Julio 2016
El espectro de energías de las partículas ayudará a distinguir agujeros negros de objetos compactos masivos
1/7/2016 de Moscow Institute of Physics and Technology (MIPT) / Physical Review D
Ilustración de artista del comportamiento diferente que tienen partículas como el bosón de Higgs cuando se encuentran cerca de un agujero negro o de un objeto compacto. Fuente: Moscow Institute of Physics and Technology.
Un equipo de científicos ha diseñado un método para distinguir agujeros negros de objetos masivos compactos que son externamente indistinguibles unos de otros. El método se basa en estudiar el espectro de energías de partículas que se mueven alrededor de él, que en unos casos es continuo y en otro discreto.
Los agujeros negros de masa estelar son resultado del colapso gravitatorio de una estrella cuando agota todo su combustible termonuclear y la presión del gas no puede ya contrarrestar la gravedad. Si la estrella es suficientemente masiva colapsa a un tamaño menor que un valor concreto (llamado radio de Schwarzild) y se convierte en un agujero negro. Sin embargo, el tiempo en el horizonte de sucesos se frena tanto que para un observador externo el proceso de colapso casi se detiene (si una nave cae al agujero negro, por ejemplo, a un observador externo le parecería que está continuamente cayendo) y por tanto, todos los agujeros negros que vemos están colapsando eternamente.
Los astrofísicos sospechan que pueden existir otros objetos compactos masivos que casi alcanzan el estatus de agujero negro, pero su tamaño es poco mayor que el radio de Schwarzild. Sin embargo, desde el exterior son indistinguibles de los agujeros negros. Emil Akhmedov, Fedor Popov, y Daniil Kalinov han desarrollado un método para diferenciarlos o, más exactamente, distinguir entre objetos masivos compactos y objetos en colapso.
«Examinamos el campo cuántico escalar alrededor de un agujero negro y de un objeto compacto y descubrimos que alrededor del objeto en colapso (el agujero negro) no hay estados ligados, pero alrededor del objeto compacto sí que los hay», explica Fedor Popov. Estudiaron el comportamiento de partículas escalares (como el bosón de Higgs, por ejemplo) en las proximidades de los agujeros negros y de objetos compactos. Observaron que cuando se trata de un objeto compacto el espectro es discreto, es decir, no hay partículas con ciertos valores de energía y aparecen zonas «vacías» en el espectro. En el caso de un agujero negro, el espectro de energías es continuo, no hay zonas vacías.
Cómo la edad planetaria revela el contenido en agua
1/7/2016 de National Centre of Competence in Research PlanetS / Astronomy & Astrophysics
Con telescopios espaciales los astrónomos pueden medir el radio de exoplanetas que pasan por delante de su estrella en los llamados tránsitos. Conociendo la masa también, calcular la densidad es fácil. Pero eso no significa que se sepa exactamente de qué están compuestos los objetos. Yann Alibert, de la Universidad de Berna (Suiza) explica: «Una densidad media puede indicar que haya agua en el planeta, pero podría tratarse también de una combinación de silicatos y hierro de alta densidad y gas de baja densidad».
Además de la masa y del tamaño, los investigadores necesitan un dato adicional para averiguar si los exoplanetas son ricos o pobres en agua. Alibert lo descubrió por casualidad, cuando intentaba conocer los beneficios de saber la edad de las estrellas que albergan planetas que producen tránsitos. «Es parecido a mirar un grupo de gente», comenta Yann Alibert. «Ves lo altos que son y lo que pesan, e intentas pensar qué podrías averiguar si conocieras su edad, como por ejemplo, que en general los jóvenes tienen más músculo».
Yann Alibert calculó cómo planetas de composiciones diferentes evolucionan durante miles de millones de años. «Demostramos que aunque dos planetas puedan tener el mismo radio y la misma masa en un momento dado, en general no tienen el mismo radio en otra época».
El astrofísico muestra que la evolución con el tiempo del radio del planeta depende del contenido en hielo de agua presente en su composición. Cambiar la cantidad de hielo en un planeta altera también su capacidad calorífica media y su energía gravitatoria. Esta diferencia de energía significa que los ritmos de enfriamiento y contracción de los planetas ricos y pobres en hielo son diferentes, razón por la cual se produce el cambio en el radio. La diferencia es pequeña pero suficientemente grande para ser medida estadísticamente comparando dos muestras de planetas de masa similar pero edades diferentes.
Los estudios de las dunas de arena de Marte producen sorpresas
1/7/2016 de JPL / Science
Dos tamaños de ondas resultan evidentes en esta imagen del 13 de diciembre de 2015, vistas sobre una duna de arena marciana, desde el rover Curiosity. Las dunas de arena y las ondas de tamaño más pequeño también existen en la Tierra. Crédito: NASA/JPL-Caltech/MSSS.
Algunas de las ondas de arena esculpidas por el viento en Marte son de un tipo no observado en la Tierra, y su relación con la atmósfera marciana delgada de hoy en día proporciona datos nuevos acerca de la historia de la atmósfera, reforzando la idea de que Marte perdió la mayor parte de su atmósfera muy pronto después de formarse.
Ambos planetas poseen dunas verdaderas (típicamente mayores que un campo de fútbol) con laderas dirigidas en favor del viento modeladas por avalanchas de arena, lo que hace que sean más verticales que las caras a contraviento. La Tierra también posee ondas más pequeñas, que aparecen en filas normalmente separadas menos de 30 cm, formadas por granos de arena transportados por el viento que chocan con otros granos de arena del suelo. Algunas de estas «ondas de impacto» corrugan las superficies de las dunas de arena y de las playas.
Las imágenes de las dunas marcianas tomadas desde órbita han mostrado, durante años, ondas separadas unos 3 metros entre sí sobre las superficies de las dunas. Hasta que Curiosity estudió las dunas Bagnold, la interpretación era que las ondas de impacto de Marte podrían ser varias veces mayores que las de la Tierra. Estructuras de la escala de las ondas de impacto terrestres no serían visibles con la resolución de las imágenes tomadas desde órbita y no se esperaría que existieran si las ondas separadas por metros fueran ondas de impacto.
«Cuando Curiosity se acercaba a las dunas Bagnold, empezamos a ver que las crestas de las ondas separadas por metros son sinuosas», comenta Mathieu Lapotre, de Caltech. «Esto no es lo que ocurre con las ondas de impacto, sino que es lo mismo que se observa en ondas de arena que se forman bajo agua en movimiento en la Tierra. Y vimos que sobre las superficies de estas ondas mayores había ondas del mismo tamaño y forma que las ondas de impacto de la Tierra».
Además de las crestas sinuosas, otra similitud entre las ondas de tamaño mediano de Marte y las subacuáticas de la Tierra es que, en ambos casos, una cara de la onda es más vertical que la otra, produciéndose flujos de arena. Los investigadores concluyen que las ondas separadas por metros son construidas por el viento marciano que arrastra partículas de arena del mismo modo en que el agua que fluye arrastra partículas de arena en la Tierra, un mecanismo diferente de los que forman dunas y ondas de impacto.
La nave espacial Juno entra en el campo magnético de Júpiter
1/7/2016 de JPL
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La nave espacial Juno de NASA, cuyo destino es Júpiter, ha penetrado en la magnetosfera del planeta, donde el movimiento de las partículas por el espacio está controlado por lo que ocurre en el interior de Júpiter.
«Acabamos de cruzar la frontera del territorio local de Júpiter», comenta el investigador principal de Juno, Scott Bolton. «Nos estamos acercando rápidamente al propio planeta y ya estamos tomando datos valiosos». Juno está de camino a Júpiter, donde se pondrá en órbita el 4 de julio. Los instrumentos científicos de a bordo han detectado cambios en las partículas y campos alrededor de la nave espacial cuando pasó de un ambiente dominado por el viento solar interplanetario al interior de la magnetosfera de Júpiter. Los datos, presentados en forma de animación en color, indican el paso de la nave espacial por el frente de choque justo en el límite exterior de la magnetosfera el 24 de junio y el tránsito a la región de menor densidad de la magnetosfera joviana el 25 de junio.
«El frente de choque es parecido a un bum sónico», comenta William Kurth, de la Universidad de Iowa. «El viento solar azota todos los planetas a la velocidad de unos 1600 millones de kilómetros por hora, y cuando choca contra un obstáculo aparece turbulencia». El obstáculo en este caso es la magnetosfera de Júpiter, que constituye la mayor estructura del Sistema Solar.
Aunque la transición del viento solar a la magnetosfera había sido predicho que ocurriría en algún momento, la estructura de la frontera entre esas dos regiones resultó ser inesperadamente compleja, con distintos instrumentos mostrando lecturas inusuales tanto antes como después del cruce nominal.
Las lentes gravitatorias permiten averiguar por qué algunos cuásares tienen la radio apagada
4/7/2016 de Royal Astronomical Society
Izquierda: reconstrucción del cuásar radio-silencioso HS0810+2554 después de eliminar los efectos de la lente. Derecha: datos del Karl G. Jansky Very Large Array mostrando el aspecto de la fuente después de pasar por la galaxia lente. Las imágenes no están a escala, la imagen de la lente parece muchas veces mayor en el cielo que el tamaño que tiene la fuente real. Crédito: N Jackson/NRAO.
Minichorros de material expulsado de un agujero negro supermasivo central parecen ser los culpables de las emisiones débiles en ondas de radio de los cuásares «radio-silenciosos». Un estudio de imágenes aumentadas por lentes gravitatorias de cuatro cuásares silenciosos en radio ha revelado la estructura de estas galaxias lejanas con detalle sin precedentes. Esto ha permitido a los astrónomos rastrear las emisiones de radio a una región muy pequeña del centro de los cuásares, ayudando a resolver el misterio de su origen.
«En los cuásares radio-intensos, la potente emisión en radio procede claramente de grandes chorros de material expulsados de la región que hay alrededor de un agujero negro central. Por contrario, la emisión radio de los radio-silenciosos es extremadamente débil y difícil de ver, así que ha sido complicado identificar su origen», explica el Dr. Neal Jackson. «Para estudiar la mayoría de los cuásares radio-silenciosos tendremos que esperar hasta que los telescopios extremadamente grandes del futuro, como el Square Kilometre Array, estén funcionando. Sin embargo, si descubrimos cuásares radio-silenciosos que están magnificados por la presencia de lentes delante de ellos, podemos utilizar el incremento en su brillo para estudiarlos con los radiotelescopios de hoy en día».
El fenómeno de lente gravitatoria consiste en que la luz procedente de objetos lejanos es desviada por el campo gravitatorio de objetos masivos situados en primer plano, similar a como un rayo de luz viaja atravesando una lente de cristal. La distribución de masas en una galaxia actúa más bien como una lente que tiene la forma del fondo de una copa de vino y produce imágenes múltiples de objetos que están detrás, con las imágenes estiradas formando arcos y anillos.
Jackson y sus colaboradores utilizaron el conjunto de radiotelescopios Karl G. Jansky Very Large Array para estudiar cuatro ejemplos de sistemas de lentes en los que el cuásar del fondo aparece como un anillo de cuatro imágenes distorsionadas. Dos de los sistemas también fueron observados con la red de telescopios e-MERLIN. Después de corregir por los efectos distorsionadores de la lente, los astrónomos consiguieron medir con precisión el tamaño de las regiones que emiten en radio en la muestra de cuásares.
ALMA descubre gotas de rocío rodeando una polvorienta tela de araña
4/7/2016 de Royal Astronomical Society
La galaxia de la Tela de Araña observada por el telescopio espacial Hubble (óptico) en rojo, el Very Large Array (radio) en verde, y ALMA (ondas submilimétricas) en azul. El color rojo muestra los lugares donde se hallan las estrellas en este sistema de galaxias. Las posiciones del polvo y el agua se ven en azul y los chorros de radio en verde. El agua se observa donde los chorros se tuercen hacia abajo. Crédito: NASA/ESA/HST/STScI/NRAO/ESO/.
Un equipo de astrónomos ha observado gotas de agua condensada brillando en la lejana galaxia de La Tela de Araña, pero no donde esperaban encontrarlas. La detección con ALMA muestra que el agua se halla fuera de la galaxia y lejos de ella, y no puede, por tanto, ser asociada con las regiones centrales, polvorientas, donde se forman las estrellas, como se pensaba.
«Las observaciones de luz emitida por agua y por polvo van a menudo de la mano. Normalmente las interpretamos como procedentes de regiones de formación estelar, siendo iluminadas por estrellas jóvenes que calientan las partículas de polvo y las moléculas de agua hasta que empiezan a brillar. Ahora, gracias al poder de ALMA, podemos por primera vez separar las emisiones de las poblaciones de polvo y de agua, y señalar sus orígenes exactos en la galaxia. Los resultados son bastante inesperados en el sentido de que hemos encontrado que el agua no está situada cerca de los viveros estelares polvorientos en modo alguno», explica la Dra. Bitten Gullberg.
La galaxia de La Tela de Araña es una de las galaxias más masivas que se conocen. Se halla a 10 mil millones de años luz y está constituida por docenas de galaxias que está formando estrellas y se hallan en proceso de fusión de unas con otras. Las observaciones de ALMA muestran que la luz del polvo se origina el la propia galaxia de La Tela de Araña. Sin embargo, la luz procedente del agua se concentra en dos regiones lejos del núcleo de la galaxia, hacia el este y el oeste.
Gullberg y sus colaboradores piensan que la explicación la tienen unos potentes chorros de ondas de radio que son expulsados del agujero negro supermasivo del centro de la galaxia. Los chorros de radio comprimen nubes de gas a su paso y calientan las moléculas de agua contenidas en estas nubes hasta que emiten radiación.
Un telescopio de 6000 años de antigüedad, sin lente
4/7/2016 de Royal Astronomical Society
Un equipo de astrónomos está explorando lo que podría describirse como la primera herramienta de observación astronómica, utilizada posiblemente por humanos prehistóricos hace 6000 años. Sugieren que los pasillos estrechos y largos de entrada a tumbas de piedra (o megalíticas) antiguas puede haber mejorado lo que las culturas humanas tempranas podían ver en el cielo nocturno, un efecto que podría haber sido interpretado como los ancestros dando poderes especiales a los iniciados.
Por tanto, estas estructuras podrían haber sido las primeras herramientas que ayudaron en la observación de los cielos, milenios antes de que se inventaran los telescopios. Kieran Simcox, director del proyecto, comenta: «Es una sorpresa que nadie haya investigado a fondo cómo, por ejemplo, impacta el color del firmamento sobre lo que se puede ver a simple vista».
El proyecto demuestra cómo el ojo humano, sin ayuda de ningún instrumento telescópico, puede ver estrellas dependiendo del brillo del cielo y de su color. Los investigadores piensan aplicar estas ideas al caso de pasadizos en tumbas, como el Antas de Siete Rocas de Portugal, que tiene 6000 años de antigüedad. El Dr Fabio Silvia explica que «la orientación de las tumbas puede estar alineada con Aldebarán, la estrella más brillante de la constelación de Tauro. Para poder determinar con precisión la primera aparición de esta estrella es vital ser capaz de detectar estrellas durante la puesta de sol».
El primer avistamiento durante el año de una estrella después de una larga ausencia en el cielo nocturno podría haber sido utilizado como marcador de estaciones, indicando por ejemplo el comienzo de una migración a los pastos de verano.
Publican un sondeo espectacular del Universo lejano
4/7/2016 de Royal Astronomical Society
Imagen de una pequeña sección (0.4 %) del campo UDS. La mayoría de los objetos son galaxias muy lejanas, observadas tal como eran hace 9 mil millones de años. En la imagen completa han sido detectadas 250 000 galaxias sobre un área del cielo de cuatro veces el tamaño de la Luna llena. Crédito: Omar Almaini, University of Nottingham.
Un equipo de astrónomos ha publicado imágenes nuevas espectaculares del Universo lejano en el infrarrojo, que constituyen la vista más profunda de un área grande del cielo. La publicación final de los datos del Sondeo Ultraprofundo (UDS, de sus iniciales en inglés) es un mapa con un área cuatro veces el tamaño de la luna llena, hasta una profundidad sin precedentes. Han sido detectadas más de 250 000 galaxias, incluyendo varios cientos que son observadas tal como eran menos de mil millones de años después del Big Bang. Los astrónomos de todo el mundo utilizarán estas imágenes para estudiar las fases tempranas de formación y evolución de las galaxias.
La publicación de las imágenes finales del UDS representa la culminación de un proyecto que empezó a tomar datos en 2005. Los científicos usaron el telescopio United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) de Hawái para observar la misma región del cielo repetidamente, acumulando más de 1000 horas de tiempo de exposición. La observación en el infrarrojo es vital para el estudio de objetos muy lejanos, ya que la luz ordinaria de las estrellas está desplazada hacia longitudes de onda más largas debido a la expansión cosmológica del Universo. Como la velocidad de la luz es finita, las galaxias más lejanas son observadas tal como eran hace mucho tiempo.
«Con el UDS podemos estudiar galaxias lejanas en grandes cantidades y observar cómo evolucionaron en diferentes etapas de la historia del Universo. Vemos la mayoría de las galaxias de nuestra imagen tal como eran miles de millones de años antes de que la Tierra se formara», comenta el profesor Omar Almaini, director del equipo de investigación.
Publicaciones anteriores de datos del UDS han producido ya un gran número de avances científicos, incluyendo estudios de las galaxias más tempranas en los primeros mil millones de años después del Big Bang, medidas del ensamblaje de galaxias a través del tiempo cósmico y estudios de la distribución a gran escala de las galaxias para estudiar la misteriosa materia oscura que permea el cosmos. La profundidad adicional de estos datos se espera que produzca muchos descubrimientos nuevos.
Revisan el origen de las lunas de Marte
5/7/2016 de CNRS / Nature Geoscience
Ilustración de artista del impacto gigante que habría dado nacimiento a Fobos y Deimos. El objeto que chocó era alrededor de 1/3 del tamaño de Marte, que en aquella época pudo haber tenido una atmósfera más gruesa y agua en su superficie. Crédito: Université Paris Diderot / Labex UnivEarthS.
El origen de las dos lunas marcianas, Fobos y Deimos era un misterio. Debido a su forma irregular y a su tamaño pequeño parecen asteroides, pero nadie entendía cómo Marte podía haberlos capturado y convertido en satélites con órbitas casi circulares y ecuatoriales.
Otra teoría sugiere que Marte, hacia el final de su formación, sufrió una colisión gigante con un protoplaneta, pero ¿por qué los escombros de un impacto como ése crearon dos satélites pequeños en lugar de una luna enorme como la de la Tierra? Una tercera posibilidad es que Fobos y Deimos se formaran al mismo tiempo que Marte, teniendo en consecuencia la misma composición que el planeta, aunque su densidad baja parece contradecir esta hipótesis. Ahora dos estudios independientes han resuelto el problema: las lunas marcianas deben de haber surgido de una colisión gigante.
En uno de estos estudios, un equipo de investigadores belgas, franceses y japoneses propone que Fobos y Deimos habrían sido creados tras un choque entre Marte y un cuerpo primordial con un tercio de su tamaño, entre 100 y 800 millones de años después de que empezara la formación del planeta. Según los investigadores, los escombros de esta colisión formaron un amplio disco alrededor de Marte, compuesto por una parte interior más densa compuesta por materia en fusión y una parte exterior muy delgada hecha principalmente de gas. En la parte interior de este disco se formó una luna de mil veces el tamaño de Fobos, que ha desaparecido. Las interacciones gravitatorias creadas en el disco exterior por este cuerpo masivo aparentemente actuaron como catálisis para que se reunieran escombros y se formaran otras lunas más pequeñas y alejadas. Después de unos pocos miles de años, Marte se hallaba rodeado por un grupo de aproximadamente diez lunas pequeñas y una luna enorme. Unos millones de años más tarde, cuando el disco de escombros se había disipado, los efectos de marea de Marte llevaron a la mayoría de estos satélites de vuelta al planeta, incluyendo la luna grande. Sólo las lunas más alejadas, Fobos y Deimos, permanecieron.
En el segundo estudio, los investigadores del Laboratoire d’astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université) descartaron la posibilidad de una captura en base a argumentos estadísticos basados en la variedad de composiciones del cinturón de asteroides. Además demuestran que las características de la luz reflejada por Fobos y Deimos son incompatibles con la de la materia primordial que formó Marte. Por tanto, apoyan el escenario de la colisión. Además, los satélites están hechos de granos de polvo muy fino, que solo pueden formarse por condensación de gas en las regiones exteriores del disco de escombros.
No es fácil ser verde: lo que los colores nos dicen sobre la evolución de las galaxias
5/7/2016 de Durham University
Un equipo de científicos puede haber encontrado la razón por la que las galaxias verdes son raras en nuestro Universo y por qué su color podría revelar un pasado tumultuoso. Los investigadores han empleado una nueva modelización del Universo por computadora, las simulaciones EAGLE, para estudiar los colores que tienen las galaxias y lo que nos pueden decir acerca de cómo evolucionan.
Aunque las galaxias azules y rojas son relativamente comunes, las raras galaxias verdes son probablemente una fase importante en su evolución, cuando pasan rápidamente de ser azules (periodo en el que están naciendo nuevas estrellas y planetas) a rojas, cuando las estrellas comienzan a consumirse.
El estudio concluye que, como estas estrellas se forman a partir de gas denso, es necesario un proceso potente para destruir la reserva de gas de la galaxia y provocar estos cambios drásticos de color. James Trayford, investigador principal del trabajo, explica: «Encontramos que típicamente las galaxias verdes más pequeñas están siendo sacudidas violentamente por la atracción gravitatoria de una vecina masiva, provocando que su reserva de gas sea arrancada de ella. Mientras, las galaxias verdes más grandes pueden autodestruirse ya que las inmensas explosiones producidas por agujeros negros supermasivos situados en sus centros pueden expulsar el gas denso.
Sin embargo, la investigación ha descubierto que hay cierta esperanza para las galaxias verdes ya que unas pocas pueden absorber un nuevo suministro de gas de los alrededores. Esto puede revivir la formación de estrellas y planetas y devolver las galaxias a un sano estado azul.
El Hubble capta auroras vívidas en la atmósfera de Júpiter
5/7/2016 de ESA Hubble
Esta panorámica combina imágenes tomadas con el telescopio espacial Hubble en el óptico (obtenidas en primavera de 2014) y observaciones de sus auroras en el ultravioleta, captadas en 2016. Crédito: NASA, ESA.
Un equipo de astrónomos está estudiando con el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA auroras – los asombrosos espectáculos de luz que hay en la atmósfera de un planeta – sobre los polos del mayor planeta del Sistema Solar, Júpiter. Este programa de observación está apoyado por medidas realizadas con la nave espacial Juno de NASA.
Júpiter, el mayor planeta del Sistema Solar, es conocido por sus tormentas coloridas, de las cuales la más famosa es la Gran Mancha Roja. Ahora los astrónomos se han centrado en otra formación hermosa del planeta, usando las capacidades de observación en el ultravioleta del telescopio espacial Hubble de NASA/ESA.
Los resplandores extraordinariamente vívidos mostrados en las nuevas observaciones son conocidos como auroras. Son creadas cuando las partículas de alta energía penetran en la atmósfera de un planeta cerca de sus polos magnéticos y chocan contra átomos de gas. Además de producir imágenes bellas, este proyecto pretende determinar la respuesta de los distintos componentes de las auroras de Júpiter a la condiciones cambiantes del viento solar, un flujo de partículas cargadas expulsadas del Sol.
Para destacar los cambios en las auroras, el Hubble está observando Júpiter a diario durante un mes. Empleando esta serie de imágenes es posible que los científicos creen vídeos que demuestren el movimiento de las auroras, que cubren áreas mayores que la Tierra. Y no sólo son enormes, sino que tienen energías cientos de veces mayores que las de las auroras terrestres. Y, a diferencia de lo que ocurre en la Tierra, estas auroras nunca acaban. La razón de ello es que en Júpiter las auroras tienen otro origen, además del viento solar: el potente campo magnético del gigante de gas atrapa partículas con carga eléctrica de los alrededores que también producen las auroras.
La nave espacial Juno, en órbita alrededor del poderoso Júpiter
5/7/2016 de JPL
El equipo de Juno celebra en el JPL, tras recibir los datos que indicaban que la nave espacial Juno había entrado en órbita alrededor de Júpiter. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Después de un viaje de casi cinco años al planeta mayor del Sistema Solar, la nave espacial Juno de NASA entró en órbita con éxito con un encendido de los motores de 35 minutos de duración. La confirmación de la inserción en órbita fue recibida a través de datos de seguimiento de Juno captados en las instalaciones de navegación del Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) de NASA en Pasadena, así como en el centro de operaciones de Juno de Lockheed Martin en Denver.
El encendido del motor principal de Juno permitió reducir la velocidad de la nave espacial en 542 metros por segundo, permitiendo que fuera capturada en órbita alrededor de Júpiter. Una vez se completó el encendido, Juno giró de modo que los rayos del Sol pudieran de nuevo alcanzar las 18 698 células solares individuales que le proporcionan energía.
«La nave funcionó perfectamente, algo que siempre está bien cuando te encuentras conduciendo un vehículo con 2700 millones de kilómetros en el odómetro», afirma Rick Nybakken, responsable del proyecto Juno. «La inserción en la órbita de Júpiter era un gran paso y lo más difícil que faltaba en nuestro plan de la misión, pero hay otros que tienen que completarse antes de que podamos dar a los miembros del equipo científico la misión que están esperando».
Durante los próximos meses, los equipos de misión y científico realizarán una comprobación final en los subsistemas de la nave espacial, la calibración final de los instrumentos científicos y algunos datos científicos. «Nuestra fase de recogida de datos científicos oficial empieza en octubre, pero hemos encontrado un modo de tomar datos mucho antes que eso», comenta Scott Bolton, investigador principal de Juno. «Algo que, cuando estás hablando sobre el cuerpo planetario individual mayor del Sistema Solar, es realmente algo bueno. Hay mucho que ver y hacer aquí».
El objetivo principal de Juno es comprender el origen y evolución de Júpiter. Con su equipo de nueve instrumentos científicos, Juno investigará la existencia de un núcleo planetario sólido, cartografiará el intenso campo magnético de Júpiter, medirá la cantidad de agua y amoníaco en las profundidades de la atmósfera y observará las auroras del planeta.
ALMA descubre un remolino de material frío que manifiesta la presencia de un agujero negro supermasivo en crecimiento
6/7/2016 de Chalmers / Astronomy and Astrophysics
Imagen del centro de la galaxia NGC 13777 obtenida por ALMA, que revela un chorro con forma de remolino. La imagen coloreada del centro muestra en rojo las nubes de gas que se alejan de nosotros y en azul las que se acercan, respecto al centro de la galaxia. El esquema de la derecha muestra cómo se mueven estas nubes, ahora observadas de lado. Créditos: CTIO/H. Roussel et al./ESO (panel izquierdo); Alma/ESO/NRAO/S. Aalto (panel central); S. Aalto (panel derecho).
Un equipo de investigadores, dirigido por astrónomos de Chalmers y utilizando el conjunto de radiotelescopios ALMA, ha realizado el sorprendente descubrimiento de un chorro de gas frío, denso, en el centro de una galaxia situada a 70 millones de años luz de la Tierra. El chorro, que tiene una estructura de remolino inusual, proporciona datos nuevos acerca de cómo crecen los agujeros negros supermasivos.
Los astrónomos, dirigidos por Susanne Aalto (Chalmers) ha observado con ALMA la notable estructura del centro de la galaxia NGC 1377, situada a 170 millones de años luz de la Tierra en la constelación de Eridano. «Teníamos curiosidad por esta galaxia debido a su centro brillante, oculto por polvo. Lo que no nos esperábamos era esto: una largo chorro estrecho surgiendo del núcleo de la galaxia», afirma Aalto.
Las observaciones con ALMA revelan un chorro que tiene 500 años luz de longitud y menos de 60 años luz de ancho, viajando a velocidades de por lo menos 800 000 kilómetros por hora. La mayoría de las galaxias albergan un agujero negro supermasivo en sus centros; estos agujeros negros pueden tener masas de entre unos pocos millones a miles de millones de masas solares. Cómo llegaron a ser tan masivos es todavía un misterio para los científicos.
El chorro de NGC 1377 revela la presencia de un agujero negro supermasivo y más cosas. «Los chorros que habitualmente vemos emergiendo de los núcleos de las galaxias son tubos de plasma caliente muy estrechos. Este chorro es muy diferente. Por el contrario, es extremadamente frío y su luz procede de gas denso compuesto de moléculas», afirma. El chorro ha expulsado gas molecular equivalente a dos millones de veces la masa del Sol en un periodo de tiempo de solo medio millón de años, un tiempo muy corto en la vida de una galaxia. Durante esta fase corta y espectacular en la evolución de la galaxia, su agujero negro central supermasivo debe de haber crecido rápidamente», afirma Francesco Costagliola (Chalmers y ORA-INAF, Italia).
Hubble revela fuegos artificiales en una galaxia «cohete»
6/7/2016 de Hubblesite
Imagen del telescopio Hubble de NASA/ESA de la diminuta galaxia Kiso 5639. Las galaxias con formas como la de ésta son llamadas «renacuajos» y eran mucho más comunes en el Universo primitvo que en el actual. Este es un raro ejemplo de galaxia renacuajo cercana a la Tierra. Crédito: NASA, ESA, and D. Elmegreen (Vassar College), B. Elmegreen (IBM’s Thomas J. Watson Research Center), J. Sánchez Almeida, C. Munoz-Tunon, and M. Filho (Instituto de Astrofísica de Canarias), J. Mendez-Abreu (University of St. Andrews), J. Gallagher (University of Wisconsin-Madison), M. Rafelski (NASA Goddard Space Flight Center), and D. Ceverino (Center for Astronomy at Heidelberg University).
Los fuegos artificiales no están confinados sólo a los cielos de la Tierra. El telescopio espacial Hubble de NASA/ESA ha captado un asombroso espectáculo de luces en una pequeña galaxia cercana. Una tormenta de fuego de estrellas naciendo ilumina un extremo de la diminuta galaxia Kiso 5639. La galaxia enana tiene la forma de una torta aplastada, pero debido a que está inclinada y la vemos de canto, parece un cohete, con una cabeza brillante y una larga cola atiborrada de estrellas.
Kiso 5639 es un ejemplo raro y cercano de las galaxias alargadas que existen en grandes cantidades a mayores distancias, donde observamos el Universo durante épocas más tempranas. Los astrónomos sugieren que este frenético nacimiento de estrellas está siendo incitado por gas intergaláctico que llueve en un extremo de la galaxia mientras vaga por el espacio.
«Pienso que Kiso 5639 es un hermoso ejemplo cercano de algo que debe de haber sido común hace mucho tiempo», afirma la investigadora que ha dirigido el estudio, Debra Elmegreen (Vassar College, New York). «Actualmente se piensa que las galaxias del Universo temprano crecen acertando gas de los alrededores». Es una fase por la que tienen que pasar las galaxias, incluyendo nuestra Vía Láctea, mientras están creciendo».
Las observaciones del Universo primitivo, como el Hubble Deep Field, revelan que un 10 por ciento de todas las galaxias poseen esta forma alargada y se les llama de manera conjunta «renacuajos». Pero en los estudios del Universo cercano han aparecido sólo unas pocas de estas galaxias inusuales, incluyendo Kiso 5639. El desarrollo de galaxias renacuajo con formación de estrellas cercanas ha sufrido un retraso respecto al de sus compañeras que han pasado miles de millones de años convirtiéndose en muchas de las galaxias espirales que vemos hoy en día.
Explican la órbita caótica del cometa Halley
6/7/2016 de Astronomie.nl / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
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Integración precisa de las órbitas del cometa Halley y los 8 planetas del Sistema Solar para los próximos 10000 años. Crédito: Tjarda Boekholt.
Un equipo de investigadores holandeses y escoceses, dirigido por Simon Portegies Zwart (Leiden University), ha encontrado una explicación para el comportamiento caótico de la órbita del cometa Halley.
El cometa Halley es uno de los cometas más famosos. Halley puede ser visto desde la Tierra cada 75 años. La última vez fue en 1986, y la próxima será en 2061. A pesar de su regreso regular, la órbita del cometa no puede ser predicha exactamente. Esto se debe en parte a procesos que ocurren dentro del cometa y en parte porque la órbita del Halley es perturbada por la interacción caótica con los planetas y cuerpos menores del Sistema Solar.
La opinión que prevalece entre los astrónomos es que la órbita del cometa Halley no puede ser calculada exactamente porque la órbita sería caótica en escalas temporales de solo 70 años. Este equipo de astrónomos ha demostrado ahora que la órbita del cometa es estable para más de 300 años, muy superior a lo esperado.
«Realizamos los cálculos más precisos del Halley y los planetas», comenta la investigadora Tjarda Boekholt (Leiden University). «Para nuestra sorpresa, la órbita del Halley estaba influenciada sobre todo por Venus y no por Júpiter, el planeta que siempre había sido señalado como el elemento perturbador mayor».
Dentro de unos tres mil años el cometa pasará relativamente cerca de Júpiter, y el Halley recibirá un buen empujón. A partir de entonces Venus ya no será el perturbador principal y Júpiter tomará ese papel. «Después de eso, las predicciones de la órbita se hacen menos precisas ya que el efecto exacto de la gravedad de Júpiter introduce un error relativamente grande en nuestros cálculos», comenta otro miembro del equipo, Inti Pelupessy (Leiden University).
El final de Rosetta, planeado para el 30 de septiembre
6/7/2016 de ESA
Ilustración de artista que muestra a Rosetta aproximándose al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. Créditos: ilustración de la nave de ESA/ATG medialab; imagen del cometa de ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0.
Rosetta completará su misión con un descenso controlado a la superficie de su cometa el 30 de septiembre. La misión está alcanzando su final a consecuencia de la distancia cada vez mayor entre el Sol y la Tierra. Está dirigiéndose hacia la órbita de Júpiter, lo que provoca una reducción importante de la energía solar para operar la nave y sus instrumentos, y una reducción en el ancho de banda para descargar datos científicos.
Esto, combinado con una nave espacial y unos instrumentos envejecidos que han soportado el duro ambiente del espacio durante más de 12 años, dos de ellos cerca de un cometa polvoriento, esto significa que Rosetta está alcanzando el final de su vida natural.
A diferencia de 2011, cuando Rosetta fue puesta en hibernación durante 31 meses para el tramo más lejano de su viaje, esta vez está viajando junto al cometa. La distancia máxima de 67P/Churyumov-Gerasimenko al Sol (más de 850 millones de kilómetros) es más de lo que ha viajado Rosetta antes. El resultado es que no dispondrá de suficiente energía en el punto más lejano para garantizar que los calefactores puedan mantener la nave a una temperatura suficiente para que sobreviva.
En lugar de arriesgarse con otra hibernación con poca probabilidad de regresar a la vida, y tras realizar consultas con el equipo científico de Rosetta en 2014, se decidió que Rosetta aterrizaría junto a su sonda Philae sobre el cometa. Las horas finales de descenso permitirán a Rosetta llevar a cabo mediciones únicas en su clase, incluyendo imágenes en muy alta resolución, contribuyendo así al legado científico de Rosetta con datos preciosos sólo alcanzables con una conclusión de este tipo.
Sin embargo, las comunicaciones cesarán cuando el orbitador alcance la superficie y así acabarán sus operaciones.
Explican cómo nacen las estrellas y evolucionan las estructuras cósmicas
7/7/2016 de Stanford / Nature
Esta imagen creada por físicos del Laboratorio Acelerador Nacional SLAC de Stanford ilustra cómo los agujeros negros supermasivos del centro de los cúmulos de galaxias podrían calentar el gas intergaláctico, evitando que se enfríe y forme estrellas. Crédito: SLAC National Accelerator Laboratory.
Trabajando con información enviada por el satélite japonés Hitomi, un equipo internacional de investigadores que incluye científicos de Stanford ha obtenido las pimeras imágenes de un agujero negro supermasivo revolviendo gas caliente en el centro de un cúmulo de galaxias, como una cucharilla que remueve la leche en el café.
Estos movimientos podrían explicar por qué los cúmulos de galaxias forman muchas menos estrellas de lo esperado, una propiedad desconcertante que afecta al modo en que evolucionan las estructuras cósmicas. Los datos, publicados hoy en Nature, fueron registrados por el satélite de rayos X durante su primer mes en el espacio a principios de este año, justo antes de girar descontroladamente y desintegrarse debido a una cadena de errores técnicos.
Los cúmulos de galaxias, que contiene entre cientos y miles de galaxias individuales unidas por la gravedad, contienen también grandes cantidades de gas. Con el paso del tiempo, el gas debería de enfriarse y agruparse para formar estrellas. Pero hay muy poca formación de estrellas en los cúmulos de galaxias y hasta ahora los científicos no estaban seguros de por qué. Norbert Werner, de KIPAC, comenta: «Ya sabíamos que los agujeros negros supermasivos, que se encuentran en los centros de todos los cúmulos de galaxias y son decenas de miles de millones de veces más masivos que el Sol, podrían jugar un papel importante en impedir que el gas se enfríe inyectando energía de algún modo. Ahora comprendemos este mecanismo mejor y vemos que existe la cantidad justa de agitación para producir calor suficiente».
Alrededor de un 15 por ciento de la masa de los cúmulos de galaxias es gas tan caliente – a decenas de millones de grados – que brilla intensamente en rayos X. Los investigadores observaron con Hitomi el cúmulo de Perseo, uno de los más masivos y brillantes del cielo. Otras misiones espaciales habían descubierto cómoburbujas gigantes de gas ionizado ultracaliente (llamado plasma) se elevan desde el agujero negro supermasivo central, catapultando corrientes de partículas a decenas de miles de años luz por el espacio. La sensibilidad del espectrómetro de rayos X suaves de Hitomi permitió obtener el primer mapa de velocidades del centro del cúmulo, que ha permitido estudiar la velocidad y turbulencia del gas.
Encuentran señales de nubes de agua en el primer espectro de la enana marrón más fría
7/7/2016 de University of California Santa Cruz / Astrophysical Journal Letters
Ilustración de artista de WISE 0855 mostrando el aspecto que podría tener si fuera vista de cerca en luz infrarroja. Crédito: Joy Pollard, Gemini Observatory/AURA.
Desde su detección en 2014, la enana marrón conocida como WISE 0855 ha fascinado a los astrónomos. A sólo 7.2 años luz de la Tierra, es el objeto más frío conocido fuera de nuestro Sistema Solar y es apenas visible a longitudes de onda del infrarrojo con los mayores telescopios instalados en tierra.
Ahora, un equipo de astrónomos dirigido por investigadores de UC Santa Cruz ha logrado obtener un espectro infrarrojo de WISE 0855 usando el telescopio Gemini North en Hawái, consiguiendo los primeros detalles acerca de la composición y química del objeto. Entre lo que se ha descubierto existen indicios firmes de la existencia de nubes de agua o hielo de agua, las primeras nubes de este tipo detectadas fuera de nuestro Sistema Solar. «Esperábamos que un objeto así de frío tuviera nubes de agua y ésta es la mejor prueba de que es así», afirma Andrew Skemer, director de la investigación.
Una enana marrón es esencialmente una estrella fallida que se ha formado como una estrella por el colapso gravitatorio de una nube de gas y de polvo, pero sin conseguir masa suficiente para iniciar las reacciones de fusión nuclear que hacen brillar a las estrellas. Con unas cinco veces la masa de Júpiter, WISE 0855 se parece a un planeta gigante gaseoso en muchos aspectos. Su temperatura es de unos 250 Kelvin, o -23 ºC, casi tan frío como Júpiter, que está a 230 Kelvin. «WISE 0855 es la primera oportunidad de estudiar un objeto de masa planetaria extrasolar que está casi tan frío como uno de nuestros gigantes de gas», afirma Skemer.
Los investigadores desarrollaron modelos atmosféricos del equilibrio químico para una enana marrón a 250 K y calcularon el espectro resultante bajo diferentes hipótesis, incluyendo modelos con y sin nubes. Los modelos predijeron un espectro dominado por estructuras debidas al vapor de agua y el modelo nublado era el que mejor se ajustaba a las características del espectro de WISE 0855.
Un nuevo tipo de agujero negro, antes teórico, ahora al alcance de los observadores
7/7/2016 de CfA / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Imagen de una simulación por supercomputadora del ambiente cosmológico donde el gas primordial sufre el colapso directo a agujero negro. El gas fluye a lo largo de los filamentos de materia oscura, formando una red cósmica que conecta las estructuras en el Universo temprano. Las primeras galaxias se formaron en la intersección de estos filamentos de materia oscura. Crédito: Aaron Smith/TACC/UT-Austin.
Los astrónomos Aaron Smith y Volker Bromm de la Universidad de Texas, junto con Avi Loeb del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, han descubierto pruebas de la existencia de una clase inusual de agujero negro nacido extremadamente temprano en el Universo. Demuestran que una fuente inusual de radiación intensa recientemente descubierta está probablemente alimentada por un «agujero negro de colapso directo», un tipo de objeto predicho teóricamente hace más de una década.
Los agujeros negros de colapso directo pueden ser la solución a un problema astronómico: ¿cómo se formaron los agujeros negros supermasivos en las épocas tempranas del Universo? Hay sólidas indicaciones de su existencia, ya que son necesarios para alimentar los potentes cuásares detectados en el Universo joven. Sin embargo, hay varios problemas que deberían de impedir su formación y el proceso de crecimiento convencional es demasiado lento.
Los astrónomos Bromm y Loeb, en 2003, propusieron que estos agujeros negros supermasivos pudieron haberse formado por «colapso directo». Empezando con «una nube primordial de hidrógeno y helio, impregnada por un mar de radiación ultravioleta», dice Bromm. «Comprimes esta nube en el campo gravitatorio de un halo de materia oscura. Normalmente, la nube sería capaz de enfriarse y de fragmentarse para formar estrellas. Sin embargo, los fotones ultravioleta mantienen el gas caliente impidiendo cualquier proceso de formación de estrellas. Estas son las condiciones casi milagrosas deseadas: ¡colapso sin fragmentación! Como el gas se hace cada vez más y más compacto, acabas teniendo las condiciones de un agujero negro». Este conjunto de condiciones cósmicas es exquisitamente sensible al periodo temporal de la historia del Universo, no tiene lugar en las galaxias hoy en día.
Todo esto era teórico, hasta ahora. Smith, Bromm, y Loeb se interesaron por una galaxia llamada CR7, que muestra características inusuales en la luz que emite. Cierta línea de hidrógeno del espectro, llamada Lyman alfa, es varias veces más brillante de lo esperado. El espectro también tiene una línea de helio inusualmente brillante. «Lo que sea que está alimentado esta fuente es muy caliente, lo suficiente como para ionizar el helio», comenta Smith. Bromm estaba de acuerdo: «Necesitas que esté a 100 000 K, muy caliente, y una fuente ultravioleta muy dura para que eso ocurra».
Las simulaciones por computadora que realizaron los investigadores han demostrado que la fuente de energía de CR7 encaja muy bien con un agujero negro de colapso directo. Recientemente NASA anunció el descubrimiento de dos candidatos adicionales a ser agujeros negros de colapso directo en base a observaciones del observatorio de rayos X de Chandra.
El cianuro de hidrógeno de Titán, clave para posibles condiciones prebióticas
7/7/2016 Cornell University / Proceedings of the National Academy of Sciences
Imagen de la superficie de Titán tomada por la sonda Huygens de la ESA cuando se zambulló a través de la gruesa atmósfera marrón anaranjada de la luna el 14 de enero de 2005. Ahora, científicos de Cornell han encontrado pruebas químicas que sugieren la presencia allí de condiciones prebióticas. Crédito: ESA/NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona.
Las misiones Cassini y Huygens de NASA y ESA han proporcionado una gran cantidad de datos sobre los elementos químicos que se encuentran en la luna Titán de Saturno, y científicos de Cornell han descubierto un rastro químico que sugiere que pueden darse allí condiciones prebióticas.
Titán, la luna más grande de Saturno, tiene un terreno con características terrestres, como lagos, ríos y mares, aunque llenos de metano y etano líquidos en lugar de agua. Su densa atmósfera – una neblina amarillenta – rebosa de nitrógeno y metano. Cuando la luz solar choca contra esta atmósfera tóxica, la reacción produce cianuro de hidrógeno, una posible clave química prebiótica.
Para detectar las señales de vida planetaria primitiva en otros planetas, Martin Rham, director de la investigación, afirma que tenemos que abandonar la idea de una biología verde-azulada basada en la de la Tierra. «Estamos acostumbrados a nuestras propias condiciones aquí en la Tierra. Nuestra experiencia científica se produce a temperaturas y condiciones estándar. Titán es una bestia completamente diferente». Aunque tanto la Tierra como Titán tienen líquidos que fluyen, las temperaturas de Titán son muy bajas y no hay agua líquida. «Así que si pensamos en términos biológicos, probablemente acabemos en un callejón sin salida».
El cianuro de hidrógeno es un compuesto químico orgánico que reacciona consigo mismo o con otras moléculas formando largas cadenas o polímeros, uno de los cuales se llama polimina. La polimina es flexible, lo que ayuda a la movilidad bajo condiciones de mucho frío, y puede absorber la energía del Sol y convertirse en un posible catalizador de vida.
Un sorprendente planeta con tres soles
8/7/2016 de ESO / Science
Esta composición con anotaciones muestra el exoplaneta HD 131399Ab, recientemente descubierto en el sistema triple de estrellas HD 131399. Las imágenes del planeta fueron obtenidas con el instrumento SPHERE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile. Este es el primer exoplaneta descubierto por SPHERE y uno de los pocos planetas de los que se ha obtenido una imagen directa. Con una temperatura de alrededor de 580 grados centígrados y una masa estimada de cuatro masas de Júpiter, es también uno de los exoplanetas más fríos y menos masivos captados con imagen directa.
Un equipo de astrónomos ha utilizado el instrumento SPHERE, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, para obtener una imagen del primer planeta encontrado en una amplia órbita dentro de un sistema triple de estrellas. Se supone que la órbita de un planeta de este tipo debería ser inestable, probablemente dando como resultado la rápida eyección del planeta, que sería expulsado del sistema. Pero, de alguna manera, este ha permanecido en él. Esta inesperada observación sugiere que este tipo de sistemas puede ser más común de lo que se pensaba. Los resultados se publicarán en línea en la revista Science el 07 de julio de 2016.
El planeta natal de Luke Skywalker, Tatooine (en la saga de Star Wars, La Guerra de las Galaxias), era un extraño mundo con dos soles en el cielo. Pero ahora los astrónomos han encontrado un planeta en un sistema aún más exótico, en el que un observador experimentaría la luz constante del día o podría disfrutar de amaneceres y puestas de sol triples cada día, dependiendo de las estaciones, más largas que una vida humana.
Este mundo ha sido descubierto por un equipo de astrónomos liderado por la Universidad de Arizona (Estados Unidos), usando imagen directa en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile. El planeta, HD 131399Ab no se parece a ningún otro mundo conocido —su órbita alrededor de la más brillante de las tres estrellas es la más grande descubierta hasta ahora dentro de un sistema estelar múltiple. Tales órbitas suelen ser inestables debido a la compleja y cambiante atracción gravitatoria de las otras dos estrellas del sistema, y se pensaba que la existencia de planetas en órbitas estables era muy poco probable.
Situado a unos 320 años luz de la Tierra, en la constelación de Centauro, HD 131399Ab tiene unos 16 millones de años de edad, lo que lo convierte también en uno de los exoplanetas más jóvenes descubiertos hasta la fecha y en uno de los pocos planetas de los que se ha obtenido una imagen directa. Con una temperatura de alrededor de 580 grados centígrados y una masa estimada de cuatro masas de Júpiter, es también uno de los exoplanetas más fríos y menos masivos captados con imagen directa.
¿Venus exhuberante? ¿Tierra abrasadora? Podría haber ocurrido
8/7/2016 de Rice University / Astrobiology
La Tierra pudo haber sido un lugar inhabitable y Venus rebosar de vida, si las condiciones cuando se formaron los planetas hubieran sido un poco diferentes. Fuente: Rice University.
La idea no es tan extravagante, según una hipótesis de científicos de la Universidad de Rice y sus colaboradores. Los investigadores mantienen que cambios evolutivos menores podrían haber alterado los destinos de tanto la Tierra como de Venus en modos que los científicos pronto podrán reproducir en modelos por medio de la observación de otros sistemas solares, en particular los que están en proceso de formación, según Adrian Lenardic de la Universidad de Rice.
«Durante mucho tiempo hemos estado viviendo de manera efectiva en un experimento, nuestro Sistema Solar», comenta Lenardic. «Si pudiéramos repetir el experimento, ¿resultaría como este sistema solar o no? Durante mucho tiempo, ésta ha sido una pregunta puramente filosófica. Ahora que estamos observando sistemas solares y otros planetas alrededor de otras estrellas, podemos preguntar esto como una cuestión científica». «Si encontramos un planeta (en otro sistema solar) situado donde se encuentra Venus que tenga señales de vida, sabremos que lo que vemos en nuestro sistema solar no es universal».
Lenardic y sus colaboradores sugieren que los planetas habitables pueden hallarse fuera de la llamada zona «Ricitos de Oro» de los sistemas extrasolares, y que los planetas más alejados o cercanos a sus soles que la Tierra pueden tener las condiciones necesarias para la vida. Al ampliar la noción de las zonas habitables, los investigadores determinaron que la vida en la propia Tierra no está necesariamente garantizada por hallarse en la zona «Ricitios de Oro». Una pequeña variación en una dirección u otra en las condiciones que existieron al principio de la formación de los planetas podría haberla hecho inhabitable. Por extensión, una alteración igual de pequeña podría haber cambiado la fortuna de Venus, el vecino más cercano de la Tierra, evitando que se convirtiera en un desierto abrasador con una atmósfera venenosa para los terrícolas.
El estudio trata de imaginar, dentro de las leyes de la física, la química y la biología, cómo podrían ser las cosas en distintos planetas, no solo en aquéllos a los que tenemos acceso actualmente. Dado que tendremos más observaciones, parece que no debemos limitar nuestra imaginación que nos conduce a hipótesis alternativas», concluye Lenardic.
Un estudio de los cañones de Marte añade datos sobre la posible presencia de agua
8/7/2016 de JPL
Los puntos azules de este mapa indican posiciones de líneas de pendiente recurrentes (RSL) en parte del cañón del Valles Marineris en Marte. Las RSL son rayas oscuras estacionales, consideradas la prueba más sólida de la posible existencia de agua líquida en la superficie del Marte moderno. El área cartografiada aquí es la que presenta mayor densidad de RSL en el Planeta Rojo. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona.
Persiste la confusión sobre posible agua en trazos oscuros estacionales que aparecen en las pendientes marcianas, según un nuevo estudio de miles de estas estructuras en el mayor sistema de cañones del Planeta Rojo.
El trabajo recién publicado investigó miles de estas formaciones típicas de la temporada cálida en la región del Valles Marineris, cerca del ecuador de Marte. Algunos de los lugares que muestran flujos estacionales son crestas de los cañones y picos aislados, formas del terreno que hacen difícil explicar los trazos como debidos a agua del subsuelo que alcanza la superficie directamente. Es muy poco probable exista hielo a poca profundidad en este suelo que pueda producir un deshielo estacional, dadas las temperaturas cálidas presentes en los cañones ecuatoriales.
Otras explicaciones que siguen siendo posibles son que se trate de agua atraída desde la atmósfera por sales o mecanismos en los que no hay flujo de agua involucrado.
Estas estructuras son llamadas líneas de pendiente recurrentes (o RSL de sus iniciales en inglés), un mote elegido para describirlas sin referencia a cómo se forman. Desde su descubrimiento en 2011, las RSL marcianas se han convertido en uno de los temas más de moda en exploración planetaria, ya que son la prueba más firme de la presencia de agua líquida en la superficie del Marte moderno, aunque sea temporal. Se trata de líneas oscuras que se extienden ladera abajo durante la temporada cálida, desapareciendo durante las partes más frías del año, y luego repitiendo la progresión al año siguiente. El año pasado se confirmó la presencia de agua, en forma de sales hidratadas, en las posiciones de algunas RSL, incluyendo el Valles Marineris.
Muchos de los lugares donde se habían identificado RSL con anterioridad son paredes interiores de cráteres de impacto. En ese tipo de sitio, una explicación concebible podría ser que una capa extensa subterránea que contuviera agua fuera perforada por el impacto que formó el cráter hace mucho tiempo y todavía alimenta los flujos de la temporada cálida. Pero esta capa subterránea no puede estar presente en las crestas o en los picos de los lugares de varias de las RSL del estudio nuevo.
Obtienen la primera imagen de una nueva componente gaseosa en una nebulosa planetaria
8/7/2016 de IAC
Imagen de la nebulosa planetaria NGC 6778, objeto de este estudio. Fuente: Instituto de Astrofísica de Canarias.
Después de brillar millones de años, las estrellas terminan su vida principalmente de dos formas: las estrellas muy masivas mueren de manera muy violenta como supernovas, mientras que las de más baja masa lo hacen como nebulosas planetarias. En ambos casos inyectan al medio interestelar los elementos químicos sintetizados en el interior estelar. Por lo tanto, conocer la composición de este gas nos da información fundamental para entender la evolución química de nuestra galaxia y, por extensión, del Universo. A ello contribuirán las imágenes obtenidas por un equipo liderado por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) y tomadas gracias al filtro sintonizable azul del instrumento OSIRIS en el Gran Telescopio CANARIAS (GTC), del Observatorio del Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma).,que han estudiado la nebulosa planetaria NGC 6778.
“El gas que forma parte del medio interestelar –explica Jorge García Rojas, investigador del IAC y primer autor del artículo- se puede ver porque sus átomos son ionizados por los fotones provenientes de estrellas calientes embebidas en el gas (que pueden ser estrellas masivas o enanas blancas). Esto hace que el gas emita a distintas longitudes de onda, incluyendo el visible, y que dependiendo de los átomos que lo componen, podamos ver distintos ‘colores’ en la nebulosa.“
Históricamente, las abundancias químicas de los distintos elementos en el gas del medio interestelar se han determinado a partir de la huella característica que deja cada elemento (de hecho, cada ión) en el espectro, en forma de líneas de emisión. Estas líneas son fundamentalmente de dos tipos: las producidas como consecuencia de colisiones entre átomos neutros o iones (átomos que han perdido uno o más electrones al recibir radiación energética de la estrella cercana) y electrones libres, que son las llamadas líneas excitadas por colisiones y que son muy brillantes en el caso de elementos como el oxígeno, el nitrógeno o el neón; y las que se producen cuando los iones capturan electrones libres, que reciben el nombre de líneas de recombinación y que sólo son brillantes para los elementos más abundantes en el medio interestelar, como el hidrógeno y el helio.
“NGC 6778 –añade otros de los autores, Hektor Monteiro, de la Universidad de Itajubá de Brasil- es una de las nebulosas con las líneas de recombinación de oxígeno más brillantes. Hemos encontrado que la distribución espacial de esta emisión no coincide con la emisión del mismo ión en las líneas brillantes de excitación por colisiones. Este resultado es extremadamente importante porque es la primera vez que se distinguen mediante imagen directa las dos componentes diferentes del gas emitiendo en el mismo ión. La distinta dependencia de la temperatura y densidad de la emisión de recombinación y de excitación por colisiones nos permite inferir que la componente rica en metales es un gas mucho más frío y más denso que la mayoría del gas que emite la nebulosa.”
Los episodios de microlente gravitatoria casuales permiten estudiar los núcleos de las galaxias
11/7/2016 de Royal Astronomical Society
Ilustración de artista de ULAS J1120+0641, un cuásar muy lejano (un AGN extremo) alimentado por un agujero negro con una masa de dos mil millones de veces la masa del Sol. Crédito: ESO/M. Kornmesser.
Algunas galaxias bombean enormes cantidades de energía desde un pequeño volumen del espacio, típicamente no mucho mayor que nuestro propio Sistema Solar. Los núcleos de estas galaxias, llamados núcleos galácticos activos (o AGN) se encuentran a menudo a cientos de millones o incluso a miles de millones de años luz, así que son difíciles de estudiar con detalle. Las «microlentes» gravitatorias que se producen de manera natural pueden ser un modo de estudiar estos objetos y ahora un equipo de astrónomos ha observado pistas de cambios en el brillo intenso de AGN que apunta a su presencia.
La energía emitida por un AGN es a menudo equivalente a la de una galaxia entera de estrellas. Es una emisión tan intensa que la mayoría de los astrónomos piensa que sólo puede generarla gas precipitándose a un agujero negro supermasivo, un objeto con muchos millones de veces la masa del Sol. Los científicos están particularmente interesados en ver lo que le ocurre al gas cuando se acerca al agujero negro. Pero a tan grandes distancias, estos objetos son meros puntos de luz incluso para los mejores telescopios. Las observaciones espectroscópicas (en las que la luz de un objeto es dispersada en los colores que la componen) muestra que hay nubes en movimiento rápido que emiten radiación rodeando el disco, pero el tamaño verdadero del disco y la posición exacta de las nubes son muy difíciles de localizar.
Alastair Bruce (Universidad de Edimburgo) describe cómo los astrónomos pueden beneficiarse de coincidencias cósmicas aprovechando un fenómeno descrito en la teoría de la relatividad general. En ella Einstein describió cómo la luz viaja siguiendo trayectorias curvas bajo la influencia de un campo gravitatorio. Así que los objetos masivos como agujeros negros, y también planetas y estrellas, pueden actuar desviando la luz de un objeto más lejano, convirtiéndose de forma efectiva en una lente.
Esto significa que si un planeta o estrella de una galaxia a medio camino pasa directamente entre la Tierra y el AGN más lejano, durante unos pocos años actuará como lente, enfocando e intensificando la señal procedente de las cercanías del agujero negro. Este tipo de lente, debido a una sola estrella, se llama «microlente». Bruce y su equipo piensan que ya han encontrado pruebas de dos episodios de microlente asociados con AGN. Aunque este tipo de sucesos ya se había observado con anterioridad, la particularidad de este trabajo es que se buscan cambios extremos en intensidad que impliquen el descubrimiento tanto de AGN como de microlentes no conocidas anteriormente. «En teoría la microlente podría incluso permitirnos ver detalles de los discos de acreción y de las nubes que están cerca de ellos. Necesitamos aprovecharnos de estas oportunidades allá donde se presenten», concluye Bruce.
Un telescopio del tamaño de la Tierra estudia lo que ocurre cuando una estrella ha sido tragada por un agujero negro supermasivo
11/7/2016 de Chalmers / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta ilustración de artista muestra los restos de una estrella que se acercó demasiado a un agujero negro supermasivo. Las observaciones extremadamente nítidas del evento Swift J1644+57 con la red de radiotelescopios EVN (European VLBI Network) han revelado un chorro notablemente compacto, mostrado aquí en amarillo. Crédito: ESA/S. Komossa/Beabudai Design.
Un equipo de radioastrónomos ha empleado una red de radiotelescopios del tamaño de la Tierra para observar con detalle un fenómeno único en una galaxia lejana: un chorro activado por una estrella que está siendo consumida por un agujero negro supermasivo. Las observaciones utradefinidas revelan una fuente compacta de ondas de radio que se desplaza sorprendentemente despacio. La observación del chorro que ha nacido en una fuente de radio conocida como Swift J1644+57 se ha llevado a cabo con el European VLBI Network (EVN), una red de telescopios del tamaño de la Tierra.
Cuando una estrella se acerca a un agujero negro, puede verse afectada violentamente. Cerca de la mitad del gas de la estrellas es arrastrado hacia el agujero negro y forma un disco alrededor de él. Durante este proceso, grandes cantidades de energía gravitacional son convertidas en radiación electromagnética, creando una fuente brillante que es observable a muchas longitudes de onda diferentes.
Una consecuencia espectacular es que parte del material de la estrella, arrancado de ella y acumulado alrededor del agujero negro, puede ser expulsado en chorros de partículas extremadamente estrechos a velocidades que se acercan a la velocidad de la luz. Estos chorros llamados relativistas, producen emisión fuerte en longitudes de onda de radio. «Empleando la red de telescopios EVN hemos conseguido medir la posición del chorro con una precisión de 10 microsegundos de arco. Eso corresponde al tamaño angular de una moneda de 2 euros en la Luna vista desde la Tierra. Se trata de algunas de las medidas más precisas que se han hecho jamás con radiotelescopios», afirma Jun Yang (Onsala Space Observatory, Chalmers University of Technology, Suecia).
Gracias a la asombrosa precisión posible con la red de radiotelescopios, los científicos pudieron también buscar señales de movimiento en el chorro, a pesar de la enorme distancia a la que se encuentra. «Buscamos movimientos cercanos a la velocidad de la luz en el chorro, el llamado movimiento superlumínico. Pero, en cambio, nuestras imágenes revelan una emisión muy compacta y constante, no hay un movimiento aparente», continúa Jun Yang. «El material relativista recién formado y expulsado se frena rápidamente cuando interacciona con el medio interestelar de la galaxia. Además, estudios anteriores sugieren que podemos estar viendo el chorro con un ángulo muy pequeño. Esto podría contribuir a su aparente compacidad».
Un estudio explica por qué las galaxias dejan de formar estrellas
11/7/2016 de UC Riverside / The Astrophysical Journal
ESO 137-001 es un ejemplo perfecto de galaxia espiral cruzando un abarrotado cúmulo de galaxias. El gas está siendo arrancado de su disco por un proceso de barrido por presión cinética. La galaxia parece estar perdiendo gas mientras se zambulle hacia el interior del cúmulo de galaxias de Norma. Crédito: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
Las galaxias tienen tres formas principales: elíptica, espiral (como la Vía Láctea) e irregular. Pueden ser grandes o pequeñas. Y pueden ser azules o rojas. Las galaxias azules todavía están formando estrellas de manera activa. La mayoría de las rojas no están creando estrellas actualmente y se las considera pasivas.
Sin embargo, loos procesos que hacen que las galaxias dejen de formar estrellas no son bien conocidos, y constituyen un problema importante en el estudio de la evolución de las galaxias. Ahora, un equipo de investigadores ha utilizado una muestra de alrededor de 70 000 galaxias, seleccionadas del llamado rastreo COSMOS UltraVISTA que proporciona distancias precisas para las galaxias hasta hace 11 mil millones de años, para estudiar los efectos que tienen los procesos externos e internos que influyen en el proceso de formación estelar.
Los mecanismos externos incluyen arrastre generado por una galaxia que cae hacia el interior dentro de un cúmulo de galaxias, perdiendo gas; encuentros gravitatorios múltiples con otras galaxias y el ambiente denso de los alrededores, arrancando material de la galaxia; y el corte en el suministro de gas frío a la galaxia, estrangulándola al privarla del material necesario para producir estrellas nuevas durante un periodo prolongado de tiempo. Los mecanismos internos incluyen la presencia de un agujero negro (en el que chorros, vientos o radiación intensos calientan el gas de hidrógeno de la galaxia o lo expulsan completamente, impidiendo que el gas se enfríe y contraiga para formar estrellas) y «flujos estelares» (por ejemplo, vientos de alta velocidad producidos por estrellas jóvenes y supernovas que expulsan el gas de la galaxia).
«Estudiando las propiedades observables de las galaxias y sofisticados métodos estadísticos, demostramos que, en promedio, los procesos externos sólo son relevantes para apagar las galaxias durante los últimos ocho mil millones de años», comenta Benham Darvish, autor principal del trabajo.»Por otro lado, los procesos internos son el mecanismo dominante del apagón en la formación de estrellas antes de esa época y más cerca del principio del Universo».
Dawn cartografía los cráteres de Ceres donde puede acumularse hielo
11/7/2016 de NASA
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Científicos de la misión Dawn de NASA han identificado regiones en sombra permanente del planeta enano Ceres. La mayoría de estas áreas probablemente han permanecido suficientemente frías para atrapar hielo de agua durante miles de millones de años, lo que sugiere que podrían existir depósitos de hielo allí ahora.
«Las condiciones en Ceres son las correctas para acumular depósitos de hielo de agua», afirma Norbert Schorghofer. «Ceres tiene masa suficiente como para retener las moléculas de agua y las regiones en sombra permanente que hemos identificado son extremadamente frías, más frías que la mayoría de las que existen en la Luna o Mercurio».
Las regiones en sombra permanente no reciben la luz directa del Sol. Se hallan situadas típicamente en los suelos de los cráteres o en las paredes de los cráteres orientadas hacia el polo. Estas regiones todavía reciben luz indirecta pero si la temperatura permanece por debajo de los -151ºC, las áreas en sombra permanente son una trampa fría, un buen lugar para que se acumule el hielo de agua y permanezca estable. Se había predicho la existencia de trampas frías en Ceres pero no habían sido identificadas hasta ahora.
En este estudio, los investigadores han encontrado docenas de regiones de tamaño considerable en sombra permanente en el hemisferio norte. La mayor se halla en el interior de un cráter de 16 km situado a menos de 65 km del polo norte. Si se consideran de manera conjunta, las regiones en sombra permanente de Ceres ocupan unos 1800 kilómetros cuadrados. Esto es una pequeña fracción del paisaje, mucho menos del 1 por ciento del área de la superficie del hemisferio norte.
Dos supernovas antiguas explotaron tan cerca de la Tierra que pudieron dañar la vida con su radiación
12/7/2016 de The University of Kansas / The Astrophysical Journal Letters
Resto de una supernova que explotó en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia vecina de la Vía Láctea. Se trata de los escombros de una estrella masiva que explotó, expulsando sus capas gaseosas al espacio, junto con grandes cantidades de radiación. Crédito: NASA, ESA, HEIC, y The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
Investigaciones publicadas en abril proporcionaron pruebas seguras sobre dos supernovas prehistóricas que explotaron a unos 300 millones de años luz de la Tierra. Ahora, una investigación de seguimiento basada en modelos por computadora demuestra que estas supernovas probablemente expusieron la biología de nuestro planeta a ráfagas de radiación cósmica de larga duración, que también afectaron a la atmósfera.
Según Adrian Melott (Universidad de Kansas), inicialmente las dos estrellas que explotaron hace entre 1.7 y 3.2 millones de años una, y la otra hace entre 6.5 y 8.7 millones de años, habrían provocado luz azul en el cielo nocturno suficientemente brillante como para perturbar los patrones de sueño de los animales durante varias semanas.
Pero los efectos mayores habrían procedido de la radiación, que Melott indica que habría transportado dosis equivalentes a una tomografía computarizada al año para cada criatura que habitara la tierra o las partes menos profundas del océano. «El problema resultan ser los rayos cósmicos», comenta. «Los de energía realmente alta son bastante raros. En este caso se incrementan en mucho, durante varios cientos o miles de años, en un factor de varios centenares. Los rayos cósmicos de alta energía son los que pueden penetrar en la atmósfera. Pueden romper moléculas, extraer electrones de átomos y eso continúa hasta nivel el del suelo. Normalmente solo ocurre a grandes alturas».
El exposición intensificada a los rayos cósmicos de las supernovas pudo tener «efectos sustanciales sobre la atmósfera y y la biota terrestres», escriben los autores del estudio. Por ejemplo, la investigación sugiere que las supernovas podrían haber aumentado en un factor 20 la irradiación de muones a nivel del suelo. Un muón es un primo del electrón, varios cientos de veces más pesado y puede penetrar a varios cientos de metros de roca. Según Melott, la radiación de muones podría haber sido suficientemente alta como para intensificar el ritmo de mutaciones y la frecuencia del cáncer, «pero no enormemente. Sin embargo, si aumentas el ritmo de las mutaciones, aceleras la evolución».
De hecho, una extinción masiva menor ocurrida hace unos 2.59 millones de años, podría estar relacionada en parte con la intensificación de los rayos cósmicos, que habrían contribuido a enfriar el clima de la Tierra. «Había un cambio climático en marcha alrededor de esta época», afirma Melott. «En esta época y posteriormente empezamos a tener glaciaciones una y otra vez, y no está clara la razón por la que esto empezó a ocurrir. Es controvertido, pero puede que los rayos cósmicos tuvieran algo que ver con ello».
El curioso caso de la fuga de atmósfera de la Tierra
12/7/2016 de ESA
La misión Cluster ha demostrado la presencia de un flujo continuo de material (indicado por la línea naranja en el dibujo) que consiste en iones de oxígeno, hidrógeno y helio que abandonan la plasmasfera de nuestro planeta desde las regiones polares, rellenando las magnetosfera. Crédito: ESA/ATG medialab.
La atmósfera de la Tierra se está desprendiendo. Cada día unas 90 toneladas de material escapa de la atmósfera superior de nuestro planeta y fluye hacia el espacio. Aunque misiones como la flota Cluster de ESA han investigado durante mucho tiempo esta fuga, todavía existen muchas preguntas abiertas. ¿Cómo y por qué la Tierra está perdiendo su atmósfera, y cómo es esto relevante en nuestra búsqueda de vida en otros lugares del Universo?
Dada la extensión de nuestra atmósfera, 90 toneladas al día es una fuga pequeña. La atmósfera de la Tierra pesa alrededor de cinco mil billones de toneladas, así que no corremos peligro de que se agote pronto. Sin embargo, comprender la atmósfera de la Tierra y cómo escapa al espacio es clave para comprender las atmósferas de otros planetas y podría ser crucial para buscar planetas habitables y vida extraterrestre.
Hemos estado explorando el ambiente magnético de la Tierra durante años utilizando satélites como la misión Cluster de la ESA, una flota de cuatro naves espaciales lanzadas en 2000. Cluster ha estado continuamente observando las interacciones magnéticas entre el Sol y la nuestro planeta durante más de una década y media.
Nuestra magnetosfera, el escudo magnético que nos protege frente al viento solar, posee dos puntos débiles: en los polos de la Tierra las líneas de campo están abiertas, como las de una barra de imán normal. Por aquí las partículas del viento solar pueden dirigirse hacia la Tierra, llenando la magnetosfera con partículas energéticas. Y al igual que las partículas pueden dirigirse hacia el interior por estas líneas polares abiertas, también pueden dirigirse hacia afuera los iones de la alta atmósfera de la Tierra.
Las observaciones han mostrado potentes columnas esporádicas de plasma viajando hacia el borde de la magnetosfera e interactuando con el viento solar que entra en la magnetosfera. Estudios más recientes han confirmado otra fuente de fuga: un flujo continuo de material (que contiene iones de oxígeno, hidrógeno y helio) abandona la plasmasfera de nuestro planeta por los polos, rellenando de plasma la magnetosfera. En total, cerca de 1 kg de material escapa de nuestra atmósfera por segundo, lo que supone casi 90 toneladas al día.
Noches gélidas todo el año en Marte pueden revolver el polvo
12/7/2016 de JPL / Journal of Geophysical Research: Planets
Este mapa muestra la frecuencia con la que aparece escarcha de dióxido de carbono al amanecer en Marte, en forma de porcentaje de días al año. El hielo de dióxido de carbono cubre más a menudo el suelo por la noche en algunas regiones a latitudes medias que en las regiones polares, donde está generalmente ausente durante la mayor parte del verano y el otoño. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Algunas zonas polvorientas de Marte se enfrían tanto por la noche durante todo el año como los polos del planeta en invierno, incluso en regiones cercanas al ecuador en verano, según un nuevo estudio de NASA fundamentado sobre observaciones del orbitador Mars Reconnaissance Orbiter.
La superficie de estas regiones se enfría tanto por la noche que parece que se forma una capa de escarcha de dióxido de carbono extremadamente delgada. La escarcha se evapora por la mañana. Estas regiones están cubiertas por polvo suficiente para que su capacidad de retener el calor sea muy baja y, en consecuencia, la variación diaria de la temperatura es grande. La volatilización diaria de cristales de escarcha que se forman entre los granos de polvo puede ayudar a mantener el polvo esponjoso y las bajas temperaturas por la noche.
El dióxido de carbono es el ingrediente principal de la atmósfera de Marte. El planeta también tiene grandes reservas de dióxido de carbono congelado enterrado en los casquetes de hielo polares. La acumulación estacional y el deshielo de la escarcha de dióxido de carbono a latitudes altas de Marte han sido estudiados durante años y relacionados con fenómenos extraños como erupciones similares a géisers y desprendimientos de hielo que forman surcos.
Esta es la novedad: la presencia y extensión de escarchas de dióxido de carbono temporales durante la noche, incluso a latitudes medias y bajas. Las observaciones en longitudes de onda infrarrojas de regiones cubiertas por polvo del instrumento Mars Climate Sounder del orbitador Mars Reconnaisance Orbiter de NASA no sólo indican temperaturas nocturnas en la superficie suficientemente frías para que se forme el hielo de dióxido de carbono sino que también detectan una señal espectral por la noche que muestra trazas de escarcha. «La temperatura cae tanto que empieza a congelarse la atmósfera sobre la superficie», afirma Sylvain Piqueux (JPL). «Una vez alcanzas esa temperatura, ya no baja más, sólo acumulas más hielo. Así que incluso en los casquetes polares la temperatura de la superficie no es más fría que la de estas regiones de latitudes medias por la noche».
La galaxia «Frankenstein» sorprende a los astrónomos
12/7/2016 de JPL / The Astrophysical Journal
A la izquierda, en luz del óptico, UGC 1382 parece una sencilla galaxia elíptica. Pero los brazos espirales surgieron cuando los astrónomos añadieron datos ultravioleta y más profundos en el óptico (centro). Combinando eso con una imagen de gas de hidrógeno de densidad baja (mostrada en verde a la derecha), los científicos descubrieron que UGC 1382 es gigantesca. Crédito: NASA/JPL/Caltech/SDSS/NRAO.
A unos 250 millones de años luz, existe un barrio de nuestro Universo que los astrónomos consideraban tranquilo y nada especial. Pero ahora los científicos han descubierto una enorme galaxia extravagante que posiblemente se formó a partir de partes de otras galaxias.
Un nuevo estudio revela el secreto de UGC 1382, una galaxia que originalmente se pensaba que era vieja, pequeña y típica. En cambio, los científicos, estudiando datos de telescopios de NASA y de otros observatorios, han descubierto que la galaxia es 10 veces mayor de lo que se pensaba y que, a diferencia de la mayoría de las galaxias, sus interiores son más jóvenes que sus exteriores, casi como si hubiera sido construida utilizando piezas de repuesto.
«Esta rara galaxia ‘Frankenstein’ se formó y es capaz de sobrevivir porque se encuentra en un barrio suburbano pequeño y tranquilo del Universo, donde la algarabía de partes más abarrotadas no le molesta», comenta Mark Seibert (Observatories of the Carnegie Institution for Science). «Es tan delicada que un ligero empujón de una vecina haría que se desintegrase».
UGC 1382, con 718 000 años luz de tamaño, ha resultado ser más de siete veces más ancha que la Vía Láctea. Es también una de las tres galaxias de disco aisladas mayores jamás descubierta, según el estudio. La galaxia es un disco giratorio de gas de densidad baja. Las estrellas no se forman allí con rapidez al estar el gas tan esparcido.
Pero la sorpresa mayor fue que las edades relativas de los componentes de las galaxias parecen estar al revés. En la mayoría de las galaxias, la parte más interior se forma primero y contiene las estrellas más viejas. A medida que la galaxia crece, sus regiones exteriores, más nuevas, poseen las estrellas más jóvenes. No ocurre así con UGC 1382. Combinando observaciones de muchos telescopios diferentes, los astrónomos pudieron componer el registro histórico de cuándo se formaron las estrellas en esta galaxia, y el resultado fue extraño.
«El centro de UGC 1382 es de hecho más joven que el disco espiral que lo rodea», afirma Seibert. «Es viejo por fuera y joven en el interior». La peculiar estructura galáctica puede ser resultado de la unión de diferentes entidades separadas que se han unido, y no una sola entidad que creció hacia afuera. En otras palabras, dos partes de la galaxia parecen haber evolucionado independientemente antes de fusionarse, cada una con su propia historia.
Inesperada presencia de un enjambre de objetos de baja masa en Orión
13/7/2016 de ESO
Esta espectacular imagen de la región de formación estelar de la nebulosa de Orión está formada por múltiples exposiciones obtenidas con la cámara infrarroja HAWK-I, instalada en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile. Esta es la visión más profunda jamás obtenida de esta región y revela más objetos débiles de masa planetaria de lo esperado. Crédito: ESO/H. Drass et al.
Utilizando el instrumento HAWK-I, instalado en el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, en Chile, se ha podido bucear en las profundidades del corazón de la nebulosa de Orión como nunca antes se había hecho. La espectacular imagen revela, aproximadamente, diez veces más enanas marrones y objetos aislados de masa planetaria de los conocidos hasta ahora. Este descubrimiento plantea desafíos al argumento, ampliamente aceptado hasta ahora, que explicaba la historia de la formación estelar en Orión.
Un equipo internacional ha utilizado el potente instrumento infrarrojo HAWK-I, instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO, para producir la imagen más profunda y completa de la nebulosa de Orión obtenida hasta la fecha. Esto no solo ha dado como resultado una imagen de espectacular belleza, sino que se ha descubierto una gran abundancia de tenues enanas marrones y de objetos aislados de masa planetaria. La presencia de estos cuerpos de baja masa proporciona una nueva e interesante información sobre la historia de la formación estelar dentro de la propia nebulosa.
Amelia Bayo (Universidad de Valparaíso, Valparaíso, Chile; Instituto Max-Planck de Astronomía, Königstuhl, Alemania), coautora del nuevo artículo y miembro del equipo de investigación, explica por qué esto es importante: «Para poder limitar las teorías actuales sobre formación estelar es muy importante comprender y conocer cuántos objetos de baja masa se encuentran en la nebulosa de Orión. Ahora somos conscientes de que la manera en que se forman estos objetos de muy baja masa depende de su entorno».
Esta nueva imagen ha causado revuelo porque revela una inesperada riqueza de objetos de baja masa, lo que a su vez sugiere que la nebulosa de Orión puede estar formando, en proporción, muchos más objetos de baja masa que otras regiones de formación estelar más cercanas y menos activas. Estas observaciones también sugieren que el número de objetos de tamaño planetario podría ser mucho mayor de lo que se pensaba. Aunque la tecnología para observar fácilmente estos objetos aún no existe, el futuro E-ELT (European Extremely Large Telescope) de ESO, que comenzará sus operaciones en 2024, está diseñado para perseguir objetivos como este.
El azul es un indicador de las explosiones de supernova de las primeras estrellas
13/7/2016 de Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) / The Astrophysical Journal
Ilustración de artista de la evolución de supernovas pobres y ricas en metales y las curvas de luz simuladas desde el destello inicial (ultravioleta) a la caída exponencial. Tanto el destello como la fase plana son más cortas, más azules y menos brillantes en supernovas pobres en metales que en las ricas. Crédito: Kavli IPMU.
Una colaboración internacional de astrónomos ha descubierto que el color de las supernovas durante una fase específica de su evolución podría ser utilizado como un indicador que permitiera identificar las supernovas más lejanas y viejas del Universo, de más de 13 mil millones de años de edad.
Durante 100 millones de años tras el Big Bang, el Universo fue oscuro y estaba lleno de hidrógeno y helio. Entonces aparecieron las primeras estrellas y los elementos más pesados que el helio (llamados «metales» en la jerga astronómica) fueron creados por reacciones de fusión termonuclear dentro de las estrellas. Estos metales fueron repartidos por las galaxias gracias a explosiones de supernova. El estudio de la primera generación de supernovas permite echar un vistazo a cómo era el Universo cuando las primeras estrellas y agujeros negros supermasivos se formaron, pero hasta ahora ha sido difícil distinguir una supernova de primera generación de una supernova ordinaria.
Un nuevo estudio, dirigido por Alexey Tolstov, ha identificado diferencias características entre ellas después de experimentar con modelos de supernovas basados en estrellas extremadamente pobres en metales, virtualmente sin metales. Estas estrellas son buenas candidatas puesto que conservan su composición química cuando se forman.
Al igual que las demás supernovas, la luminosidad de las supernovas pobres en metales muestra un característico crecimiento del brillo hasta alcanzar un pico, tras el cual sigue un descenso. El fenómeno empieza cuando una estrella explota con un gran destello, causado por una onda de choque que emerge de la superficie de la estrella progenitora tras la fase de colapso del núcleo. Al destello sigue una fase «plana» de luminosidad casi constante que dura varios meses, antes de una lenta caída exponencial.
Los investigadores calcularon las curvas de luz de las supernovas pobres en metales producidas por estrellas supergigantes azules y las supernovas «ricas» en metales de estrellas supergigantes rojas. Tanto el destello inicial como la fase plana son más cortos y azules en el caso de supernovas pobres en metales en comparación con las ricas en metales. Los astrónomos concluyeron que el color azul podría ser utilizado como indicador de que el progenitor tiene una metalicidad baja.
Un nuevo planeta enano más allá de Neptuno
13/7/2016 de Canada-France-Hawaii Telescope
Ilustración de la órbita de RR245 (línea naranja). Los cuerpos igual de brillantes o más que RR245 están etiquetados. El Centro de Planetas Menores describe el objeto como el décimo octavo mayor del Cinturón de Kuiper. Crédito: Alex Parker OSSOS team.
Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto un nuevo planeta enano en órbita en el disco de pequeños mundos helados que hay más allá de Neptuno. El objeto nuevo tiene unos 700 km de tamaño y posee una de las mayores órbitas entre los planetas enanos. Designado 2015 RR245 por el Centro de Planetas Menores de la Unión Astronómica Internacional, fue descubierto con el telescopio Canada-France-Hawaii (CFH) instalado en Mauna Kea, Hawái.
«Los mundos helados más allá de Neptuno indican cómo se formaron los planetas gigantes y luego se desplazaron alejándose del Sol. Nos permiten construir la historia de nuestro Sistema Solar. Pero casi todos estos mundos helados son muy pequeños y débiles: es realmente emocionante encontrar uno suficientemente grande y brillante que nos permita poder estudiarlo con detalle», comenta Michele Bannister (Universidad de Victoria, British Columbia, Canadá).
La órbita de RR245 lo conduce a más de 120 veces la distancia del Sol a la Tierra. Su tamaño no se conoce con precisión, ya que es necesario medir con más detalle las propiedades de su superficie. «Es o pequeño y brillante o grande y débil», afirma Bannister.
La gran mayoría de los planetas enanos como RR245 fueron destruidos o arrojados del Sistema Solar en el caos que se produjo cuando los planetas gigantes se desplazaron hacia afuera, colocándose en sus posiciones actuales. RR245 es uno de los pocos planetas enanos que sobrevivió hasta el día de hoy, junto con Plutón y Eris, los planetas enanos mayores conocidos. RR245 ahora gira alrededor del Sol entre la población que queda de decenas de miles de mundos transneptunianos mucho más pequeños.
Tras cientos de años a más de 12 mil millones de kilómetros (80 unidades astronómicas, UA) del Sol, RR245 está viajando hacia su punto de acercamiento máximo a 5 mil millones de kilómetros (34 UA), al que llegará en 2096. RR245 ha permanecido en esta órbita altamente elíptica durante al menos los últimos 100 millones de años. Como sólo ha sido observado durante un año de los 700 que tarda en completar una órbita alrededor del Sol, todavía se desconoce de dónde procede y cómo evolucionará lentamente la órbita en el futuro lejano. Su órbita precisa será refinada durante los próximos años, recibiendo un nuevo nombre que el equipo de descubridores puede sugerir a la Unión Astronómica Internacional.
Un vórtice gravitatorio proporciona un nuevo modo de estudiar la materia cerca de un agujero negro
13/7/2016 de ESA / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta ilustración de artista muestra el disco de acreción rodeando a un agujero negro, en el cual la región interna del disco precesa. En estas tres imágenes, el disco interior emite radiación de alta energía que choca contra la materia del disco de acreción, haciendo que los átomos de hierro del disco emitan rayos X, representados por el resplandor del disco de acreción a la derecha (en el panel a), al frente (en el panel b) y a la izquierda (en el panel c). Crédito: ESA/ATG medialab.
El observatorio orbital de rayos X XMM-Newton de ESA, ha demostrado la existencia de un «vórtice gravitatorio» alrededor de un agujero negro. El descubrimiento, ayudado por la misión NuSTAR de NASA, resuelve un problema que había eludido a los astrónomos durante más de 30 años y les permitirá cartografiar el comportamiento de la materia muy cerca de los agujeros negros. También podría abrir la puerta a futuras investigaciones de la relatividad general de Albert Einstein.
La materia que se precipita a un agujero negro se calienta mientras se encamina hacia su final. Antes de que pase al agujero negro y quede fuera de la vista, puede alcanzar una temperatura de millones de grados, emitiendo rayos X al espacio. En la década de 1980, los astrónomos descubrieron que los rayos X procedentes de agujeros negros parpadeaban. Los cambios seguían un patrón establecido. Cuando empieza el parpadeo, la disminución y posterior aumento del brillo puede tardar unos 10 segundos en completarse. A medida que pasan los días, semanas y luego meses, el periodo se acorta hasta que la oscilación se produce 10 veces cada segundo. Entonces, el parpadeo cesa de repente por completo. El fenómeno fue apodado «oscilación cuasi periódica» (QPO).
Durante la década de 1990, los astrónomos empezaron a sospechar que las QPO estaban asociadas a un efecto gravitatorio predicho por la relatividad general de Einstein: que un objeto que gira crea una especie de vórtice gravitatorio. «En algo así como revolver una cuchara dentro de miel. Imagina que la miel es el espacio y que cualquier cosa dentro de la miel será ‘arrastrada’ por la cuchara que gira», explica Adam Ingram (Universidad de Amsterdam, Países Bajos). «En realidad, esto significa que cualquier cosa que esté en órbita alrededor de un objeto que gira verá perturbado su movimiento». En el caso de una órbita inclinada, se producirá una precesión. Esto significa que la órbita completa cambiará su orientación alrededor del objeto central. El tiempo que tarda la órbita en regresar a su condición inicial es conocido como ciclo de precesión.
XMM-Newton iba a permitir observar este bamboleo. Ingram y sus colaboradores solicitaron una observación de larga duración que les permitiría observar la QPO repetidamente. Eligieron el agujero negro H 1743-322, que exhibía en aquel momento una QPO de 4 segundos. Lo observaron durante 260 000 segundos con XMM-Newton. También lo vigilaron durante 70 000 segundos con el observatorio de rayos X NuSTAR de NASA. Después de un complicado procedimiento de análisis para poner juntas todas las observaciones, vieron que la línea del hierro estaba oscilando de acuerdo con las predicciones de la teoría de la relatividad general.»Estamos midiendo directamente el movimiento de la materia en un campo gravitatorio intenso cerca de un agujero negro», comenta Ingram.
Un estallido estelar nos permite ver la línea de nieve del agua
14/7/2016 de ESO / Nature
Ilustración de la línea de nieve del agua alrededor de la joven estrella V883 Orionis, tal y como la ha detectado ALMA. Créditos: A. Angelich (NRAO/AUI/NSF)/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
El conjunto de antenas ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ha realizado la primera observación en la que se logra resolver una línea de nieve del agua dentro de un disco protoplanetario. Esta línea marca el lugar en el que la temperatura en el disco que rodea a una estrella joven es lo suficientemente baja como para permitir la formación de nieve. Un impactante aumento en el brillo de la estrella joven V883 Orionis ha calentado la parte interna del disco, haciendo que la línea de nieve del agua surja a una distancia mucho mayor de lo normal para una protoestrella, lo cual ha hecho posible que podamos observarla por primera vez. Los resultados se publican en la revista Nature el 14 de julio de 2016.
Las estrellas jóvenes a menudo están rodeadas por densos discos giratorios de gas y polvo, conocidos como discos protoplanetarios, de los cuales nacen los planetas. El calor de una típica estrella joven de tipo solar hace que el agua que hay dentro de los discos protoplanetarios esté en forma de gas hasta distancias de alrededor de 3 UA de la estrella — menos de 3 veces la distancia media entre la Tierra y el Sol — o alrededor de 450 millones de kilómetros. Además, debido a la presión extremadamente baja, las moléculas de agua pasan directamente del estado gaseoso a formar una pátina de hielo sobre granos de polvo y otras partículas. La región de los discos protoplanetarios en la que tienen lugar las transiciones entre la fase de gas y la sólida se conoce como la línea de nieve.
Pero la estrella V883 Orionis es inusual. Un impactante aumento en su brillo ha empujado la línea de nieve del agua a una distancia de alrededor de 40 UA (unos 6.000 millones de kilómetros, o aproximadamente el tamaño de la órbita del planeta enano Plutón en nuestro Sistema Solar). Este enorme incremento, combinado con la resolución del ALMA en línea de base larga, ha permitido a un equipo dirigido por Lucas Cieza (Millennium ALMA Disk Nucleus y Universidad Diego Portales, Santiago, Chile) hacer las primeras observaciones en las que se logra resolver una línea de nieve del agua en un disco protoplanetario.
La extraña idea de nieve orbitando en el espacio es fundamental para la formación de planetas. La presencia de hielo de agua regula la eficacia de la coagulación de granos de polvo (el primer paso en la formación de planetas). Se cree que los planetas rocosos y pequeños, como el nuestro, se forman dentro de la línea de nieve, donde el agua se evapora. Fuera de la línea de nieve del agua, la presencia de hielo de agua permite la rápida formación de bolas de nieve cósmicas, que finalmente formarán enormes planetas gaseosos como Júpiter.
La nave espacial Juno envía su primera imagen desde la órbita de Júpiter
14/7/2016 de JPL
Esta imagen en color de la nave espacial Juno de NASA está realizada a partir de algunas de las primeras imágenes tomadas por JunoCam después de que la nave se insertara en órbita alrededor de Júpiter el pasado 5 de julio. La imagen demuestra que Juno sobrevivió su paso a través del ambiente de radiación extremo de Júpiter y está lista para tomar imágenes del planeta gigante cuando Juno empiece su misión científica. Crédito: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS.
La cámara JunoCam a bordo de la misión Juno está operativa y enviando datos tras la llegada el 4 de julio de la nave a Júpiter. La cámara de luz visible de Juno fue puesta en marcha seis días después de que Juno encendiera su motor principal y se colocara en órbita alrededor del mayor habitante planetario de nuestro Sistema Solar. Las primeras imágenes en alta resolución del gigante de gas Júpiter todavía tardarán algunas semanas.
«Esta escena de JunoCam demuestra que ha sobrevivido a su primer paso a través del ambiente de radiación extrema de Júpiter sin degradación alguna y que está preparada para enfrentarse a él», afirma Scott Bolton (Southwest Research Institute). «Estamos ansiosos por ver la primera imagen de los polos de Júpiter».
La nueva panorámica fue obtenida el 10 de julio de 2016 cuando la nave se hallaba a 4.3 millones de kilómetros de Júpiter en el extremo más alejado de su órbita de captura inicial de 53.5 días. La imagen en color muestra estructuras atmosféricas, incluyendo la famosa Gran Mancha Roja, y tres de las cuatro mayores lunas: Io, Europa y Ganímedes, de izquierda a derecha en la imagen.
«JunoCam continuará tomando imágenes mientras recorremos esta primera órbita», comenta Candy Hansen (Planetary Science Institute). «La primera imagen en alta resolución del planeta serán tomadas el 27 de agosto cuando Juno realice su próximo paso cercano a Júpiter».
La aparición lenta de manchas solares desafía a la teoría
14/7/2016 de Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) / Science Advances
Regiones activas solares observadas con el instrumento HMI a bordo del Observatorio de Dinámica Solar. Las regiones circulares oscuras son manchas solares. Estas regiones de campo magnético intenso son oscuras porque están frías. La imagen de la Tierra se muestra para dar idea de la escala. Crédito: MPS / NASA/SDO / GDC-SDO / DLR.
Las regiones solares activas consisten en manchas solares fuertemente magnéticas y regiones con un campo magnético más difuso que las rodean. Estas regiones son el origen de la actividad solar que controla la meteorología espacial y produce bellos fenómenos como las auroras, aunque en algunos casos puede también dañar satélites o redes eléctricas. Se piensa que las regiones solares activas son el resultado de concentraciones de flujo magnético – haces de líneas del campo magnético – que surgen desde las profundidades del interior solar y traspasan la superficie. Un equipo de investigadores ha demostrado que esas concentraciones del flujo magnético se desplazan hacia arriba por el interior solar a velocidades de no más de 150 metros por segundo. Esto es mucho más lento de lo predicho por el modelo aceptado actualmente. Para su estudio compararon observaciones de satélite y simulaciones por computadora.
Una señal clara de una concentración de flujo magnético que traspasa la superficie del Sol son las regiones con campos magnéticos de polaridad opuesta. Estas polaridades son visibles claramente en mapas magnéticos obtenidos por el instrumento Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) a bordo del Observatorio de Dinámica Solar de NASA. Los investigadores emplearon estas imágenes para identificar regiones activas y determinar el momento en que emergen. Las imágenes en luz visible de la superficie solar tomadas por el HMI permiten medir flujos horizontales alrededor de las regiones activas identificadas. Los astrónomos estudiaron los flujos de plasma de la superficie asociados con regiones activas emergente utilizando dos métodos: siguieron el movimiento de los patrones de brillo de escala pequeña y también la propagación de ondas de presión.
Al mismo tiempo, el coautor Matthias Rempel (High Altitude Observatory, Boulder, USA) realizó simulaciones por computadora de concentraciones de flujo magnético aflorando desde el interior solar e interaccionando con magnetoconvección (el movimiento turbulento del plasma) bajo la superficie.
Comparando estas simulaciones por computadora y las observaciones de los flujos de la superficie, los científicos demostraron que las concentraciones de flujo magnético no pueden elevarse más rápido que la velocidad convectiva subsuperficial local, que es de unos 150 metros por segundo a una profundidad de 2000 km bajo la superficie. Esto contradice el mejor modelo actual de que dispone, que predice una velocidad de emergencia de unos 500 metros por segundo a la misma profundidad. «Estos resultados muestran que la teoría dominante debe de ser modificada para incluir el efecto de la convección en el interior solar», concluye Aaron Birch (Max Planck Institute for Solar System Research).
El año 2016 será un segundo más largo
14/7/2016 de USNO
Diagrama que muestra cómo funciona la interferometría de larga base (VLBI). Consiste en combinar los datos detectados por varios radiotelescopios que observan un mismo objeto celeste lejano, como un cuásar, teniendo en cuenta la diferencia temporal en la llegada de la señal a cada radiotelescopio. Crédito: NASA.
El 31 de diciembre de 2016, un segundo «extra» será añadido a los relojes del mundo a las 23 horas, 59 minutos 59 segundos del Tiempo Coordinado Universal (UTC).
Históricamente, la hora está basada en la rotación media de la Tierra relativa a los cuerpos celestes y el segundo fue definido en este sistema de referencia. Sin embargo, la invención de los relojes atómicos permitió definir una escala de tiempos «atómica» mucho más precisa y un segundo que es independiente de la rotación de la Tierra. En 1970, varios acuerdos internacionales establecieron un procedimiento para mantener la relación entre el Tiempo Coordinado Universal (UTC) y UT1, una medida del ángulo de rotación de la Tierra en el espacio.
El Servicio de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS) es la organización que monitoriza la diferencia entre las dos escalas de tiempo y decide si hay que añadir o eliminar segundos de UTC cuando sea necesario para mantener entre ambos sistemas una diferencia menor de 0.9 segundos. Para obtener la UTC se genera primero una escala de tiempo secundaria, el Tiempo Atómico Internacional (TAI), que es básicamente UTC sin segundos extra. Cuando el sistema fue constituido en 1972, la diferencia entre TAI y UTC se determinó que era de 10 segundos. Desde 1972 han sido añadidos 26 segundos adicionales en intervalos que varían entre los seis meses y los siete años, siendo el más reciente el insertado el 30 de junio de 2015. Tras la inserción del segundo extra en diciembre de 2016, la diferencia acumulada entre UTC y TAI será de 37 segundos.
Las medidas muestran que la Tierra, en promedio, va más lenta que la hora atómica, entre 1.5 y 2 milisegundos al día. Estos datos son generados por el USNO utilizando la técnica de la interferometría de larga base (VLBI) empleando radiotelescopios. El VLBI mide la rotación de la Tierra observando la posición aparente de objetos lejanos cercanos al límite del universo observable. Estas observaciones demuestran que después de entre 500 a 759 días, la diferencia entre la hora dada por la rotación de la Tierra y la hora atómica será de aproximadamente un segundo. En lugar de permitir que esto ocurra, se introduce un segundo para mantener las dos escalas próximas una a la otra. Podemos cambiar fácilmente la hora de un reloj atómico pero no es posible alterar la velocidad de rotación de la Tierra para que se ajuste a la de los relojes atómicos.
Un mapa récord de 1.2 millones de galaxias para estudiar la energía oscura
15/7/2016 de SDSS / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta es una rodaja del mapa de estructura a gran escala del Universo del Sloan Digital Sky Survey y su proyecto Baryon Oscillation Spectroscopic Survey. Cada punto en esta imagen indica la posición de una galaxia 6000 millones de años en el pasado. La rodaja cubre una región del Universo de 6 mil millones de años-luz de ancho, 4500 millones de años-luz de alto y 500 millones de años-luz de grosor. Crédito: Daniel Eisensteiny la colaboración SDSS-III.
Cientos de científicos del Sloan Digital Sky Survey III (SDSS-III) han colaborado para crear el mayor mapa tridimensional de galaxias lejanas. Los científicos lo han utilizado para medir con la mayor precisión hasta ahora de la energía oscura que actualmente domina la expansión acelerada del Universo.
«Hemos pasado una década recogiendo medidas de más de 1.2 millones de galaxias cubriendo un cuarto del cielo para cartografiar la estructura del Universo en un volumen de más de 650 mil millones de años-luz cúbicos», comenta Jeremy Tinker (New York University). «Este mapa nos ha permitido realizar las mejores medidas hasta la fecha de los efectos de la energía oscura sobre la expansión del Universo. Estamos poniendo nuestros resultados y mapa a disposición de todo el mundo».
Estas nuevas medidas han sido llevadas a cabo por el programa Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). El mapa creado por BOSS permite a los astrónomos medir el ritmo de expansión del Universo y, por tanto, determinar la cantidad de materia oscura y de energía oscura que componen el Universo actual.
BOSS mide el ritmo de expansión del Universo determinando el tamaño de las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) en la distribución tridimensional de galaxias. El tamaño original de los BAO viene determinado por las ondas de presión que viajaron a través del Universo joven hasta que alcanzó los 400 000 años de edad (ahora tiene 13800 millones de años), momento en que quedaron congeladas en la distribución de la materia del Universo. El resultado final es que las galaxias se hallan separadas preferentemente por una distancia característica que los astrónomos llaman la escala acústica.
El tamaño de la escala acústica hace 13 800 millones de años ha sido exquisitamente determinada en observaciones del fondo cósmico de microondas a partir de la luz emitida cuando las ondas de presión se congelaron. El medir la distribución de galaxias desde aquella época permite a los astrónomos conocer cómo la materia oscura y la energía oscura han competido por dominar el ritmo de expansión del Universo.
Una “matrioshka” en el medio interestelar
15/7/2016 de Instituo de Astrofísica de Canarias (IAC) / Monthly Notices Letters of the Royal Astronomical Society
El primer ejemplo de tres cáscaras de supernova concéntricas en la galaxia del Triángulo (M33). Fuente: IAC.
Las burbujas, que se producen alrededor de los cúmulos de estrellas jóvenes (el Sol se encuentra dentro de una, producida por un grupo de estrellas en la dirección de la constelación del Escorpión) pueden tener estructuras complejas debido a los potentes vientos estelares y las explosiones de supernovas de las estrellas individuales del cúmulo. Se suelen mezclar, e incluso fusionar con cierta rapidez, pero hasta ahora no se había encontrado burbujas concéntricas coexistiendo.
“Este fenómeno –explica John Beckman, coautor del artículo- sirve para explorar el medio interestelar de una manera única. Las masas en las tres cáscaras varían entre 50 y 200 veces la masa del Sol. Sin embargo si una supernova puede expulsar, como mucho, diez veces las masa del sol, ¿dónde obtienen el gas la segunda y la tercera cáscara si la primera supernova barre el medio interestelar por completo?”
La respuesta se encuentra en el gas circundante, es decir, en la falta de uniformidad del medio interestelar. “Debe haber –comenta Artemi Camps Fariña, primer autor de la investigación- densos grumos gaseosos rodeados por espacio con gases de poca densidad. Una supernova no barre simplemente el gas, sino que evapora las capas externas de esos grumos, dejando su parte interior intacta, con lo cual pueden contribuir a la producción de la segunda y la tercera cáscara”.
Los jupíteres templados, no tan solitarios como se pensaba
15/7/2016 de University of Toronto / The Astrophysical Journal
Una ilustración de artista de un planeta gigante de gas del tipo júpiter templado, en órbita alrededor de su estrella progenitora, junto con planetas compañeros menores. Crédito: Detlev Van Ravenswaay/Science Photo Library.
Tras analizar cuatro años de observaciones con el telescopio espacial Kepler, astrónomos de la Universidad de Toronto han demostrado que muchos exoplanetas de la clase de los jupíteres templados poseen compañeros planetarios inesperados. El análisis de los científicos demuestra la existencia de dos tipos distintos de jupíteres templados, cada uno con su propia historia dinámica y de formación.
Los dos tipos incluyen aquellos que poseen compañeros, y que por tano probablemente se formaron donde los encontramos hoy en día, y los que no tiene compañeros y posiblemente migraron a sus posiciones actuales. Según la autora principal del estudio, Chelsea Huang, «nuestros descubrimientos sugieren que una alta fracción de jupíteres templados no puede haber migrado a sus posiciones actuales dinámicamente y que sería una buena idea considerar más seriamente que se formaron donde los encontramos».
Los jupíteres templados son grandes exoplanetas gigantes de gas, planetas que están en órbita alrededor de otras estrellas distintas del Sol. Son comparables en tamaño a los gigantes de gas de nuestro Sistema Solar. Pero a diferencia de la familia de planetas del Sol, los jupíteres templados se encuentran a la misma distancia, aproximadamente, que Mercurio, Venus y la Tierra del Sol. Tardan entre 10 y 200 días en completar una sola órbita. Debido a la proximidad a sus estrellas progenitoras son más calientes que los fríos gigantes de gas de nuestro sistema, aunque no tan calientes como los llamados jupíteres calientes, que típicamente están más cerca de sus estrellas progenitoras que Mercurio del Sol.
En general se pensaba que los jupíteres templados no se han formado donde los encontramos hoy en día, ya que están demasiado cerca de sus estrellas progenitoras para haber acumulado las grandes atmósferas de los gigantes de gas. En cambio, probablemente se hayan formado en las regiones lejanas de los sistemas planetarios, migrando hacia el interior a sus posiciones actuales, e incluso siguiendo su viaje para acabar convirtiéndose en jupíteres calientes. Durante esta migración, la gravedad de un júpiter templado habría perturbado a los planetas vecinos, expulsándolos del sistema.
Pero, en lugar de encontrar jupíteres templados «solitarios», sin compañeros, los astrónomos descubrieron que 11 de los 27 estudiados poseían compañeros con tamaños entre el de la Tierra y el de Neptuno. «Y cuando tenemos en cuenta que todavía falta mucho análisis por hacer», comenta Huang, «el número de jupíteres templados con vecinos más pequeños puede ser incluso mayor. Podríamos descubrir que más de la mitad tienen compañeros».
Chandra encuentra pruebas de una violenta unión de estrellas
15/7/2016 de Chandra
Ilustración de artista que muestra la emisión de rayos X en un estrecho haz que se origina cuando dos estrellas chocan y se fusionan, originando un estallido de rayos gamma (GRB). Crédito: rayos X de NASA/CXC/Univ. of Maryland/E. Troja et al; óptico de Lowell Observatory’s Discovery Channel Telescope/E.Troja et al.; ilustración de NASA/CXC/M.Weiss.
Los estallidos de rayos gamma, o GRB, son algunos de los fenómenos más violentos y energéticos del Universo. Aunque se trata de las explosiones más luminosas del cosmos, un estudio nuevo con el observatorio de rayos X Chandra y el satélite Swift de NASA, y otros telescopios sugiere que los científicos podrían estar perdiéndose la mayoría de estas potentes detonaciones cósmicas.
Los astrónomos piensan que algunas explosiones de GRB son el producto del choque y la fusión de dos estrellas de neutrones o de una estrella de neutrones y un agujero negro. El nuevo estudio proporciona la mejor prueba hasta ahora de que tales choques producirán un haz muy estrecho, o chorro, de rayos gamma. Si un chorro estrecho de este tipo no estuviera apuntando hacia la Tierra, el GRB originado por la colisión no sería detectado. Sin embargo, hasta ahora no había pruebas bastante sólidas porque el rápido declive en la emisión de luz no se había observado en longitudes de onda múltiples, permitiendo explicaciones que no incluían chorros.
El 3 de septiembre de 2014, el observatorio Swift captó un GRB, que fue llamado GRB 140903A por la fecha en que fue detectado. Los científicos realizaron entonces observaciones en el óptico con el telescopio del observatorio Gemini para determinar que se produjo en una galaxia a unos 3900 millones de años luz, relativamente cerca para tratarse un GRB. Tres semanas después, un equipo de investigadores dirigido por Eleonora Troja observó los restos del GRB en rayos X con Chandra, lo que permitió obtener información acerca de la caída de la emisión en rayos X por parte del GRB, lo que proporciona datos acerca de las propiedades del chorro.
Concretamente, los investigadores descubrieron que el chorro es emitido con un ángulo de sólo cinco grados basándose en las observaciones en rayos X, más las ópticas, más otras en radio con el VLA, equivalente a un círculo con el diámetro de tus tres dedos centrales con el brazo estirado. Esto significa que los astrónomos sólo están detectando un 0.4 % de este tipo de GRB cuando estalla, dado que en muchos casos el chorro no estará apuntando directamente hacia nosotros.
La misión New Horizons extendida, Dawn permanecerá en Ceres
18/7/2016 de NASA
Imagen en falso color mostrando la composición química de la superficie del planeta Ceres, obtenida por la nave Dawn. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCAL/MPS/DLR/IDA.
Tras el histórico paso por Plutón, la misión New Horizons de NASA ha recibido luz verde para continuar viajando hacia un objeto a mayor profundidad en el Cinturón de Kuiper, conocido como 2014 MU69. El encuentro planeado de la nave espacial con el objeto antiguo (considerado uno de los elementos básicos que construyeron el sistema solar) es el 1 de enero de 2019.
Por otra parte, NASA ha decidido que la nave espacial Dawn debe de permanecer en el planeta enano Ceres, en lugar de cambiar de rumbo hacia el asteroide del Cinturón Principal Adeona por considerar que los resultados científicos de la observación de Ceres acercándose al perihelio serán más interesantes que los descubrimientos que puedan realizarse en Adeona.
Dos nuevos jupiteres calientes «hinchados» descubiertos alrededor de estrellas lejanas
18/7/2016 de Phys.org
![SuperWASP phase folded light curve for WASP-113 (top) and WASP-114 (bottom). The best transit model described in detail in section 4 is overplotted. The data of WASP-114 was displaced vertically for clarity. Credit: arXiv:1607.02341 [astro-ph.EP] Read more at: http://phys.org/news/2016-07-inflated-hot-jupiter-planets-distant-stars.html#jCp](http://cdn.phys.org/newman/csz/news/800/2016/5784bd595e86c.jpg)
Curvas de luz de las estrellas WASP-113b (arriba) y WASP-114 (abajo). Las caídas corresponden al paso de sus respectivos exoplanetas por delante de las estrellas (tránsito). Crédito: arXiv:1607.02341 [astro-ph.EP].
Un equipo de astrónomos ha detectado dos nuevos jupiteres calientes con un radio mayor del que deberían. Llamados WASP-113b y WASP-114b, estos exoplanetas están en órbita alrededor de sus estrellas situadas a 1170 y 1500 años-luz de la Tierra, respectivamente.
Según el equipo internacional de investigadores, dirigido por Susana Barros (Universidad de Porto, Portugal) WASP-113b y WASP-114b son mayores en tamaño que Júpiter, con un radio hinchado de unos 1.4 y 1.3 radios de Júpiter, respectivamente. Sin embargo, aunque similares en tamaño, WASP-113b tiene menos de la mitad de la masa de Júpiter, mientras que WASP-114b tiene casi el doble de la masa de Júpiter, es mucho más denso que WASP-113b.
Hubble capta el corazón latiendo de la nebulosa del Cangrejo
18/7/2016 de Hubblesite
Nebulosa del Cangrejo. Crédito: NASA y ESA.
En el centro de la nebulosa del Cangrejo, situada en la constelación de Tauro, se halla un «corazón latiendo» celeste que es un ejemplo de física extrema en el espacio. El diminuto objeto expulsa pulsos de radiación 30 veces por segundo con la increíble precisión de un reloj.
Los astrónomos pronto se dieron cuenta de que se trata del núcleo comprimido de una estrella explotada, llamada estrella de neutrones, que gira alocadamente como una batidora al hacer un puré. El centro quemado estelar puede hacer esto sin destruirse debido a que es 10 mil millones de veces más fuerte que el acero. Esta densidad increíble se debe a que la masa de 1.4 soles ha sido comprimida en una bola sólida de neutrones no mayor del ancho de una gran ciudad.
Esta imagen del Hubble capta la región alrededor de la estrella de neutrones. Está emitiendo copiosas cantidades de energía que están empujando la nube de escombros en expansión de la explosión de supernova. Esto incluye tsunamis de partículas cargadas imbuidas en campos magnéticos mortíferos.
La composición superficial determina la temperatura y habitabilidad de un planeta
18/7/2016 de KU Leuven
Cuando hay mucha fricción superficial, el sistema de «aire acondicionado» de un planeta enfría su cara diurna caliente. Crédito: KU Leuven – Ludmila Carone y Leen Decin.
Un equipo de astrónomos de KU Leuven ha demostrado que la interacción entre la superficie y la atmósfera de un exoplaneta posee consecuencias importantes en la temperatura del planeta. Esta temperatura, a su vez, es un elemento crucial en la búsqueda de planetas habitables fuera de nuestro Sistema Solar.
Los planetas con caras diurnas permanente podrían ser habitables, dependiendo de su sistema de «aire acondicionado». Dos de los tres «sistemas» posibles utilizan el aire frío de la cara nocturna para enfriar la cara diurna. Y con la atmósfera y temperatura correctos, los planetas con caras nocturna y diurna permanentes son potencialmente habitables.
Que el «sistema de aire acondicionado» sea efectivo realmente depende de la interacción entre la superficie del planeta y su atmósfera, tal como demuestra el nuevo estudio de Ludmila Carone, que comenta:»Hemos construido cientos de modelos por computadora para examinar esta interacción. En una situación ideal, el aire frío es transportado de la cara nocturna a la diurna». «Nuestros modelos muestran que la fricción entre la superficie del planeta y las capas bajas de la atmósfera puede suprimir estas corrientes de aire. Cuando hay mucha fricción superficial, el sistema de «aire acondicionado» todavía funciona».
Una historia de colisiones entre las Nubes de Magallanes
19/7/2016 de AAS NOVA
![Wide-field (39° × 27°) luminance filter image with color insets of the Magellanic System. The LMC is located near the top left and the SMC is near the bottom right (click for the full view!). [Besla et al. 2016]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/07/fig17-702x336.jpg)
Imagen de gran campo con imágenes del sistema de Magallanes superpuestas. La LMC está situada arriba a la izquierda y la SMC abajo a la derecha. Crédito: Besla et al. 2016.
Observaciones recientes de la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea, han revelado un débil arco de estrellas que se extiende desde su borde norte. El hecho de que no se detecte ninguna estructura equivalente en la región del sur sugiere que las estructuras fueron causadas por interacciones entre la Gran Nube de Magallanes (LMC) y la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), y no por efectos de marea producidos por la Vía Láctea.
Gurtina Besla (University of Arizona) y sus colaboradores han creado simulaciones por computadora de interacciones entre LMC y SMC, primero aisladas y luego añadiendo las fuerzas de marea de laVía Láctea.
Las simulaciones apoyan la conclusión sugerida por las observaciones: aunque las mareas de la Vía Láctea pueden influir en la distribución final de las estructuras en las regiones exteriores de la LMC, las interacciones cercanas entre la LMC y la SMC parecen ser la causa principal de la estructura espiral asimétrica encontrada.
Kepler confirma más de 100 exoplanetas durante su misión K2
19/7/2016 de JPL
Ilustración de artista que muestra al telescopio espacial Kepler de NASA en su misión K2. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Un equipo internacional de astrónomos ha descubierto y confirmado un gran tesoro de mundos nuevos utilizando la nave espacial Kepler de NASA en su misión K2. De los 197 candidatos iniciales, los científicos han confirmado 104 planetas fuera de nuestro Sistema Solar. Entre los confirmados se encuentra un sistema planetario que contiene cuatro planetas prometedores que podrían ser rocosos.
Estos cuatro planetas, todos entre un 20 y un 50 por ciento mayores que la Tierra en diámetro, están en órbita alrededor de la estrella enana K2-72, que se halla a 181 años luz en dirección a la constelación de Acuario. La estrella tiene menos de la mitad del tamaño del Sol y es menos brillante. Los periodos orbitales de los planetas varían entre cinco días y medio y 24 días, y dos de ellos pueden experimentar niveles de irradiación desde su estrella comparable a los de la Tierra.
A pesar de sus órbitas tan cercanas (más que la distancia de Mercurio al Sol) la posibilidad de que pueda aprecer vida en un planeta alrededor de una estrella así no puede ser descartada, según el autor principal del estudio, Ian Crossfield.
Objetos nuevos más allá del Cinturón de Kuiper
19/7/2016 de AAS NOVA
![Illustration of the orbits of outer-solar system bodies (with the perihelia co-located on the left for easy comparison). Includes low-eccentricity classical Kuiper belt objects (blue), moderate-eccentricity resonant Kuiper belt objects (green), and high-eccentricity, high-perihelia scattered objects (black). The yellow circle represents Neptune’s orbit. [Created 2006 using the Minor Planet Center Orbit database]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/07/fig21.png)
Ilustración de las órbitas de cuerpos del sistema solar exterior (con los perihelios colocados a la izquierda para poder compararlos). El círculo amarillo representa la órbita de Neptuno. Fuente: NOVA.
Los objetos del Cinturón de Kuiper (con órbitas más alejadas de Sol que la de Neptuno) pueden agruparse de forma general en dos categorías: los que están en órbita entre las resonancias de Neptuno y los que han sido capturados en estas resonancias, probablemente durante la migración hacia afuera de Neptuno en el pasado. Todos estos objetos tienen excentricidades bajas o moderadas y ejes semimayores de menos de 48 unidades astronómicas (UA), haciendo que esta distancia sea considerada el borde aproximado del Cinturón de Kuiper exterior.
Más allá de esta distancia, los objetos tienden a tener órbitas mucho más interesantes. Estos objetos tienen órbitas muy excéntricas o inclinadas, con ejes semimayores y perihelios altos (más de 40 UA) y probablemente fueron dispersados a estas órbitas por encuentros con Neptuno en el pasado.
Recientemente un equipo de científicos ha descubierto un grupo de objetos que no encaja en ninguna de estas categorías. Se trata de objetos nuevos que no sólo poseen perihelios altos (de más de 40 UA) pero que tienen también semiejes mayores moderados o bajos (entre 50 y 100 UA) y excentricidades pequeñas. Los objetos más extremos de la muestra tienen algunos de los perihelios mayores de objetos conocidos en nuestro Sistema Solar, y a pesar de ello no se encuentran especialmente lejos, a diferencia de objetos con perihelios grandes similares como Sedna.
La superficie de Venus revelada a través de las nubes
19/7/2016 de ESA
Ilustración esquemática del comportamiento esperado de ondas de gravedad en las proximidades de terreno montañoso de Venus. Crédito: ESA.
Utilizando observaciones del satélite Venus Express de ESA un equipo de científicos ha demostrado por primera vez cómo las estructuras observadas en la gruesa capa de nubes de Venus están relacionadas directamente con la topografía de la superficie que tiene debajo. Más que actuar como una barrera para nuestras observaciones, las nubes de Venus pueden ofrecer datos sobre lo que hay debajo.
Los astrónomos han estudiado tres aspectos del clima nuboso del planeta: la rapidez con que circulan los vientos en Venus, la cantidad de agua atrapada en el interior de las nubes y lo brillantes que son estas nubes, en particular en luz ultravioleta.
«Nuestros resulatdos demuestran que todos estos aspectos – los vientos, el contenido en agua y la composición de las nubes – están de algún modo conectados con las propiedades de la propia superficie de Venus», comenta Jean-Loup Bertaux (LATMOS).
Los investigadores han descubierto una zona de nubes en particular, cerca del ecuador de Venus, que está acumulando más agua que sus alrededores. Esta región «húmeda» está situada justo por encima de una cordillera de montañas de 4500 metros de altura llamada Afrodita Terra. Este fenómeno parece estar producido por aire rico en agua de la atmósfera baja que está siendo forzado a subir por encima de las montañas de Afrodita Terra, haciendo que los investigadores llamen a esta estructura la «fuente de Afrodita».
La X marca el centro de la galaxia La Vía Láctea
20/7/2016 de University of Toronto / The Astronomical Journal
Imagen del cielo completo de la Vía Láctea obtenida por WISE. El círculo está centrado en la región central de la Galaxia. La imagen ampliada muestra una versión mejorada de la misma región que muestra una vista más clara de la estructura con forma de X. Crédito: NASA/JPL-Caltech; D. Lang/Dunlap Institute.
Dos astrónomos han descubierto la mejor prueba hasta la fecha de la presencia de una enorme estructura con forma de X hecha de estrellas que se halla en el bulbo central de la Galaxia de La Vía Láctea.
Modelos por computadora previos, observaciones de otras galaxias y de nuestra propia galaxia han sugerido la existencia de la estructura con forma de X. Pero nadie la había observado directamente, y algunos astrónomos sostenían que las investigaciones que sugerían indirectamente su existencia podian explicarse de otros modos.
La imagen más clara del bulbo galáctico ha sido conseguida por Melissa Ness y Dustin Lang, que reanalizaron datos del telescopio espacial WISE de NASA. «La forma del bulbo es una característica clave en la formación de la Galaxia de La Vía Láctea», afirma Ness. «Vemos la forma de X y la morfología de caja claramente en la imagen de WISE y esto demuestra que los procesos internos de formación han sido los que han controlado la formación del bulbo».
Una forma diferente de visualizar los cambios solares
20/7/2016 de AAS NOVA
![SDO and STEREO-A images of a prominence eruption. Tracking the falling material is difficult due to the complex background. [Thompson & Young 2016]](http://aasnova.org/wp-content/uploads/2016/07/fig41.jpg)
Imágenes de SDO y STEREO de una erupción solar. El seguimiento del material que cae es difícil debido a la complejidad del fondo. Crédito: Thompson & Young 2016.
Un nuevo estudio realizado por Barbara Thompson y Alex Young (NASA Goddard Space Flight Center) presenta una técnica llamada «cartografiado de persistencia» para examinar mejor fenómenos solares cuyas naturalezas dinámicas los hacen difíciles de analizar.
¿Qué es un mapa de persistencia? Suponga que dispone de un conjunto de N imágenes de la misma región espacial, cada imagen tomada en un momento diferente. Para crear un mapa de persistencia de estas imágenes, las combinaría conservando sólo los valores más extremos (por ejemplo, el máximo) de cada pixel, descartando los restantes N-1 valores de cada pixel.
Es una técnica especialmente útil para poner de manifiesto fenómenos poco frecuentes o intermitentes , que normalmente quedan borrados de las imágenes cuando se combinan sumándolas o promediándolas.
Ahora Thompson y Young han creado un mapa de persistencia de los valores de píxel mínimos para estudiar la caída del brillo en zonas de la corona del Sol cercanas a regiones activas, que permiten estudiar el material expulsado en las eyecciones de masa. Con este método, los investigadores estiman una pérdida un 50% mayor de masa en un episodio de caída del brillo de la corona comparado con el método tradicional de análisis de imágenes, y revela conexiones entre las regiones con pérdida de brillo que antes no se detectaban.
El detector más sensible de materia oscura completa su búsqueda
25/7/2016 de Berkely Lab
Una imagen del interior del detector LUX. Crédito: Matthew Kapust/Sanford Underground Research Facility.
El gran experimento subterráneo de materia oscura con xenon (LUX, de sus iniciales en inglés), que funciona bajo un kilómetro y medio de roca en las instalaciones de investigaciones subterráneas Sanford en Dakota del Sur (USA), ha completado su búsqueda de la materia perdida del Universo.
Los científicos de la colaboración LUX han presentado los resultados del periodo final de funcionamiento del detector de 20 meses, entre octubre de 2014 y mayo de 2016. La sensibilidad de LUX superó con creces las expectativas originales del experimento pero no ha manifestado ni rastro de una partícula de materia oscura. La sensibilidad extrema de LUX hace que los investigadores afirmen que si hubieran interaccionado partículas de materia oscura con el xenon, el detector casi seguro que las habría visto. Estos límites nuevos a la detección de materia oscura permiten a los científicos eliminar muchos modelos posibles, proporcionando directrices cruciales para la nueva generación de experimentos de materia oscura.
«Con este resultado final de la época 2014-2016, los científicos de la colaboración LUX han llevado la sensibilidad del instrumento a un nivel que es cuatro veces mejor de lo esperado inicialmente. Habría sido maravilloso si la sensibilidad mejorada hubiera conllevado también una clara señal de materia oscura. Sin embargo, lo que hemos observado está de acuerdo en que se trata sólo de señales de fondo», afirma Rick Gaitskell (Brown University).
La materia oscura se piensa que constituye más de cuatro quintos de la masa del Universo. Los científicos están bastante seguros de sus existencia debido a que los efectos de su gravedad pueden observarse en la rotación de las galaxias y en el modo en el que la luz se desvía cuando viaja por el Universo, pero los experimentos no han logrado un contacto directo con las partículas de materia oscura. El experimento LUX fue diseñado para buscar las partículas masivas de interacción débil (WIMP de sus iniciales en inglés), candidatas principales a ser la materia oscura.
El asteroide que formó la cuenca Imbrium Basin de la Luna puede haber tenido el tamaño de un protoplaneta
25/7/2016 de Brown University / Nature
Los canales y grietas asociados con el Imbrium Basin de la Luna eran un misterio. Una nueva investigación muestra cómo se formaron algunas de estas estructuras y las utiliza para estimar el tamaño del impactor que creó la cuenca. El estudio sugiere que era suficientemente grande como para ser considerado un protoplaneta. Crédito: NASA/Northeast Planetary Data Center/Brown University.
Hace unos 3800 millones de años, un asteroide de más de 240 kilómetros, chocó contra la Luna y creó el Imbrium Basin, el ojo derecho del ‘hombre de la Luna’. Esta nueva estimación del tamaño sugiere que el impactor era dos veces mayor en diámetro y 10 veces más masivo de lo estimado anteriormente.
«Demostramos que Imbrium fue creado por un objeto absolutamente enorme, suficientemente grande como para ser clasificado como protoplaneta», afirma Pete Schultz (Brown University). «Esta es la primera estimación del tamaño del impactor de Imbrium que se basa en la formaciones geológicas que vemos en la Luna». Las estimaciones previas, comenta Schultz, estaban apoyadas únicamente en modelos por computadora y arrojaron una estimación del tamaño de sólo unos 80 km de diámetro.
Los nuevos descubrimientos ayudan a explicar algunas de las sorprendentes estructuras geológicas que rodean al Imbrium Basin. El trabajo sugiere también – en base al tamaño de otras cuencas de impacto de la Luna, Marte y Mercurio – que el Sistema Solar temprano probablemente estaba bien surtido de asteroides del tamaño de protoplanetas.
La cuenca del Imbrium Basin está rodeada por canales y grietas, suficientemente grandes como para ser vistos desde la Tierra incluso con telescopios pequeños. Estas formaciones radian hacia el exterior desde el centro de la cuenca como los radios de una rueda, pero se concentran en el extremo sureste de la cuenca. Ello sugiere que el impactor viajaba desde el noroeste, chocando con un ángulo oblicuo.
El primer estudio atmosférico de exoplanetas de tamaño Tierra revela mundos rocosos
25/7/2016 de MIT / Nature
Ilustración de artista de planetas transitando por una estrella enana roja en el sistema de TRAPPIST-1. CRÉDITO: NASA/ESA/STScI.
El pasado 2 de mayo, científicos del MIT, la Universidad de Lieja y otras instituciones anunciaron el descubrimiento de un sistema planetario, a solo 40 años luz de la Tierra, que contiene tres mundos potencialmente habitables, de dimensiones similares a las de la Tierra. Juzgando a partir del tamaño y temperatura de los planetas, los investigadores determinaron que algunas regiones de cada planeta podrían ser adecuadas para la vida.
Ahora, en un artículo publicado en la revista Nature, el mismo grupo anuncia que los dos planetas más interiores del sistema son principalmente rocosos. El descubrimiento apoya todavía más la hipótesis de que estos planetas puedan ser realmente habitables. Los investigadores también han determinado que la atmósfera de ambos planetas probablemente no sea grande y difusa, como la de Júpiter, sino compacta, parecida a las atmósferas de la Tierra, Venus y Marte.
El 4 de mayo el equipo de astrónomos apuntó el telescopio espacial Hubble hacia el sistema de la estrella TRAPPIST-1 para captar un raro evento: un tránsito doble, el momento en que dos planetas pasan casi simultáneamente por delante de su estrella. Se trata de la primera vez que se ha conseguido realizar una observación espectroscópica de un tránsito doble, lo que permite obtener datos de las atmósferas de los dos planetas al mismo tiempo.
La observación reveló que ambos mundos probablemente poseen atmósferas compactas, parecidas a las de los planetas rocosos de nuestro sistema solar. «Una superficie rocosa es un comienzo estupendo para que un planeta sea habitable, pero la vida que puedan albergar los planetas de TRAPPIST-1 probablemente lo está teniendo mucho más difícil que la vida en la Tierra», comenta Joanna Barstow (University College London). Al estar en órbita muy cerca de su estrella, Barstow afirma que la radiación emitida por la estrella podría arrancarles sus atmósferas por completo, haciendo que sea extremadamente difícil que los organismos progresen, en especial debido a la rotación síncrona de los dos planetas, lo que significa que poseen días y noches permanentes.
Un sistema solar alienígena exhibe planetas con órbitas muy juntas e inusuales
25/7/2016 de Florida Institute of Technology / The Astronomical Journal
Ilustración que muestra el apretado sistema planetario de Kepler-80. Crédito: Karl Tate, SPACE.com Infographics Artist.
Un grupo de planetas muy juntos en un sistema solar alienígena conocido por Kepler-80 exhibe una rara configuración orbital. Esta distribución planetaria poco habitual permite profundizar en el estudio de sistema similares conocidos como STIP (iniciales de sistemas con planetas interiores cercanos en inglés) y contribuye a comprender cómo se formó la Tierra.
Situada a unos 1100 años luz de distancia, Kepler-80, que recibe el nombre del telescopio que la descubrió, posee cinco planetas en órbita muy próximos a su estrella. Ya en 2012 los científicos habían descubierto que los cinco planetas se desplazan por una zona 150 veces más pequeña que la órbita de la Tierra alrededor del Sol, con «años» de 1, 3, 4, 7 y 9 días. La cercanía entre los planetas y su estrella permitió al telescopio espacial Kepler detectar variaciones diminutas (de alrededor de un 0.001 por ciento) en la duración de los «años» debido a sus interacciones gravitatorias mutuas.
El análisis de Mariah MacDonald (Florida Institute of Technology) y sus colaboradores reveló que los cuatro planetas exteriores tienen masas de entre 4 y 6 veces la de la Tierra, aunque comparten la composición rocosa de nuestro planeta. Los cuatro tienen masas parecidas entre sí, aunque los dos más exteriores son casi el doble de grandes. Esto es atribuido a la presencia de una atmósfera muy hinchada de hidrógeno/helio.
Otra rareza del sistema de Kepler-80 es que sus planetas poseen órbitas «sincronizadas». «Los planetas exteriores regresan casi a la misma configuración exactamente cada 27 días», comenta Darin Ragozzine (Florida Institute of Technology). Este efecto es conocido como resonancia, y ayuda al sistema a permanecer estable gravitatoriamente.
El espacio… la frontera final
26/7/2016 de Hubble site
Abell S1063, un cúmulo de galaxias, ha sido observado por el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA como parte del programa Frontier Fields. La enorme masa del cúmulo actúa como una lupa cósmica que permite intensificar la luz de galaxias que están aún más lejos, haciéndolas suficientemente brillantes como para que el Hubble las pueda ver. Crédito: NASA, ESA, y J. Lotz (STScI).
Hace 50 años, el capitán Kirk y la tripulación de la nave Enterprise empezaron su viaje al espacio, la frontera final. Ahora, coincidiendo con el estreno de la nueva película de Star Trek, el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA también se halla explorando fronteras nuevas, observando galaxias lejanas en el cúmulo Abell S1063 como parte del programa Campos Fronterizos (Frontier Fields).
El objetivo más reciente de la misión del Hubble, el cúmulo Abell S1063, puede en principio albergar miles de millones de nuevos mundos extraños. Esta imagen del cúmulo, que aparece en el centro, lo muestra tal como era hace 4 mil millones de años. Pero Abell S1063 nos permite explorar una época incluso anterior a ésta, un lugar donde ningún telescopio ha observado antes realmente. La enorme masa del cúmulo distorsiona e intensifica la luz de galaxias que se hallan detrás de él debido a un efecto llamado de lente gravitatoria. Esto permite al Hubble ver galaxias que de otro modo serían demasiado débiles para ser detectadas, haciendo posible la búsqueda y estudio de la primera generación de galaxias del Universo. «Fascinante», como diría un famoso vulcano.
Los primeros resultados de los datos de Abell S1063 prometen varios descubrimientos nuevos notables. Ya ha sido encontrada una galaxia que se observa tal como era solo mil millones de años después del Big Bang.
Los astrónomos también han identificado 16 galaxias del fondo cuya luz ha sido distorsionada por el cúmulo, produciendo la aparición en el cielo de imágenes múltiples de ellas. Esto ayudará a los astrónomos a mejorar sus modelos de la distribución tanto de la materia ordinaria como de la oscura en el cúmulo de galaxias, ya que es la gravedad de éstas la que provoca las distorsiones. Estos modelos son clave para comprender la naturaleza misteriosa de la materia oscura.
El róver de Marte puede elegir sus propios objetivos para el láser
26/7/2016 de JPL
El róver de Marte Curiosity de NASA selecciona autónomamente algunos objetivos para el láser y la cámara telescópica de su instrumento ChemCam. Por ejemplo, el software de abordo analizó la imagen de Navcam de la izquierda, eligió el objetivo indicado con un punto amarillo y apuntó la ChemCam para disparos de láser en la imagen de la derecha. Crédito: NASA/JPL-Caltech/LANL/CNES/IRAP/LPGNantes/CNRS/IAS.
El róver de Marte Curiosity de NASA está seleccionando ahora objetivos rocosos para su espectrómetro láser, siendo ésta la primera vez que se dispone de selección autónoma de objetivos en un instrumento de este tipo en una misión planetaria robótica.
Utilizando software desarrollado en el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) de NASA, Curiosity ahora elige con frecuencia objetivos múltiples cada semana para un láser y una cámara telescópica que forman parte del instrumento ChemCam del róver. La mayoría de los objetivos de ChemCam todavía son seleccionados por los científicos que discuten sobre las rocas o el terreno que ven en imágenes enviadas por el róver a la Tierra, pero la selección de objetivos autónoma supone una nueva capacidad.
El software AEGIS, de Autonomous Exploration for Gathering Increased Science, ha sido empleado anteriormente en el róver Opportunity, aunque con menos frecuencia y para un tipo de instrumento diferente. El róver utiliza el software para analizar las imágenes de una cámara de gran campo como base para la selección autónoma de rocas que serán fotografiadas con una cámara de ángulo más estrecho.
«Esta autonomía es particularmente útil en ciertas ocasiones, cuando la intervención del equipo científico es difícil o imposible – en medio de un desplazamiento largo, quizás, o cuando los horarios de la Tierra, Marte y las actividades de la sonda conducen a retrasos a la hora de compartir información entre los planetas», comenta la ingeniera Tara Estlin, directora del desarrollo de AEGIS en el JPL.
Para seleccionar un objetivo autónomamente, el análisis de las imágenes por el software utiliza criterios ajustables especificados por los científicos, como identificar rocas en base a su tamaño o brillo. Los criterios pueden cambiar dependiendo de los alrededores del róver y de los objetivos científicos de las medidas.
Química atmosférica con papel y lápiz
26/7/2016 de Universität Bern / The Astrophysical Journal
(Ilustración) El espectro de la atmósfera de un exoplaneta muestra las distintas moléculas presentes en ella. Sus abundancias dependen de si han sido creadas por procesos físicos, geológicos o biológicos. Crédito: NASA.
Normalmente las computadoras aceleran los cálculos. Pero con su nueva fórmula de lápiz y papel Kevin Heng, de la Universidad de Berna, obtiene sus resultados miles de veces más rápido que utilizando programas de computadora convencionales. El astrofísico calcula las abundancias de moléculas en atmósferas exoplanetarias. En última instancia, descifrar las abundancias de moléculas nos permite interpretar si las características de un espectro son debidas a procesos físicos, geológicos o biológicos.
Con sus instrumentos sofisticados, los astrónomos de hoy en día no sólo detectan exoplanetas nuevos fuera de nuestro sistema solar sino que son capaces de caracterizar las atmósferas de algunos de estos mundos lejanos. Para saber qué esperar y cuándo hay sorpresas, los teóricos calculan las abundancias esperadas de las moléculas. Kevin Heng es un experto en estos cálculos. «El Sol y otras estrellas poseen una proporción concreta de elementos químicos como hidrógeno, carbono, oxígeno o nitrógeno», explica. «Y hay muchas pruebas de que los planetas se forman a partir de la esencia de las estrellas». Pero mientras que en las estrellas los elementos existen en forma de átomos, a las temperaturas más bajas de las atmósferas exoplanetarias forman diferentes moléculas, según sea la temperatura y la presión.
Por ejemplo, a temperaturas bajas el portador dominante de carbono es el metano (CH4) y a temperaturas elevadas, el monóxido de carbono (CO). El conjunto de reacciones químicas posibles es bien conocido pero muy grande. Por tanto, los cálculos convencionales son complejos y largos. «Encontré un modo de hacer esto mucho más rápidamente resolviendo el 99% del problema en papel antes de tocar la computadora», afirma Kevin Heng. «Normalmente se resuelve lo que llamamos un sistema de ecuaciones acopladas no lineales. Yo conseguí reducir el problema a resolver una sola ecuación polinomial. En concreto, yo ‘desacoplé’ el sistema de ecuación sobre el papel en lugar de utilizar un ordenador». Resolver esta ecuación polinomial cuesta una fracción del tiempo que tarda originalmente una computadora.
El nuevo método analítico tiene varias consecuencias. El tremendo aumento en la velocidad permite una exploración más concienzuda de las posibilidades al interpretar los espectros de las atmósferas de exoplanetas. La química atmosférica nos enseña cuándo y cómo ser sorprendidos. Las diferencias entre las abundancias de moléculas observadas y las calculadas podría poner de manifiesto procesos geológicos e incluso biológicos. «Puede que en 20 ó 30 años mirando una atmósfera exoplanetaria con agua, oxígeno, ozono y otras moléculas podamos preguntar si vemos vida», comenta Heng. «Pero primero tendremos que responder a la pregunta de si los datos pueden explicarse por física o geología».
Un ojo antiguo en el cielo
26/7/2016 de Subaru Telescope
El «Ojo de Horus» en falso color. La imagen aumentada de la derecha muestra dos anillos/arcos de distintos colores. El arco interior tiene una tonalidad rojiza mientras que el exterior tiene un tinte azul. Se trata de las imágenes creadas por la lente de dos galaxias que están al fondo. Los puntos brillantes en los arcos y alrededor de ellos son también imágenes de esas galaxias del fondo. El objeto amarillento situado en el centro es una galaxia masiva a z=0.79, que desvía la luz de las dos galaxias del fondo. Crédito: NAOJ.
La luz de una estrella lejana puede ser desviada fuertemente por la influencia gravitatoria de una galaxia que esté delante. El efecto se llama de lente gravitatoria fuerte. Normalmente la lente afecta sólo a una galaxia. Pero a veces la misma galaxia que está por delante puede, en teoría, actuar como lente sobre varias galaxias situadas al fondo. Aunque son extremadamente raros, los sistemas de lentes de este tipo constituyen una oportunidad única de estudiar la física fundamental de las galaxias y aportar conocimientos a la cosmología. Recientemente ha sido descubierto un sistema así, y no en el despacho de un astrónomo sino en una clase. Ha sido apodado el «Ojo de Horus» y este ojo antiguo en el cielo nos ayudará a comprender la historia del Universo.
El Telescopio Subaru organiza un curso para estudiantes universitarios cada año. En septiembre de 2015, en el Observatorio Astronómico Nacional de Japón, un grupo de astrónomos y jóvenes estudiantes se encontraba analizando algunos datos del instrumento Hyper Suprime-Cam (HSC) durante el curso, cuando encontraron este sistema de lente. Fue el caso clásico de descubrimiento serendípico. «Cuando estaba examinando imágenes de la HSC junto con los estudiantes, nos encontramos con una galaxia con forma de anillo e inmediatamente reconocimos que era efecto de una lente fuerte», explica Masayuki Tanaka.
Un examen cuidadoso de las imágenes reveló dos arcos/anillos distintos de luz con diferentes colores. Esto sugería que se trataba de dos galaxias lejanas diferentes que estaban siendo afectadas por la galaxia que tenían delante. La galaxia que actúa como lente tiene un desplazamiento al rojo (redshift) de z=0.79 (es decir, que se encuentra a unos 7 mil millones de años luz de distancia), según los datos del Sloan Digital Sky Survey. Las observaciones posteriores espectroscópicas de los objetos afectados por la lente utilizando el telescopio Magellan confirmaron que se trata realmente de dos galaxias situadas por detrás de la lente. Una se encuentra a z=1.30 y la otra está a z=1.99 (a 9 mil millones y 10 500 millones de años luz de distancia, respectivamente).
«Los datos espectroscópicos revelan varias cosas interesantes acerca de las fuentes del fondo», comenta Kenneth Wong (NAOJ). «No sólo confirman que son dos fuentes a diferentes distancias de nosotros, sino que la fuente más lejana parece consistir en dos componentes distintas, lo que podría ser indicación de una pareja de galaxias en interacción. Además una de las imágenes múltiples de esta fuente está ella misma siendo dividida en dos imágenes, lo que podría deberse a una galaxia satélite demasiado débil para que la podamos ver nosotros».
Los astrónomos descubren el giro mareante del halo de la Vía Láctea
27/7/2016 de NASA / The Astrophysical Journal
Nuestra galaxia la Vía Láctea y sus pequeñas compañeras están rodeadas por un halo gigante de gas a millones de grados de temperatura (en azul en esta ilustración de artista) que es sólo visible para los telescopios en rayos X instalados en el espacio. Astrónomos de la Universidad de Michigan han descubierto que este halo masivo gira en la misma dirección que el disco de la Vía Láctea y a una velocidad comparable. Crédito: NASA/CXC/M.Weiss/Ohio State/A Gupta et al.
Un equipo de astrónomos ha descubierto que el gas caliente del halo de la Vía Láctea está girando en la misma dirección y a velocidad comparable a la del disco galáctico, que contiene nuestras estrellas, planetas, gas y polvo. Esto arroja luz sobre cómo los átomos individuales se han juntado en estrellas, planetas y galaxias como la nuestra y lo que el futuro depara a estas galaxias.
«La gente simplemente asumía que el disco de la Vía Láctea gira mientras esta enorme reserva de gas caliente permanece estacionaria, pero eso es erróneo. Este depósito de gas caliente está girando también, solo que no tan rápido como el disco».
El estudio, realizado con datos de archivo obtenidos por el observatorio de rayos X XMM-Newton de la ESA, se centra en el halo gaseoso caliente de nuestra galaxia, que es varias veces mayor que el disco de la Vía Láctea y está compuesto por plasma ionizado. Debido a que el movimiento produce un desplazamiento de la longitud de onda de la luz, los investigadores midieron estos desplazamientos por el cielo usando líneas de oxígeno muy caliente. Lo que encontraron es revolucionario: los desplazamientos de las líneas demuestran que el halo de la galaxia gira en la misma dirección que el disco de la Vía Láctea y a una velocidad similar, a unos 644 000 km/h el halo frente a los 870 000 km/h del disco.
«La rotación del halo caliente es una pista increíble de cómo se formó la Vía Láctea», afirma Edmund Hodges Kluck (University of Michigan). «Nos dice que esta atmósfera caliente es la fuente original de una gran cantidad de materia del disco». «Ahora que conocemos la rotación, los teóricos empezarán a utilizar esto para averiguar cómo se formó la Vía Láctea y su eventual destino», comenta Joel Bregman (University of Michigan).
Una supernova superluminosa que parece explotar dos veces
27/7/2016 de Gran Telescopio CANARIAS / The Astrophysical Journal Letters
El Gran Telescopio CANARIAS (GTC), ubicado a unos 2400 metros de altitud en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en Garafía (La Palma). Crédito:Pablo Bonet.
Las supernovas son uno de los fenómenos más violentos que ocurren en el universo. Se trata de enormes explosiones que ponen punto y final a la vida de algunos tipos de estrella. Estas explosiones liberan cantidades inmensas de energía; tanta que en ocasiones podemos verlas desde la Tierra a simple vista, como puntos de luz capaces de superar temporalmente el brillo de los millones de estrellas que forman las galaxias que las alojan. Tras refulgir intensamente durante algunas semanas, las supernovas comienzan a perder su brillo de manera paulatina hasta apagarse por completo.
En los últimos años se ha descubierto un nuevo tipo de supernova del que aún se sabe muy poco y que se caracteriza por poseer un mayor brillo y longevidad, lo que les ha valido el nombre de supernovas superluminosas (SLSN, por sus siglas en inglés). Aunque de momento sólo se conocen alrededor de una docena de ellas, un grupo internacional de investigadores ha podido utilizar el Gran Telescopio CANARIAS (GTC) para observar una supernova superluminosa casi desde el momento de su nacimiento. La investigación ha revelado un comportamiento sorprendente, pues esta supernova ha mostrado un aumento inicial en su brillo que posteriormente se ha reducido durante algunos días para luego volver a incrementarse de manera mucho mayor. Los científicos han utilizado los datos recogidos por el GTC y los han combinado con los de otros observatorios para tratar de explicar el origen del fenómeno.
“Las supernovas superluminosas se caracterizan por ser hasta cien veces más brillantes que las de tipo Ia y porque su brillo puede tardar hasta seis meses en comenzar a decaer, en lugar de unas pocas semanas”, ha explicado Mathew Smith, investigador postdoctoral en la Universidad de Southampton (Reino Unido) y principal responsable de este estudio, cuyos resultados han sido publicados en la revista especializada The Astrophysical Journal Letters. “Lo que hemos podido observar y que es completamente novedoso –añade Smith– es que antes de la gran explosión se produce un estallido más breve y menos luminoso, que podemos apreciar como un bache en la gráfica de luminosidad y que dura sólo unos días.” Es la primera vez que se observa algo así en una supernova. “A partir de estos datos hemos tratado de determinar si esta puede ser una característica única de este objeto o es algo común a todas las supernovas superluminosas, pero que no ha sido observado hasta el momento, lo cual es posible dada su naturaleza impredecible”, comenta el científico.
Tras comparar sus observaciones con distintos modelos físicos, los astrónomos concluyen en su artículo que la explicación más plausible es que el mecanismo que causa esta supernova sea el nacimiento de un “magnetar”, una estrella de neutrones que gira rápidamente sobre sí misma. En los datos recogidos se puede observar que el pico inicial en la gráfica de luminosidad viene seguido de un enfriamiento rápido del objeto, tras lo que sucede un nuevo calentamiento más brusco. Esto es consistente con la emisión de una gran burbuja de material expulsada al espacio que se enfría rápidamente a medida que su radio crece. “Lo que pensamos que sucede es que una estrella enormemente masiva, de unas 200 veces la masa del Sol, se colapsa para formar un magnetar. En el proceso, se produce una primera explosión que expulsa al espacio una cantidad de materia equivalente a la masa de nuestro Sol, y eso es lo que origina el primer pico en la gráfica. El segundo pico sucede cuando la estrella se colapsa para formar el magnetar, que es un objeto muy denso y que gira rápidamente sobre sí mismo y que calienta el material expulsado en la primera explosión. Este calentamiento es el que genera el segundo pico en la luminosidad”, detalla Smith.
Excavando a mayor profundidad en Marte
27/7/2016 de Louisiana State University / Journal of Geophysical Research: Planets
Mapa global de la concentración de azufre en Marte creado a partir de datos del espectrómetro de rayos gamma GRS a bordo de la nave Mars Odyssey. La gráfica muestra cualitativamente qué tipos de sulfatos hidratados coinciden con las variaciones observadas en azufre y agua a distintas latitudes. Los triángulos hacia arriba indican picos en la abundancia de sulfatos, mientras que los triángulos invertidos muestran valores menos importantes. Crédito: Nicole Button, LSU Planetary Science Lab.
El agua es clave para la vida en la Tierra. Los científicos continúan desvelando el misterio de la vida en Marte investigando la presencia de agua en el suelo del planeta. Observaciones anteriores del terreno estudiado en laderas de cráteres de Marte mostraron una cantidad importante de sales de percloratos, que tienden a estar asociadas con salmueras con un nivel de pH moderado. Sin embargo, los investigadores han dado un paso atrás para observar la imagen general a través de datos tomados por la misión Mars Odyssey, descubriendo que la clave podrían tenerla otros compuestos químicos.
Los científicos han descubierto que la mayor parte del suelo de Marte, a escalas regionales del tamaños de USA o mayores, probablemente contiene sulfatos de hierro que albergan agua ligada químicamente, algo típico de las salmueras ácidas. Esta nueva observación sugiere que los sulfatos de hierro pueden jugar un papel importante en la hidratación del suelo marciano.
Este descubrimiento ha sido realizado con el espectrómetro de rayos gamma, el GRS, de Mars Odyssey, que es suficientemente sensible para detectar la composición del suelo de Marte hasta una profundidad de medio metro. Esto es, en general, más profundo que lo alcanzado por otras misiones, ya sea desde tierra o en órbita, y proporciona información sobre la naturaleza del suelo marciano global.
Los autores han extendido un trabajo previo que examinaba la asociación química del agua con el azufre en Marte globalmente. También han investigado cómo, basándose en la asociación entre azufre y agua, la hidratación del suelo cambia en escalas regionales más finas. El estudio reveló que el antiguo hemisferio sur es más probable que contenga agua químicamente ligada, mientras que los sulfatos y el agua químicamente ligada es poco probable que estén asociados en las regiones del norte de Marte.
El caso de los cráteres perdidos de Ceres
27/7/2016 de JPL / Nature Communications
Los científicos de la misión Dawn de Nasa se han visto sorprendidos al descubrir que Ceres no tiene señales claras de cuencas de impacto realmente grandes. Esta imagen muestra datos tomados en el visible (izquierda) y topográficos (derecha) obtenidos por Dawn. Crédito: NASA/JPL-Caltech/SwRI.
Ceres está cubierto de innumerables cráteres jóvenes, pero ninguno mayor de los 280 km de diámetro. Para los científicos, éste es un gran misterio, dado que el planeta tiene que haber sido golpeado por numerosos asteroides grandes durante sus 4500 millones de años de vida. ¿Dónde están todos los cráteres grandes?
Un nuevo estudio explora esta cuestión utilizando datos de la nave Dawn de NASA, que está en órbita alrededor de Ceres desde 2015. «Concluimos que una población significativa de cráteres grandes de Ceres ha sido borrada más allá de toda posibilidad de ser reconocidos a lo largo de escalas de tiempo geológicas, probablemente como resultado de la peculiar composición y evolución interna de Ceres», concluye el investigador principal del estudio, Simone Marchi.
Marchi y sus colaboradores crearon modelos de colisiones de otros cuerpos con Ceres desde que se formó el planeta enano, prediciendo el número de cráteres grandes que debería de haber presentes en su superficie. Estos modelos anticipaban que Ceres debería de tener al menos entre 10 y 15 cráteres mayores de 400 km de diámetro, y por lo menos 40 cráteres mayores de 100 km. Sin embargo, Ceres sólo tiene 16 cráteres mayores de 100 km y ninguno superior a los 280 km.
Una razón de la ausencia de cráteres grandes podría estar relacionada con la estructura interna de Ceres. Existen pruebas obtenidas por Dawn de que las capas superiores de Ceres contienen hielo. Dado que ese hielo es menos denso que la roca, la topografía puede ‘relajarse’ o suavizarse más rápidamente que si la composición del subsuelo estuviese dominada por hielo u otro material de densidad baja, como la sal. Un análisis reciente del centro del cráter Occator de Ceres sugiere que las sales encontradas allí podrían ser restos de un océano congelado bajo la superficie y que podría haber agua líquida en el interior de Ceres.
Los astrónomos consiguen datos nuevos sobre el campo magnético del Sol y las estrellas de su clase
28/7/2016 de Chandra
Las estrellas de baja masa tienen transporte del calor del núcleo por convección en toda la estrella, mientras que en el Sol la zona de convección se produce en el tercio exterior (en radio). A pesar de ello, ambos tipos de estrellas tienen campos magnéticos que se van debilitando con el paso del tiempo. Crédito: imagen en rayos X de NASA/CXC/Keele Univ/N.Wright et al; ilustración de NASA/CXC/M.Weiss.
Un equipo de astrónomos ha utilizado datos del observatorio de rayos X Chandra de NASA para realizar un descubrimiento que puede tener implicaciones profundas para comprender cómo se genera el campo magnético del Sol y de estrellas como él. Los investigadores han descubierto que cuatro estrellas enanas rojas viejas con masas de menos de la mitad de la del Sol, están emitiendo rayos X a un ritmo mucho menor de lo esperado.
La emisión en rayos X es un indicador excelente de la intensidad del campo magnético de una estrella así que el descubrimiento señala que estas estrellas tienen campos mucho más débiles de lo que se pensaba. Dado que las estrellas jóvenes de cualquier masa tienen niveles altos de emisión en rayos X y de intensidad del campo magnético, este hallazgo sugiere que el campo magnético de estas estrellas se ha debilitado con el paso del tiempo. Aunque esta es una propiedad observada habitualmente en estrellas como nuestro Sol, no se esperaba que ocurriese en estrellas de masa baja ya que su estructura interna es muy diferente.
La rotación de una estrella y el flujo de gas en su interior participan en la producción de su campo magnético. La rotación del Sol y de estrellas parecidas cambia con la latitud (de los polos hacia el ecuador) así como en profundidad bajo la superficie. Otro factor en la generación del campo magnético es la convección. Parecido a la circulación del aire caliente dentro de un horno, el proceso de convección en una estrella distribuye el calor del interior de la estrella hacia su superficie con un patrón de circulación consistente en celdas de gas caliente que ascienden y gas más frío que desciende.
En el Sol, la convección se produce en el tercio exterior (en radio) del Sol, mientras que el gas caliente que se encuentra más cerca del centro permanece relativamente quieto. En estrellas mucho menos masivas que el Sol, la convección se produce desde la superficie hasta el núcleo de la estrella. Esto significa que la frontera entre las regiones con y sin convección, que se cree que es crucial para la generación del campo magnético en el Sol, no existe.
Estos resultados implican que la interacción en la frontera entre la zona de convección y el núcleo no domina la generación del campo magnético en estrellas como nuestro Sol, ya que las estrellas de baja masa estudiadas en este caso carecen de dicha región y, a pesar de ello, sus propiedades magnéticas son muy similares.
La estrella joven más solitaria observada por Spitzer y WISE
28/7/2016 de JPL / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Ilustración de artista de un objeto celeste inusual llamado CX330 fue detectado por primera vez como una fuente de luz de rayos X en 2009. Ha estado lanzando chorros de material al gas y polvo que lo rodean. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Sola en la carretera cósmica, lejos de cualquier objeto celeste conocido, una joven estrella independiente está atravesando por un tremendo ‘estirón’. El inusual objeto, conocido como CX330, fue detectado primero como una fuente de luz de rayos X en 2009 por el observatorio de rayos X Chandra de NASA mientras exploraba el bulbo de la región central de la Vía Láctea. Observaciones posteriores indicaban que este objeto estaba emitiendo también luz en el óptico. Solo con estas pistas, los científicos no tenían ni idea de lo que era este objeto.
Pero cuando Chriss Birtt (Texas Tech University) y sus colaboradores estaban examinando imágenes en el infrarrojo de la misma área tomadas con el satélite WISE, se dieron cuenta de que este objeto posee una gran cantidad de polvo caliente alrededor, que debe de haber sido calentado por una explosión.
Comparando datos de WISE del 2010 con datos de Spitzer de 2007, los investigadores concluyeron que CX330 es probablemente una estrella joven que ha estado sufriendo explosiones durante varios años. De hecho, en ese periodo de tres años su brillo aumentó en un factor de varios cientos de veces.
«Hemos intentado varias interpretaciones para él, pero lo único que tiene sentido es que esta estrella joven en crecimiento rápido se está formando en medio de ninguna parte», afirma Britt. La estrella lanza chorros rápidos de material que chocan contra el disco de gas y polvo que la rodea. «El disco probablemente se ha calentado hasta el punto de que el gas se ha ionizado, conduciendo a un rápido incremento en la velocidad con que el material se precipita hacia la estrella», comenta Thomas Maccarone.
La Gran Mancha Roja de Júpiter calienta la alta atmósfera del planeta
28/7/2016 de Boston University / Nature
Atrapada entre dos corrientes, la Gran Mancha Roja es un anticiclón que gira alrededor de un centro de alta presión atmosférica que le hace girar en sentido contrario al de los huracanes de la Tierra. Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.
Investigadores de la Universidad de Boston anuncian hoy en Nature que la Gran Mancha Roja de Júpiter podría ser la misteriosa fuente de energía necesaria para calentar la alta atmósfera de ese planeta hasta los valores inusualmente altos observados.
La luz solar que alcanza la Tierra calienta la atmósfera a grandes alturas, incluso a 400 km, donde se encuentra en órbita la Estación Espacial Internacional. Júpiter se halla cinco veces más lejos del Sol, y a pesar de ello su alta atmósfera tiene temperaturas, en promedio, comparables a las encontradas en la Tierra. Las fuentes de energía no solar responsables de este calentamiento extra han permanecido ocultas a los científicos que estudian procesos en el Sistema Solar exterior.
Los astrónomos miden la temperatura de un planeta observando la luz infrarroja, no visible, que emite. Cuando los investigadores comprobaron sus resultados, descubrieron temperaturas a grandes alturas mucho mayores de lo que esperaban cuando dirigían el telescopio a ciertas latitudes y longitudes del hemisferio sur del planeta. «Casi inmediatamente pudimos ver que nuestras temperaturas máximas a grandes altitudes estaban encima de la Gran Mancha Roja, que se encontraba muy por debajo. ¿Una extraña coincidencia o una pista importante?», comenta el Dr. James O’Donoghue.
La Gran Mancha Roja de Júpiter es una de las maravillas de nuestro Sistema Solar, y por su remolino de gases de colores a menudo se la llama «huracán perpetuo».»La Gran Mancha Roja es una fuente magnífica de energía para calentar la alta atmósfera de Júpiter, pero no teníamos pruebas previas de su efectos reales sobre las temperaturas observadas a grandes alturas», explica el Dr. Luke Moore. «La transferencia de energía a la alta atmósfera desde abajo ha sido simulada en atmósferas de planetas, pero todavía no se ha visto apoyada por las observaciones», comenta O’Donoghue. «Las temperaturas extremadamente altas observadas por encima de la tormenta parecen ser la ‘pistola humeante’ de esta transferencia de energía, indicando que el calentamiento a nivel de todo el planeta es una explicación de la ‘crisis energética’ «.
Una enana blanca azota con un rayo misterioso a una enana roja
28/7/2016 de ESO
Esta ilustración nos muestra el extraño objeto AR Scorpii. En esta singular estrella doble, una estrella enana blanca, que gira sobre sí misma a una gran velocidad, impulsa electrones hasta casi la velocidad de la luz. Estas partículas de alta energía sueltan ráfagas de radiación que azotan a la compañera, una estrella enana roja (a la izquierda), y hacen que todo el sistema pulse de forma dramática cada 1.97 minutos con radiación que va desde el ultravioleta hasta las ondas de radio. Crédito: M. Garlick/University of Warwick/ESO.
Utilizando el telescopio VLT (Very Large Telescope) de ESO, junto con otros telescopios situados tanto en tierra como en el espacio, un equipo de astrónomos ha descubierto un nuevo tipo de estrella binaria. En el sistema AR Scorpii, una estrella enana blanca, que gira sobre sí misma a gran velocidad, impulsa electrones hasta casi la velocidad de la luz. Estas partículas de alta energía sueltan ráfagas de radiación que azotan a la compañera, una estrella enana roja, y hacen que todo el sistema pulse de forma dramática cada 1.97 minutos, con radiación que va desde el ultravioleta hasta las ondas de radio. La investigación se publicará en la revista Nature el 28 de julio de 2016.
El sistema estelar AR Scorpii (AR Sco para abreviar), se encuentra en la constelación de Escorpio, a 380 años luz de la Tierra. Se compone de una enana blanca de rápido giro, del tamaño de la Tierra, pero con 200 000 veces más masa, y de una compañera enana roja fría con un tercio de la masa del Sol, y ambas se orbitan mutuamente cada 3.6 horas en una danza cósmica tan regular como un reloj.
Este singular sistema estelar binario muestra un comportamiento salvaje. Altamente magnética, y con una rápida rotación, la enana blanca de AR Sco acelera electrones hasta casi la velocidad de la luz. En su camino a través del espacio, estas partículas de alta energía liberan radiación en forma de haz (parecido al de los faros) que azota la cara de la fría estrella enana roja, causando que el sistema entero brille y se atenúe dramáticamente cada 1.97 minutos. Estos potentes pulsos incluyen radiación en frecuencias de radio, algo que nunca antes se había detectado en un sistema estelar con una enana blanca.
Las propiedades observadas en AR Sco son únicas. También son misteriosas. La radiación en una amplia gama de frecuencias es indicativa de la emisión de electrones acelerados en los campos magnéticos, lo cual puede explicarse por la rápida rotación de la enana blanca de AR Sco. La fuente de los electrones, sin embargo, es un gran misterio, ya que no queda claro si está relacionada con la enana blanca en sí misma o con su compañera, más fría.
