y Andrey Borisenko. Los miembros de la expedición 50 pasarán más de cuatro meses llevando a cabo más de 250 investigaciones científicas en campos como la biología, ciencias de la Tierra, investigación humana, ciencias físicas y desarrollo de tecnología.
Las próximas investigaciones incluyen el estudio del impacto de la iluminación sobre la salud y el bienestar de la tripulación y cómo afecta la microgravedad a la regeneración de tejidos en humanos y a las propiedades genéticas de las plantas que crecen en el espacio.
En febrero Wilson se convertirá en la primera mujer que haya comandado la ISS dos veces. En la ocasión anterior, en 2007, fue la primera mujer comandante de la estación. Whitson es titulada en bioquímica y antes de ser seleccionada como candidata a astronauta en 1996 había ocupado posiciones importantes en investigación médica y supervisión en la NASA.
Por otra parte, el astronauta francés Thomas Pesquet de la ESA llevará a cabo la misión Proxima. Durante la primera semana en la Estación empezará a trabajar con el experimento Aquamembrane, que promete simplificar los tests de contaminación de agua en la Tierra y el espacio. En total, llevará a cabo cerca de 50 experimentos europeos, así como actividades educativas para niños y jóvenes, participando en otras investigaciones conjuntas con el resto de la tripulación.
Una estrella lejana es el objeto más redondo observado en la naturaleza
18/11/2016 de Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) / Science Advances
La estrella Kepler 1145123 es el objeto natural más redondo jamás medido en el Universo. Las oscilaciones estelares implican que la diferencia en radio entre el ecuador y los polos es de solo 3 kilómetros. Esta estrella es significativamente más redonda que el Sol. Crédito: Laurent Gizon et al. y el Max Planck Institute for Solar System Research, Alemania. Ilustración de Mark A. Garlick.
Las estrellas no son esferas perfectas, varios mecanismos pueden cambiar su forma. Uno es la rotación: cuanto más rápido gira una estrella, más se achata debido a la fuerza centrífuga. Dado que las estrellas lejanas las vemos como puntos en el cielo, medir su forma es un difícil reto. Un equipo de investigadores dirigido por el profesor Dr. Laurent Gizon (Max Planck Institute for Solar System Research y Universidad de Göttingen) ha conseguido medir con éxito el achatamiento de una estrella que gira lentamente, llamada Kepler 11145123.
En su estudio determinan, por primera vez, el achatamiento estelar con una precisión sin precedente utilizando técnicas de astrosismología, el estudio de las oscilaciones de las estrellas. Kepler 11145123 exhibe oscilaciones puramente sinusoidales. La expansiones y contracciones periódicas de la estrella pueden ser detectadas en las fluctuaciones de brillo de la estrella.
La técnica, aplicada a esta estrella que se encuentra a 5000 años-luz (47 mil billones de kilómetros) de distancia de la Tierra, revela que la diferencia entre los radios ecuatorial y polar es de tan sólo 3 kilómetros, un número asombrosamente pequeño en comparación con el radio medio de la estrella, que es de 1.5 millones de kilómetros. La precisión de la medida es de 1 kilómetro. «Esto convierte a Kepler 11145123 en el objeto natural más redondo que haya sido medido, incluso más redondo que el Sol», explica Gizon.
Sorprendentemente, la estrella está menos achatada de lo implicado por su ritmo de rotación. Los autores proponen que la presencia de un campo magnético a latitudes altas podría hacer que la estrella pareciese más esférica en la oscilaciones estelares. Los campos magnéticos estelares, especialmente los débiles, son extremadamente difíciles de observar directamente en estrellas lejanas.
Los brillantes estallidos en radio permiten estudiar la materia escondida del Universo
18/11/2016 de Caltech / Science
La intensidad del FRB 150807 a diferentes frecuencias de radio o colores – el rojo corresponde a frecuencias menores y el azul a frecuencias más altas. El eje X es tiempo. La estructura fina en el estallido es debida a parpadeo (los rayos interfieren constructiva y destructivamente de manera diferente a distintas frecuencias). Este patrón proporciona información acerca de la turbulencia del plasma que hay en dirección al estallido. Crédito: V. Ravi/Caltech.
Los estallidos rápidos en radio (FRB de sus iniciales en inglés) son misteriosos destellos de ondas de radio que tienen su origen fuera de nuestra galaxia la Vía Láctea. Un equipo de científicos, liderado de forma conjunta por Vikram Ravi (Caltech) y Ryan Shannon (Curtin University) ha observado ahora el más luminoso hasta la fecha, llamado FRB 150807.
Aunque los astrónomos todavía no conocen qué tipo de fenómenos u objetos producen los FRB, el descubrimiento supone un paso más para comprender la difusa red de material poco brillante que existe entre las galaxias, llamada la red cósmica. «Dado que los FRB como el que hemos descubierto se producen a miles de millones de años-luz de distancia, nos ayudan a estudiar el Universo que hay entre ellos y nosotros», explica Ravi. «Casi la mitad de la materia visible se supone que se halla dispersa por el espacio intergaláctico. Aunque la materia no es normalmente visible para los telescopios, puede ser estudiada utilizando FRB».
Cuando los FRB viajan por el espacio, atraviesan el material intergaláctico y son distorsionados, de la misma forma en que la atmósfera terrestre produce el parpadeo aparente de una estrella al distorsionar su luz. Observando estos estallidos, los astrónomos pueden conocer detalles sobre las regiones del Universo que atraviesan en su viaje hacia la Tierra. FRB 150807 parece que ha sido poco distorsionado por el material de su propia galaxia, lo que demuestra que el medio intergaláctico en esta dirección no es más turbulento de lo que habían predicho los teóricos inicialmente. Este es el primer estudio directo de la turbulencia en el medio intergaláctico.
Los investigadores observaron FRB 150807 mientras monitorizaban un púlsar cercano (una estrella de neutrones que gira y emite un haz de ondas de radio y otra radiación electromagnética) en nuestra galaxia. «Gracias al sistema de detección en tiempo real desarrollado por la Universidad de Tecnología Swinburne, encontramos que aunque el FRB se halla un millón de veces más lejos que el púlsar, los campos magnéticos las direcciones hacia ellos parecen idénticos», comenta Shannon. Esto refuta algunas hipótesis acerca de que los FRB se producen en ambientes densos con intensos campos magnéticos. El resultado proporciona una medida del magnetismo en el espacio entre galaxias, un paso esencial para determinar cómo se producen los campos magnéticos cósmicos.
Científicos de IAC y de la ULL descubren una supertierra cercana
18/11/2016 de Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)
El estudiante de doctorado del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y de la Universidad de La Laguna (ULL) Alejandro Suárez Mascareño, y sus directores de tesis, los investigadores del IAC Rafael Rebolo y Jonay Isaí González Hernández, han descubierto un planeta del tipo supertierra, GJ 536 b, con alrededor de 5,4 masas terrestres, orbitando una estrella cercana muy brillante. El estudio ha sido aceptado por la revista especializada Astronomy & Astrophysics e involucra investigadores de varios países.
Este exoplaneta –planeta orbitando en torno a la estrella GJ 536- no se encuentra en la zona habitable de la misma, pero su corto período orbital de 8,7 días y el brillo de su estrella –una enana roja relativamente fría y cercana a nuestro Sol- lo convierten en un candidato atractivo para investigar la composición de su atmósfera. Durante esta investigación también han descubierto la presencia en la estrella de un ciclo de actividad magnética similar a la del Sol, pero con un período inferior a 3 años.
“Hasta ahora sólo se ha detectado a GJ 536 b, pero ya se está planeando continuar con la monitorización de la estrella para buscar otros posibles compañeros”, señala Alejandro Suárez Mascareño, primer autor del estudio. “Los planetas rocosos –explica- suelen aparecer en grupos, especialmente en estrellas de este tipo, y confiamos en poder encontrar otros planetas de baja masa (otras supertierras) a órbitas más lejanas, con períodos desde unos 100 días hasta algunos años. Y añade: “Estamos preparando un programa de búsqueda de tránsitos de este nuevo exoplaneta para poder determinar su radio y densidad media.”
El planeta ha sido detectado en un esfuerzo conjunto entre el IAC y el Observatorio de Ginebra, usando los espectrógrafos HARPS (Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión Norte) del Telescopio ESO de 3,6m, en el Observatorio de La Silla (Chile), y HARPS Norte, ubicado en el Telescopio Nacional Galileo (TNG), del Observatorio del Roque de los Muchachos, en Garafía (La Palma).
Meteoritos que revelan una sequía duradera en Marte
21/11/2016 de University of Stirling / Nature Communications
Grupo de meteoritos en el cráter Victoria de Marte. Crédito: NASA / JPL / Cornell.
La ausencia de agua líquida sobre la superficie de Marte hoy en día ha sido demostrada con pruebas nuevas en forma de meteoritos del Planeta Rojo examinados por un equipo internacional de científicos planetarios. En un estudio dirigido por la Universidad de Sitrling (UK), un equipo internacional de investigadores ha encontrado que la ausencia de óxido en los meteoritos indica que Marte es increíblemente seco y que lo ha sido durante millones de años. El descubrimiento es un dato vital para comprender el ambiente actual del planeta y demuestra lo difícil que sería que existiera vida en Marte hoy en día.
«Las pruebas muestran que hace más de 3 mil millones de años Marte fue húmedo y habitable. Sin embargo, esta última investigación reafirma lo seco que es el medioambiente hoy en día. Para que exista vida en las zonas que hemos investigado sería necesario encontrar reservas a gran profundidad bajo la superficie, lejos de la sequedad y la radiación presentes en la superficie», explica el Dr. Christian Schröder (Universidad de Stirling, UK).
Un estudio publicado el año pasado, que utilizaba datos del róver Curiosity y que investigaba el cráter Gale en Marte, sugería que el agua muy salada podría ser capaz de condensar en las capas superiores del suelo marciano por la noche. «Pero, tal como demuestran nuestros datos, esta humedad es mucho menor que la humedad presente incluso en los lugares más secos de la Tierra», comenta Schröder.
En esta ocasión, los investigadores han utilizado datos del róver Opportunity que les han permitido estudiar un grupo de meteoritos en Meridiani Planum, una llanura justo al sur del ecuador del planeta y a una latitud similar a la del cráter Gale. El Dr. Schröder y su equipo han calculado por primera vez un ritmo de erosión química en Marte, en este caso lo que tarda en formarse óxido a partir del hierro metálico presente en los meteoritos.
Nuevas vistas de Ceres a medida que Dawn se desplaza a mayor altitud
21/11/2016 de JPL
Esta imagen del limbo del planeta enano Ceres muestra una sección del hemisferio norte. Destaca en la imagen el cráter Occator, que alberga las intrigantes áreas brillantes de Ceres. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.
El área más brillante de Ceres destaca entre el terreno en sombras y con cráteres en una nueva imagen obtenida por la nave espacial Dawn de NASA al mirar hacia un lado del planeta enano. Dawn captó esta imagen el 16 de octubre, desde su quinta órbita científica, en la que el ángulo del Sol era diferente al de las órbitas anteriores. Dawn se hallaba a unos 1480 kilómetros sobre Ceres cuando se tomó esta imagen, una altura que la nave había alcanzado a principios de octubre.
El cráter Occator, con su brillante región central y áreas secundarias menos reflectantes, se ve bastante prominente cerca del limbo o borde de Ceres. Con unos 92 kilómetros de ancho y 4 kilómetros de profundidad, Occator muestra indicios de actividad geológia reciente. Las últimas investigaciones sugieren que el materia brillante de este cráter está compuesto de sales que quedaron después de que una salmuera líquida emergiera desde el interior, se congelara y después sublimara, es decir, que el hielo se convirtió en vapor directamente.
El impacto que formó el cráter hace millones de años desenterró material que cubrió el área fuera del cráter y puede haber provocado el afloramiento de líquido salado.
Los científicos de Dawn también han publicado una imagen de Ceres que se aproxima a cómo veríamos los colores del planeta a simple vista. Esta imagen, producida por el Centro Aeroespacial Alemán de Berlín, combina imágenes tomadas durante la primera órbita científica de Dawn en 2015 utilizando filtros rojo, verde y azul en la cámara. El color fue calculado en base al modo en que Ceres refleja las distintas longitudes de onda de la luz.
El 4 de noviembre Dawn empezó a trasladarse hacia su sexta órbita científica, que se encuentra a 7200 kilómetros de Ceres. Dawn necesitaba realizar varios cambios en su dirección al tiempo que se desplazaba en espiral entre la mayoría de sus órbitas anteriores en Ceres, pero los ingenieros han encontrado un modo de que la nave alcance su próxima órbita mientras el motor de iones empuja en la misma dirección en la que Dawn ya está marchando. Esto permite utilizar menos combustible de hidracina y xenon que las maniobras en espiral habituales de Dawn. Debería de alcanzar su próxima órbita a principios de diciembre.
El nuevo orbitador en Marte de la ESA se prepara para empezar sus investigaciones científicas
21/11/2016 de ESA
Ilustración de artista de la nave espacial ExoMars 2016 Trace Gas Orbiter (TGO) de la Agencia Espacial Europea (ESA) en órbita alrededor de Marte. Crédito: ESA/ATG medialab.
El orbitador Exomars se prepara para realizar sus primeras observaciones científicas de Marte a lo largo de dos órbitas del planeta empezando esta semana. El TGO (Trace Gas Orbiter) una empresa conjunta entre ESA y Roscosmos, llegó a Marte el pasado 19 de octubre. Se puso en órbita, tal como estaba planeado, siguiendo un camino muy elíptico que la lleva desde entre 230 y 310 km sobre la superficie hasta 98 000 km cada 4.2 días.
La misión científica principal tendrá comienzo solo cuando alcance una órbita casi circular a 400 km de altura sobre la superficie del planeta tras un año de aerofrenado, es decir, usando la atmósfera para frenar gradualmente y cambiar su órbita. Las operaciones científicas se espera que empiecen plenamente en mazo de 2018.
Pero esta semana proporciona a los equipos de investigadores la oportunidad de calibrar sus instrumentos y realizar las primeras observaciones de prueba ahora que la nave se halla de hecho en Marte. En realidad, el detector de neutrones ha estado funcionando durante gran parte del periplo del TGO hacia Marte y actualmente toma datos para seguir calibrando el flujo de fondo y comprobar que nada ha cambiado después de que el módulo Schiaparelli se separara de la nave espacial.
Medirá el flujo de neutrones procedente de la superficie marciana creado por el impacto de rayos cósmicos. El modo en que son emitidos y su velocidad cuando lleguen al TGO indicará a los científicos cuál es la composición de la superficie. En concreto, dado que incluso cantidades pequeñas de hidrógeno pueden alterar la velocidad de los neutrones, el sensor será capaz de buscar lugares donde puede existir agua o hielo, a una profundidad de entre 1 y 2 m de la superficie del planeta.
MAVEN observa altibajos en el agua que escapa de Marte
21/11/2016 de NASA
Esta imagen muestra hidrógeno atómico dispersando la luz en la alta atmósfera de Marte. Para crear esta imagen se utilizaron cerca de 400 000 observaciones, tomadas durante el curso de cuatro días, poco después de que la nave MAVEN se pusiera en órbita. El hidrógeno se produce por la rotura del agua, que fue abundante en el pasado sobre la superficie de Marte. Debido a que el hidrógeno tiene una masa atómica baja y la fuerza de gravedad lo atrae poco, llega hasta grandes distancias del planeta (el círculo oscurecido) y puede escapar fácilmente. Crédito: NASA/Goddard/University of Colorado.
Tras investigar la alta atmósfera del Planeta Rojo durante un año marciano entero, la misión MAVEN de NASA ha determinado que el agua que escapa al espacio no siempre lo hace tranquilamente. Medidas sofisticadas realizadas con un conjunto de instrumentos de la nave espacial MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) revelan los altibajos en la fuga de hidrógeno, y por tanto en las pérdidas de agua. El ritmo de escape alcanzó su máximo cuando Marte se encontraba en su punto más cercano al Sol, y cayó cuando el planeta se encontraba en la posición más alejada. El ritmo de fuga cambió dramáticamente en su conjunto, con pérdidas 10 veces mayores de hidrógeno durante el máximo.
«MAVEN nos proporciona detalles sin precedentes acerca del hidrógeno que escapa desde la alta atmósfera de Marte, y esto es crucial para ayudarnos a averiguar la cantidad total de agua perdida durante miles de millones de años», comenta Ali Rahmati (Universidad de California en Berkeley), que ha analizado datos de dos de los instrumentos de la nave espacial.
El hidrógeno de la alta atmósfera de Marte procede de vapor de agua de la baja atmósfera. Una molécula atmosférica de agua puede ser rota por la luz solar, liberando dos átomos de hidrógeno del átomo de oxígeno al que estaban ligados. Existen varios procesos en la alta atmósfera de Marte que pueden actuar entonces sobre el hidrógeno, produciendo su fuga.
Durante mucho tiempo, esta pérdida se había asumido que era más o menos constante, como una fuga lenta en un neumático. «Ahora sabemos que se producen grande cambios, pensamos que la fuga de hidrógeno de Marte es menos una fuga lenta y estable y más un flujo episódico, aumentando y disminuyendo con las estaciones, quizás salpicado de brotes intensos», afirma Michael Chaffin (Universidad de Colorado en Boulder). Investigando las pérdidas de hidrógeno de diferentes modos, el equipo de MAVEN será capaz de averiguar qué factores controlan la pérdida. Los científicos ya saben que la órbita elíptica de Marte causa cambios de un 40 por ciento en la intensidad de la luz solar que llega al Planeta Rojo a lo largo de un año marciano. Hay también un efecto estacional que controla cuánto vapor de agua está presente en la baja atmósfera, así como variaciones en la cantidad de agua que alcanza la alta atmósfera. El ciclo de 11 años de la actividad del Sol es otro factor probable.
Un gran número de galaxias enanas descubiertas en el Universo temprano
22/11/2016 de University of California, Riverside / The Astrophysical Journal
El masivo cúmulo de galaxias Abell 1689 crea un fuerte efecto gravitatorio sobre galaxias más antiguas que se hallan por detrás y que se observan como arcos de luz. Crédito: NASA, ESA, B. Siana, y A. Alavi.
Un equipo de investigadores, dirigido por astrónomos de la Universidad de California en Riverside, ha descubierto por vez primera una gran población de galaxias enanas lejanas que podrían revelar detalles importantes sobre un periodo productivo de formación de estrellas en el universo hace miles de millones de años.
Aunque son las galaxias más diminutas y pequeñas del Universo, las galaxias enanas se piensa que jugaron un papel importante durante la era de la reionización transformando el universo temprano oscuro, neutro y opaco en uno que es brillante, ionizado y transparente. A pesar de su importancia, las galaxias enanas lejanas son esquivas porque son extremadamente débiles y están fuera del alcance de los mejores telescopios. Esto significa que la imagen actual del universo temprano no es completa.
Sin embargo, existe un modo de superar esa limitación. Tal como predice la teoría de la relatividad general de Einstein, un objeto masivo como una galaxia situada en la línea visual hacia otro objeto más alejado puede actuar como una lente natural, intensificando la luz que procede de la fuente lejana. Este fenómeno, conocido como lente gravitatoria, hace que el objeto lejano parezca más brillante y grande. Por tanto, estos telescopios naturales nos permiten descubrir galaxias enanas lejanas no vistas.
Para comprobarlo, en 2014 un equipo de investigadores observó un cúmulo de galaxias que produce un efecto de lente gravitatoria y tuvieron una primera señal de la presencia de una gran población de galaxias enanas lejanas. Ahora, han utilizado la cámara WFC3 del telescopio espacial para tomar imágenes profundas de tres cúmulos de galaxias. Y han encontrado una gran población de galaxias enanas lejanas de cuando el universo tenía entre 2 mil millones y 6 mil millones de años de edad. Esta época cósmica es crítica puesto que se trata de la más productiva en formación de estrellas del Universo.
El estudio demuestra que este tipo de galaxias fue mucho más abundante en aquellos tiempos tempranos, siendo mucho más numerosas que las galaxias brillantes. Y a pesar de su poco brillo, estas galaxias enanas producen más de la mitad de la luz ultravioleta de esta era, ionizando el gas de hidrógeno neutro que predominaba en el universo hasta entonces (proceso conocido como reionización del Universo).
Descubierta una débil galaxia satélite récord de la Vía Láctea
22/11/2016 de Subaru Telescope
La posición de Virgo I en la constelación de Virgo (izquierda). El panel derecho muestra un mapa de densidad de las estrellas que forman Virgo I. El rango de colores del azul, blanco, amarillo al rojo indica densidad creciente. Crédito: Tohoku University/National Astronomical Observation of Japan.
Un equipo internacional dirigido por investigadores de la Universidad de Tohoku ha encontrado una galaxia enana extremadamente débil, satélite de la Vía Láctea. La satélite, llamada Virgo I, se halla en dirección a la constelación de Virgo. Posiblemente se trata de la galaxia satélite menos brillante descubierta hasta ahora, lo que sugiere que podría haber muchas enanas satélite todavía por descubrir en el halo de la Vía Láctea. Además proporciona datos importantes sobre la formación de las galaxias siguiendo un ensamblaje jerárquico de la materia oscura.
Actualmente han sido identificadas unas 50 galaxias satélite de la Vía Láctea. Unas 40 de ellas son débiles y difusas y pertenecen a la categoría de las llamadas «galaxias esferoidales enanas». Las más débiles encontradas hasta ahora son Segue I y Cetus II (aunque esta todavía no ha sido confirmada como una galaxia). Virgo I podría ser la más débil descubierta. Se encuentra a una distancia de 280 mil años-luz del Sol y en estudios anteriores nunca se había identificado una galaxia tan remota con un brillo tan débil.
Según Masashi Chiba (Universidad de Tohoku), director del proyecto, el hallazgo tiene implicaciones importantes. «Este descubrimiento implica que cientos de satélites enanas débiles están esperando a ser descubiertas en el halo de la Vía Láctea», afirma. «Cuántas satélites hay realmente y qué propiedades tienen nos proporcionará una pista importante para comprender cómo se formó la Vía Láctea y cómo pudo contribuir a ello la materia oscura».
La formación de galaxias como la Vía Láctea se piensa que procede por la reunión jerárquica de materia oscura, formando primero halos oscuros, seguida por la caída de gas y la formación de estrellas por la fuerza de la gravedad. Los modelos estándar de formación de galaxias en el contexto de la llamada materia oscura fría predice la presencia de cientos de halos pequeños en órbita en un halo oscuro del tamaño de la Vía Láctea y un número comparable de compañeras satélite luminosas. Sin embargo, solo han sido identificadas decenas de satélites, sin alcanzar el numero predicho teóricamente. Una posible explicación es que solo hemos visto hasta ahora una fracción de las satélites asociadas con la Vía Láctea debido a lo difícil que es observarlas.
Un círculo estelar de la vida
22/11/2016 de Chandra
Combinación de las imágenes en rayos X y radio de Cygnus X-3, una binaria de rayos X en la que un objeto compacto está robando material a una estrella masiva compañera. Junto a la binaria se encuentra «Pequeña Amiga», una densa nube de gas clasificada como glóbulo de Bok. Se trata del primero descubierto en rayos X y el más lejano conocido. Crédito: rayos X de NASA/CXC/SAO/M.McCollough et al; radio de ASIAA/SAO/SMA.
Un nuevo retrato del observatorio Chandra de rayos X y del SMA (Submillimeter Array, SMA) capta una instantánea del ciclo de vida estelar. Una nube que está dando a luz estrellas se ha observado que refleja rayos X de Cygnus X-3, una fuente de rayos producida por un sistema en el que una estrella masiva está siendo comida lentamente por su compañera, una estrella de neutrones o un agujero negro. Este descubrimiento proporciona un nuevo modo de estudio de cómo se forman las estrellas.
En 2003, los astrónomos utilizaron la alta resolución de visión en rayos X de Chandra para encontrar una misteriosa fuente de emisión de rayos X situada muy cerca de Cygnus X-3. La separación entre estas dos fuentes en el cielo es el equivalente al grosor de un penique a una distancia de 253 metros. En 2013 los astrónomos anunciaron que la nueva fuente es una nube de gas y polvo. En términos astronómicos, se trata de una nube bastante pequeña, de solo 0.7 años-luz de diámetro. Los astrónomos se dieron cuenta de que esta nube estaba actuando como un espejo, reflejando algunos de los rayos X generados por Cygnus X-3 hacia la Tierra.
«Llamamos a este objeto la ‘Pequeña Amiga’ porque se trata de una fuente débil de rayos X próxima a una fuente muy brillante que muestra variaciones en rayos X similares», comenta Michael McCollough (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, CfA). Las observaciones de Chandra de 2013 sugerían que Pequeña Amiga tiene una masa de entre 2 y 24 veces la masa del Sol. Esto sugería que se trataba de un «glóbulo de Bok», una pequeña nube densa donde estrellas bebé pueden nacer. Sin embargo, eran necesarias más pruebas.
Para determinar la naturaleza de Pequeña Amiga los astrónomos emplearon el SMA, un conjunto de ocho radiotelescopios instalados en la cima del Mauna Kea en Hawái. SMA encontró moléculas de monóxido de carbono, una pista importante de que Pequeña Amiga es realmente un glóbulo de Bok. Además los datos de SMA revelan la presencia de un chorro o flujo de material dentro de Pequeña Amiga, una indicación de que ha empezado a formarse una estrella en su interior. A una distancia de casi 20 000 años-luz de la Tierra, la Pequeña Amiga es el glóbulo de Bok más lejano que se ha visto.
Astronautas chinos regresan a la Tierra después de su misión más larga
22/11/2016 de Phys.org
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Europa y China mantienen lazos de cooperación en materia de vuelos espaciales tripulados. Los astronautas de la estación espacial china Tiangong-2 saludan a la ESA y al astronauta Thomas Pesquet, recién llegado a la Estación Espacial Internacional. Una tarta de queso creada por el chef francés Alain Ducasse para la misión de seis meses de Thomas Pesquet en la ISS fue enviado a los astronautas chinos.
La nave espacial Shenzhou-11 regresó a la Tierra el pasado viernes, trayendo de regreso a casa dos astronautas que han llevado a cabo la misión orbital más larga de China. La televisión estatal CCTV mostró la separación de la cápsula de retorno desde el laboratorio espacial Tiangong-2, a 393 kilómetros sobre la Tierra, y su descenso a través de la atmósfera, hasta su aterrizaje en las praderas de Mongolia interior.
Tras el aterrizaje, el personal de tierra se apresuró a plantar dos banderas rojas junto a la cápsula mientras los observadores aplaudían desde el control de misión en China. CCTV no mostró la salida de los hombres, pero afirmó que habían sido conducidos a un centro espacial en helicóptero, y la agencia de noticias oficial Xinhua aseguró que se encontraban en buen estado de salud.
Jing Haipeng y Chen Dong pasaron la misión de 33 días en órbita alrededor de la Tierra realizando experimentos que incluyen la cría de gusanos de seda, el cultivo de lechugas y pruebas de la actividad cerebral. El laboratorio Tiangong-2, lanzado en septiembre, también está conduciendo experimentos sobre el cultivo del arroz y de la arabidopsis thaliana.
En su última entrada en el diario espacial, publicado por la agencia de noticias oficial Xinhua, los astronautas afirmaron que se habían mantenido en forma en el espacio realizando volteretas y practicando tai-chi de gravedad cero. «Al final de un día ajetreado, teníamos algo de tiempo libre antes de irnos a la cama», escribieron. «Tomábamos selfies para tener un registro personal de este viaje inolvidable o simplemente íbamos a la ventana y contemplábamos silenciosamente el hermoso planeta azul llamado Tierra».
Pekín está invirtiendo miles de millones en su programa espacial para alcanzar a USA y Europa. Aunque de momento China solo ha replicado las actividades que USA y la Unión Soviética realizaron hace décadas. Su intención es la de colocar su propia estación espacial tripulada en 2022 y acabar llevando astronautas a la superficie de la Luna.
Un depósito de hielo de Marte alberga tanta agua como el Lago Superior de la Tierra
23/11/2016 de JPL / Geophysical Research Letters
Esta imagen exagerada verticalmente muestra depresiones festoneadas en la región de Utopia Planitia de Marte, una de las texturas particulares del área que impulsó a los investigadores a buscar hielo enterrado utilizando el radar de la nave Mars Reconnaissance Orbiter. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona.
Congelada bajo una región de llanuras fracturadas y agujereadas de Marte hay tanta agua como la que contiene el Lago Superior, el mayor de los Grandes Lagos (Norteamérica), según ha determinado un equipo de investigadores a partir de datos de la nave espacial Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) de NASA.
Los científicos han examinado la región de Utopia Planitia de Marte, a latitudes medias del hemisferio norte, con el instrumento SHARAD, un radar que permite observar bajo tierra. El análisis de los datos de más de 600 pasos por encima con el radar revelan un depósito con un área mayor que el estado de Nuevo Méjico (USA). El depósito tiene un grosor que varía entre los 80 y los 170 metros, con una composición que es entre el 50 y el 85 por ciento de hielo de agua, mezclado con polvo o partículas rocosas mayores.
A la latitud de este depósito (a mitad de camino entre el ecuador y el polo) el hielo de agua no puede durar en la superficie del Marte de hoy en día. Sublima en vapor de agua que asciende a la delgada atmósfera seca del planeta. El depósito de Utopía está protegido de la atmósfera por una cubierta de terreno cuyo grosor se estima que es de entre 1 y 10 metros. «Este depósito posiblemente se formó por la acumulación de nieve sobre una capa de hielo mezclada con polvo durante un periodo de la historia de Marte en la que el eje del planeta estaba más inclinado que hoy en día», explica Cassie Stuurman (Universidad de Texas, Austin).
Actualmente Marte, con una inclinación del eje de 25 grados, acumula grandes cantidades de hielo de agua en los polos. En ciclos que duran unos 120 mil años, la inclinación varía casi el doble, calentando los polos y llevando el hielo a las latitudes medias. Los modelos climáticos y los hallazgos anteriores de hielo enterrado a latitudes medias indican que el agua congelada se acumula lejos de los polos durante los periodos de más inclinación del eje.
La misión en Saturno se prepara para las órbitas que rozarán los anillos
23/11/2016 de JPL
Los anillos de Saturno fueron nombrados alfabéticamente en el orden en que fueron descubiertos. El estrecho anillo F marca la frontera exterior del sistema principal de anillos. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute .
Un emocionante viaje está a punto de dar comienzo para la nave Cassini de NASA. Los ingenieros han estado elevando la órbita de la nave espacial alrededor de Saturno este año para incrementar su inclinación respecto del ecuador y los anillos del planeta. Y el 30 de noviembre, después de un empujón gravitatorio propinado por la luna Titán, Cassini entrará en la primera fase del dramático episodio final de la misión.
Entre el 30 de noviembre y el 22 de abril, Cassini rodeará Saturno a gran altura por encima y por debajo de los polos, zambulléndose cada siete días – un total de 20 veces – a través de la región, aún sin explorar, del borde exterior de los anillos principales.
Durante muchos de estos pasos, los instrumentos de Cassini intentarán tomar muestras directamente de partículas de los anillos y de moléculas de los gases que se hallan cerca de los anillos. Durante las dos primeras órbitas la nave espacial pasará directamente a través de un anillo extremadamente débil producido por meteoros diminutos que chocaron contra las dos lunas pequeñas Jano y Epimeteo. El cruce con los anillos de marzo y abril enviará la nave espacial a través de las regiones exteriores polvorientas del anillo F.
Estas órbitas proporcionarán también oportunidades sin precedentes de observar la variedad de lunas que se encuentran en órbita en los bordes de los anillos o cerca, incluyendo las mejores vistas de las lunas Pandora, Atlas, Pan y Dafne. También podrán estudiarse de cerca las partes exteriores de los anillos principales de Saturno (los anillos A, B y F). La misión empezará a tomar imágenes de los anillos en diciembre, resolviendo detalles de menos de un kilómetro por pixel, proporcionando la exploración completa de mayor calidad de la complicada estructura de los anillos.
Cassini también seguirá con el estudio de unas estructuras de pequeña escala en el anillo A que revelan la presencia de lunas diminutas todavía no avistadas.
Buscando vida en Marte, en Chile
23/11/2016 de Arizona State University (ASU) / Nature Communications
El astrobiólogo Jack Farmer de ASU estudia un afloramiento coloreado por microorganismos que surge desde las fuentes termales de El Tatio en Chile. En este lugar se han identificado estructuras de sílice formadas con ayuda de microorganismos que parecen casi idénticas a las estructuras de silicio halladas por el róver Spirit de NASA en Marte. Crédito: Steve Ruff.
Dos geocientíficos de Arizona State University han realizado un descubrimiento entre los pozos termales de Chile que podría animar a los científicos a revisitar un lugar de Marte explorado hace varios años por el róver de NASA Spirit. El descubrimiento está relacionado con unas estructuras con forma de dedos que se originan en los depósitos de las fuentes hidrotermales por procesos que combinan la actividad biológica y no biológica.
Los pozos termales chilenos se encuentran en un lugar llamado El Tatio, al borde del desierto de Atacama, un lugar extremadamente seco y una de las mejores analogías de Marte en la Tierra.
Steve Ruff y Jack Farmer (ASU) informan de que El Tatio produce depósitos de sílice con estructuras influenciadas por organismos vivos que parecen casi idénticas a las encontradas hace ocho años por Spirit en el cráter Gusev de Marte. La pregunta que surge de forma natural es si lo que Spirit encontró en Marte puede haber sido también afectado por seres vivos.
«La exploración de Marte ha alcanzado la fase en la que tenemos que empezar a buscar ‘biofirmas’ «, comenta Ruff. Las biofirmas son rastros que aparecen de manera natural e indican la presencia de vida, ya sea hoy en día o en el pasado. En la Tierra los fósiles son un ejemplo cotidiano de biofirmas de la vida en el pasado. Pero las biofirmas pueden manifestarse de maneras más sutiles como las moléculas orgánicas atrapadas en rocas. Ninguna sonda o róver ha hallado todavía fósiles. Así que los científicos asumen que las biofirmas marcianas serían pequeñas (microscópicas) y difíciles de identificar, eso sin tener en cuenta que hay que encontrarlas antes en un planeta con tanta área superficial como toda la tierra firme de la Tierra.
Un estudio arroja datos nuevos acerca de las tendencias en el calentamiento global
23/11/2016 de JPL
Un nuevo estudio atribuye la ralentización temporal del aumento de la temperatura superficial global de la Tierra, observado entre 1998 y 2013, a que los océanos de la Tierra han absorbido el calor extra. Crédito: usuario de Flickr Brian Richardson, CC by 2.0.
Un nuevo estudio de la ralentización temporal en la tendencia al alza de la temperatura superficial media entre 1998 y 2013 concluye que el fenómeno representaba una redistribución de energía dentro del sistema de la Tierra, con el océano absorbiendo el calor extra. La temperatura superficial promedio global, medida por satélites y observaciones directas, está considerada como un indicador clave del cambio climático.
«Los científicos están ahora más seguros de que los océanos de la Tierra han seguido calentándose continuamente con el paso del tiempo. Pero el ritmo de calentamiento global en la superficie puede fluctuar debido a variaciones naturales del clima en periodos de una década o así», explica Verónica Nieves (JPL y Universidad de California, Los Ángeles).
«Para monitorizar mejor el contenido energético de la Tierra y sus consecuencias, el océano es el factor más importante que hay que considerar porque la cantidad de calor que puede almacenar es extremadamente grande cuando se compara con la capacidad del suelo o de la atmósfera», afirma Xiao-Hai Yan (Universidad de Delaware, Newark). Según el estudio que ha dirigido, «el calor contenido en el océano -desde la superficie al fondo marino – podría ser una medida más apropiada de cuánto se está calentando nuestro planeta».
Los científicos también piden un apoyo continuo de las tecnologías actuales y futuras para monitorizar los océanos, que les permitan reducir los errores en la medida de la temperatura superficial del mar y del calor contenido en el océano. Esto incluye mantener Argo, el sistema principal de monitorizado del calor contenido en el océano, y el desarrollo de Deep Argo para monitorizar la mitad inferior de los océanos; la utilización de programas de monitorizado de la temperatura subsuperficial del océano desde barcos; avances en tecnologías robóticas como vehículos submarinos autónomos que estudien las aguas que se encuentran junto a las costas (como islas o regiones costeras); y un mayor desarrollo de los métodos de exploración remotos en tiempo real o casi de las profundidades del océano.
Descubren en galaxias viejas estructuras con forma espiral donde se forman estrellas
24/11/2016 de Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) / Astronomy & Astrophysics
Imagen de la galaxia NGC 1167, sobre la que se han dibujado contornos que muestran las regiones de formación de estrellas con estructura espiral. Crédito: Gomes et al. (2016).
Utilizando datos de los proyectos SDSS y CALIFA, un equipo de astrónomos dirigido por Jean Michel Gomes y Polychronis Papaderos (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Portugal) ha descubierto estructuras débiles con forma de brazos espirales donde se forman estrellas en las periferias de galaxias de tipo temprano cercanas.
Usualmente, las regiones donde se forman estrellas son zonas azules, regiones HII que albergan estrellas azules masivas de vidas cortas, inmersas en el disco de las galaxias espirales. Por el contrario, las galaxias elípticas y lenticulares (históricamente denominadas galaxias tempranas) están compuestas por estrellas viejas con colores rojizos y se piensa que son esferoides «muertos»que ya no dan a luz estrellas nuevas.
Sin embargo, el estudio CALIFA ha descubierto en luz óptica estructuras espirales en las periferias de tres galaxias de tipo temprano cercanas, lo que apunta a que todavía están creciendo desde el interior hacia afuera. Se trata de un dato importante para conocer el origen y la evolución de las estructuras espirales en galaxias esferoidales viejas.
Jean Michel Gomes (IA) explica la novedad del descubrimiento: «Según nuestro conocimiento actual, las estructuras espirales de gran diseño están asociadas con galaxias de disco. Estas son, en general, regiones de formación más intensa de estrellas. Nos sorprendió descubrir, por primera vez en el óptico, estructuras espirales en galaxias de tipo temprano, que pensábamos que habían dejado de formar estrellas en los últimos miles de millones de años y no deberían de tener estructuras espirales en absoluto».
El descubrimiento de una nueva familia de estrellas en la Vía Láctea arroja luz sobre la formación de la Galaxia
24/11/2016 de Liverpool John Moores University (LJMU) / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS)
La imagen muestra una instantánea en el visible de los 20 grados interiores de la Vía Láctea observada desde la Tierra. Esta parte del cielo está extremadamente abarrotada debido a la alta densidad de las regiones centrales de la Galaxia, así como por la presencia de muchas estrellas situadas entre la Tierra y el centro galáctico. Crédito: Alex Mellinger.
Un astrofísico de LJMU ha descubierto una nueva familia de estrellas en el centro de la Vía Láctea que proporciona datos nuevos acerca de las fases iniciales de la formación de la Galaxia. El descubrimiento arroja nueva luz sobre el origen de los cúmulos globulares, que son concentraciones de típicamente un millón de estrellas, formados al comiezo de la historia de la Vía Láctea.
Observando estrellas en el infrarrojo hacia el centro galáctico Ricardo Schiavon y su equipo descubrieron una nueva población de estrellas, como las que sólo se habían visto dentro de los cúmulos globulares. La misteriosa familia nueva de estrellas posiblemente pudo haber pertenecido a cúmulos globulares que fueron destruidos durante la formación violenta del centro galáctico, en cuyo caso habría habido 10 veces más cúmulos globulares en la Vía Láctea al principio que los que hay ahora. Esto significa que una fracción importante de las estrellas viejas que habitan en las regiones interiores de la Galaxia podrían haberse formado inicialmente en cúmulos globulares que más tarde fueron destruidos.
«Es un descubrimiento muy interesante que nos ayuda a responder cuestiones tan fascinantes como cuál es la naturaleza de las estrellas en las regiones interiores de la Vía Láctea, cómo se formaron los cúmulos globulares y qué papel jugaron en la formación de la Vía Láctea primitiva, y por extensión, en la formación de otras galaxias», explica Schiavon. «El centro del a Vía Láctea no se conoce bien porque está bloqueado a la vista por polvo. Observando en el infrarrojo, que es menos absorbido por el polvo que la luz visible, el proyecto APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) puede ver el centro de la Galaxia mejor que otros».
«A partir de nuestras observaciones pudimos determinar las composiciones químicas de miles de estrellas, entre las cuales detectamos un número considerable de ellas que eran diferentes de la mayoría en las regiones interiores de la Galaxia, debido a su alta abundancia en nitrógeno. Aunque no estamos seguros, sospechamos que estas estrellas son producto de la destrucción de cúmulos globulares. También podrían ser el resultado de los primeros episodios de formación estelar que tuvieron lugar al principio de la historia de la Galaxia. Estamos realizando más observaciones para comprobar estas hipótesis», concluye.
Utilizan una supercomputadora para explorar las fuerzas que hay detrás de las pérdidas de materia en las estrellas masivas
24/11/2016 de UC Santa Barbara
Esta imagen del telescopio espacial Hubble muestra una pareja de enormes nubes de gas y polvo expulsadas por la estrella supermasiva Eta Carinae. Crédito: Nathan Smith (University of California, Berkeley) y NASA/ESA.
Es un proceso complicado a través del cual las estrellas masivas pierden su gas a medida que evolucionan. Y un conocimiento más completo podría hallarse sólo a unos pocos cálculos de distancia, si eso cálculos no tardaran varios milenios en ser realizados por computadoras normales. Pero los astrofísicos Matteo Cantiello y Yan-Fei Jiang (UC Santa Barbara) pueden haber encontrado una solución.
La pareja ha conseguido 120 millones de horas de CPU durante dos años en la supercomputadora Mira (la sexta computadora más rápida del mundo). «El acceso a Mira significa que podremos realizar cálculos que tardarían unos 150 mil años en nuestros portátiles», comenta Cantiello.
Cantiello y Jiang emplearán su tiempo de supercomputadora en correr simulaciones 3D de interiores estelares, en particular de las envolturas exteriores de estrellas masivas. Estos cálculos son herramientas importantes para informar y mejorar las aproximaciones de 1 dimensión utilizadas en los modelos de evolución estelar. Los investigadores esperan desvelar la complicada física que tiene lugar en la interacción entre gas, radiación y los campos magnéticos en tales estrellas, cuerpos estelares que más tarde durante su vida pueden explotar y formar agujeros negros y estrellas de neutrones.
La investigación tiene por objetivo la resolución de un problema importante: comprender la estructura de las estrellas masivas y la naturaleza del proceso que les hace perder masa cuando evolucionan. Esto incluye tanto vientos relativamente estables como dramáticos episodios de pérdida de materia en erupciones. La pérdida de masa tiene un efecto decisivo sobre el destino final de estos objetos. El tipo de explosión de supernova que sufren estas estrellas, así como la clase de restos que dejan al explotar (estrellas de neutrones, agujeros negros o incluso ningún resto en absoluto) está íntimamente relacionado con su pérdida de masa.
¿Podrían tener las enanas ultrafrías una actividad como la del Sol?
24/11/2016 de AAS NOVA / The Astrophysical Journal Letters
![A montage of ten years' worth (1991–2001) of X-ray images of the Sun demonstrates the variation in solar activity during a sunspot cycle. Could cool dwarf stars exhibit similar activity? [ISAS/NASA/David Chenette, Joseph B. Gurman, Loren W. Acton]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/11/The_Solar_Cycle_XRay_hi-702x336.jpg)
Un montaje de diez años de imágenes en rayos X del Sol que muestran el cambio en la actividad solar durante un ciclo de manchas solares. ¿Podrían exhibir las estrellas enanas frías una actividad parecida?. Crédito: ISAS/NASA/David Chenette, Joseph B. Gurman, Loren W. Acton.
Las estrellas como el Sol exhiben ciclos magnéticos; nuestro Sol, por ejemplo, muestra un periodo de 11 años en su actividad, que se manifiesta como cambios cíclicos en los niveles de radiación, el número de manchas solares y de fulguraciones y la expulsión de material solar. En el transcurso de dos ciclos de actividad el campo magnético del Sol invierte su polaridad y regresa a su estado original. ¿Pero cuál es el comportamiento magnético de objetos del extremo frío de la secuencia principal, muestran también ciclos de actividad similares?
Las estrellas enanas se han hecho populares recientemente por su potencial para albergar exoplanetas habitables en sus sistemas planetarios. Como poseen niveles de flujo de radiación menores que el del Sol, sus zonas habitables se encuentran mucho más cerca de ellas. Su comportamiento magnético es importante, porque si las estrellas enanas ultrafrías poseen ciclos de actividad como el del Sol, podrían afectar a los planetas con órbitas próximas a la estrella, en la zona habitable.
Aunque sus estructuras internas son muy diferentes a la del Sol y las teorías predicen que no son capaces de crear campos magnéticos intensos, observaciones recientes en radio de estrellas enanas han puesto en cuestión estos modelos. Durante las observaciones en 2010- 2011 de la estrella enana marrón J1047+21 fueron detectadas fulguraciones en radio con emisión principalmente polarizada en una sola dirección. Sin embargo, las fulguraciones de la enana a finales de 2013 mostraron todas polarización en la dirección opuesta. ¿Podría estor ser una indicación de que J1047+21 posee un campo magnético dipolar estable y global que invirtió la polaridad en algún momento entre los dos conjuntos de observaciones? Si es así, ello podría significar que la estrella tiene un ciclo magnético parecido al del Sol.
Inspirado por esta posibilidad, Matthew Route (ITaP Research Computing, Purdue University) investigó el comportamiento magnético a largo plazo de todas las enanas ultrafrías que emiten fulguraciones en radio conocidas,una lista de 14 estrellas. Utilizando medidas de emisión en radio polarizada, descubrió que muchas de ellas muestran inversiones de la polaridad similares, lo que él interpreta como prueba de que estas enanas están sufriendo inversiones del campo magnético en escalas de tiempo de aproximadamente una década de forma análoga a las inversiones que se producen en el Sol. Si esto resulta ser cierto, habría que revisar nuestros modelos de generación de campos magnéticos en el interior de las estrellas.
Nuevas llegadas a la base más remota de la Tierra. ¿Serás tú la próxima?
25/11/2016 de ESA
La base europea Concordia en la Antártida. Durante el invierno, unos 14 investigadores permanecen en la estación realizando experimentos científicos. Crédito: ESA/IPEV/PNRA–E. Kaimakamis.
La próxima doctora que pasará un año en la base científica Concordia de la Antártida ha llegado esta semana en avión. Carole Dangoisse, de Bélgica, vivirá y trabajará en la estación realizando investigaciones espaciales sobre y junto con el resto de la tripulación franco italiana mientras pasan el invierno en aislamiento.
Con temperaturas de hasta -80ºC, sin luz solar durante cuatro meses e inaccesible durante el invierno, Concordia es una de las bases humanas más remotas y aisladas. Su localización única y las condiciones extremas ofrecen a la ESA la oportunidad de investigar cómo se adaptan los humanos a la vida lejos de casa, como si se encontraran en una base de otro planeta.
Carole trabajará en experimentos relacionados con la salud de los huesos, cómo se adapta el sistema inmunitario a las condiciones extremas y cómo valorar el estado de ánimo con dinámica de grupos, entre otras cosas.
Saber cómo se siente alguien es importante para los controladores de la misión. Sin embargo, pregúntale a alguien cómo está y nunca te dará una respuesta objetiva. El experimento Capa estudiará el estado de ánimo analizando patrones del lenguaje como la voz, la entonación, la utilización de la gramática y la velocidad del habla. Los miembros de la tripulación grabarán regularmente un diario en vídeo de sus vidas en Concordia, además de narrar un párrafo de un cuento de hadas. Observando los cambios en el modo en que hablan a la cámara y comparando con los resultados de cuestionarios estándar, los investigadores esperan desarrollar software que pueda analizar el habla automáticamente.
Si tienes un grado en medicina y tu nacionalidad es de uno de los países miembro de la ESA, entonces tú puedes ser la próxima doctora o doctor en Concordia, apuntándote en este enlace.
La IAU aprueba formalmente los nombres de 227 estrellas
25/11/2016 de International Astronomical Union (IAU)
La constelación de la Osa Mayor, perteneciente a un colorido conjunto de cartas de constelaciones publicadas por Samuel Leigh en Inglaterra en 1824. Con el paso de los años, la estrellas del final de la cola ha sido conocida popularmente con dos nombres Alkaid y Benetnasch. Crédito: IAU.
La creación de un grupo de trabajo de la Unión Astronómica Internacional (IAU) sobre nombres de estrellas fue aprobada en mayo de 2016 para formalizar los nombres de estrellas que han sido utilizados de manera coloquial durante siglos. Ahora, el grupo de trabajo ha establecido un catálogo nuevo con el primer conjunto de 227 nombres aprobados que ha sido publicado en la página web de la IAU.
El grupo de trabajo tiene como misión estudiar la historia y cultura astronómicas de todo el mundo, con el objetivo de catalogar nombres tradicionales de estrellas, aprobando nombres únicos con pronunciaciones estandarizadas. En el futuro se espera que el grupo se centre en definir reglas, criterios y procesos para nuevos nombres de estrellas y objetos subestelares que puedan ser propuestos por los miembros de la comunidad astronómica internacional, incluyendo astrónomos profesionales y miembros del público general.
Durante muchos años, la práctica estándar de los astrónomos ha sido nombrar las estrellas que estudian utilizando una designación alfanumérica. Estas designaciones son prácticas ya que los catálogos de estrellas contienen típicamente miles, millones o incluso miles de millones de objetos. Las designaciones alfanuméricas continuarán siendo utilizadas, pero además ahora se pretende decidir qué nombres tradicionales de estrellas de culturas de todo el mundo van a ser los oficiales para evitar confusiones. Algunos de los nombres más comunes de las estrellas más famosas y brillantes del cielo no tienen una ortografía oficial, algunas tienen varios nombres y nombres idénticos en ocasiones han sido utilizados para estrellas completamente diferentes.
Históricamente, la IAU solo ha aprobado los nombres de 14 estrellas en relación con los nombramientos de exoplanetas. «Ya que la IAU ha empezado a adoptar nombres para exoplanetas y sus estrellas, se ha visto como algo necesario el catalogar los nombres para estrellas que han sido comúnmente usados en el pasado y para clarificar cuáles serán los oficiales a partir de ahora», explica Eric Mamajek, responsable del grupo de trabajo.
