Septiembre 2017
Una galaxia lejana emite 15 estallidos rápidos en radio de alta energía
11/9/2017 de UC Berkeley
Secuencia con 14 de los 15 estallidos detectados que ilustra su espectro disperso y su variabilidad extrema. Las trazas a lo largo del diagrama de energía coloreado son los estallidos observados en momentos diferentes y con distintas energías debido a la dispersión causada por el viaje de 3 mil millones de años a través del espacio intergaláctico. En el espectro de frecuencias de arriba, la dispersión ha sido eliminada para mostrar el pico del pulso de 300 microsegundos. Crédito: Breakthrough Listen y Green Bank Telescope.
Breakthrough Listen, una iniciativa cuyo objetivo es encontrar signos de vida inteligente en el Universo, ha detectado 15 pulsos de radio, breves pero potentes, emitidos por una misteriosa fuente repetitiva, FRB 121102.
Los estallidos rápidos en radio son pulsos breves y brillantes de emisión en radio procedentes de fuentes lejanas y en su mayoría desconocidas y de ellas sólo FRB 121102 se sabe que sea repetitiva: han sido observados más de 150 estallidos de alta energía procedentes de este objeto, que fue identificado el año pasado como una galaxia enana a unos 3 mil años-luz de la Tierra.
Las explicaciones posibles a los estallidos repetidos van desde explosiones en estrellas de neutrones giratorias con campos magnéticos extremadamente intensos (llamados magnetares) a una idea más especulativa: potentes emisiones láser utilizadas por civilizaciones extraterrestres para propulsar naves espaciales.
«Nunca antes habíamos visto emisiones procedentes de esta fuente con una frecuencia tan alta», explica Andrew Siemion (Berkeley SETI Research Center y proyecto Breakthrough Listen). «Además de confirmar que la fuente se encuentra en un nuevo estado activo, la alta resolución de los datos obtenidos por el instrumento Listen permitirán medir las propiedades de estos misteriosos estallidos con una precisión mayor de lo que ha sido posible hasta ahora», comenta Vishal Gajjar (Breakthrough Listen), quien descubrió el aumento de actividad. Las observaciones demuestran por primera vez que los estallidos rápidos en radio emiten a frecuencias mayores de lo observado con anterioridad, con el máximo de emisión alrededor de los 7 GHz.
Detectan campos magnéticos en una galaxia a 5 mil millones de años-luz
11/9/2017 de Max Planck Institute for Radio Astronomy / Nature Astronomy
Izquierda: imagen tomada con el telescopio espacial Hubble del sistema de lente gravitatoria CLASS B1152+199. La imagen de un cuásar situado al fondo se ve afectada por la galaxia lente que la divide en dos imágenes, A y B. Derecha: rotación de Faraday de las imágenes del cuásar. La imagen A corresponde a regiones exteriores menos densas de la galaxia con un campo magnético más débil, mientras que la imagen B corresponde a una línea visual más cercana al centro de la galaxia, con una densidad de gas mayor y un campo magnético más fuerte. Crédito: Sui Ann Mao, que ha utilizado una imagen del Hubble Legacy Archive (Rusin et al. 2002, MNRAS, 330, 205-211).
Los campos magnéticos juegan un papel importante en la física del medio interestelar de las galaxias, pero son muy difíciles de observar a grandes distancias, que corresponden a épocas muy antiguas de la historia cósmica. Un equipo internacional dirigido por Sui Ann Mao (Max Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn, Alemania) ha conseguido medir el campo magnético de una galaxia a 4600 millones de años-luz (a un redshift de 0.439). La galaxia, que actúa como una lente en el sistema de lente gravitatoria llamado CLASS B1152+199, es la más lejana hasta la fecha en la que ha sido observado un gran campo magnético coherente. Este resultado proporciona datos nuevos acerca de la evolución de los campos magnéticos en el Universo.
Cuando un cuásar se encuentra alineado según la línea visual por detrás de una galaxia lejana como ocurre en el sistema CLASS B1152+199, la luz del cuásar se ve alterada por el efecto de lente gravitatoria debido a la galaxia que tiene delante y que resulta en la formación de dos imágenes distintas que vemos desde la Tierra. Se puede utilizar la luz del cuásar que pasa a través de diferentes partes de la galaxia lente para estudiar los campos magnéticos en una galaxia que no podríamos ver de otro modo.
Los investigadores estudiaron una propiedad de las ondas de radio llamada polarización que cambia cuando estas ondas atraviesan el campo magnético de la galaxia. Los astrónomos midieron este cambio, el llamado efecto de rotación de Faraday, de las dos imágenes del cuásar producidas por la lente, demostrando que esta galaxia posee un importante campo magnético de gran escala coherente.
Este descubrimiento de un fuerte campo magnético coherente en una galaxia cuando el Universo tenía dos tercios de su edad actual permite medir lo rápido que estos campos crecen en las galaxias. «Aunque esta galaxia lejana dispuso de menos tiempo para construir su campo magnético en comparación con otras galaxias locales, todavía lo consiguió», comenta Sui Ann Mao. «Los resultados de nuestro estudio apoyan la idea de que los campos magnéticos de las galaxias son generados por un proceso de dinamo».
ALMA detecta enormes reservas ocultas de gas turbulento en galaxias distantes
11/9/2017 de ESO / Nature
Este dibujo muestra cómo el gas que cae al interior de una galaxia starburst lejana acaba en grandes masas de gas frío turbulento que se aleja a 30 000 años-luz de las regiones centrales. ALMA ha sido utilizado para detectar estas reservas turbulentas de gas frío rodeando a galaxias starburst parecidas. Detectando CH+ por vez primera en el Universo lejano, esta investigación abre una nueva ventana de exploración de una época crítica en la formación de estrellas. Crédito: ESO/L. Benassi.
Con ALMA se han podido detectar reservas turbulentas de gas frío alrededor de galaxias starburst distantes. Al detectar CH+ por primera vez, esta investigación abre un nuevo camino de exploración sobre una época crucial de la formación estelar en el Universo. La presencia de esta molécula arroja nueva luz sobre cómo las galaxias consiguen extender su período de rápida formación estelar. Los resultados aparecen en la revista Nature.
Un equipo liderado por Edith Falgarone (Ecole Normale Supérieure y el Observatorio de Paris, Francia) han utilizado el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para detectar marcas de la molécula de hidruro de carbono CH+ en galaxias starburst distantes. El grupo identificó señales claras de CH+ en cinco de seis galaxias estudiadas, incluyendo Cosmic Eyelash. Esta investigación entrega nueva información que ayuda a que los astrónomos entiendan el crecimiento de las galaxias, y cómo los alrededores de una galaxia impulsan la formación estelar.
“CH+ es una molécula especial. Necesita mucha energía para formarse y es muy reactiva, lo que significa que su vida es muy breve y que no puede ser transportada muy lejos. CH+ por lo tanto rastrea la forma en que la energía fluye en las galaxias y sus alrededores”, indicó Martin Zwaan, astrónomo de ESO que contribuyó en el artículo.
El CH+ observado revela ondas de choque densas, impulsadas por vientos galácticos veloces y cálidos originados al interior de las regiones de formación estelar de las galaxias. Estos vientos fluyen a través de una galaxia, expulsando material de esta, pero sus movimientos turbulentos son tales que parte del material puede ser recapturado por la atracción gravitatoria de la galaxia misma. Este material se reúne en reservas turbulentas enormes de gas frío y de baja densidad, extendiéndose más de 30.000 años luz desde la región de formación estelar de la galaxia.
La mejor imagen de la superficie y la atmósfera de una estrella
11/9/2017 de ESO / Nature
Utilizando el interferómetro del VLT (VLTI, Very Large Telescope Interferometer) de ESO, un equipo de astrónomos ha construido esta impresionante imagen de la estrella supergigante roja Antares. Sin contar al Sol, se trata de la imagen más detallada de este objeto, o de cualquier estrella, jamás obtenida. Crédito: ESO/K. Ohnaka.
Utilizando el interferómetro del VLT (VLTI, Very Large Telescope Interferometer) de ESO, un equipo de astrónomos ha construido la imagen más detallada de una estrella obtenida hasta la fecha —la estrella supergigante roja Antares—. También han realizado el primer mapa de las velocidades del material en la atmósfera de una estrella que no es el Sol, revelando inesperadas turbulencias en la enorme y extendida atmósfera de Antares. Los resultados fueron publicados en la revista Nature.
A simple vista, la famosa y brillante estrella Antares refulge en fuertes tonos rojo en el corazón de la constelación de Escorpio (el escorpión). Es una enorme estrella supergigante roja, relativamente fría y en las últimas etapas de su vida, camino de convertirse en una supernova.
Ahora, un equipo de astrónomos, dirigido por Keiichi Ohnaka, de la Universidad Católica del Norte (Chile), ha utilizado el VLTI (el interferómetro del VLT, Very Large Telescope de ESO), instalado en el Observatorio Paranal, en Chile, para mapear la superficie de Antares y medir los movimientos del material superficial. Es (sin contar a nuestro Sol) la mejor imagen de la superficie y la atmósfera de una estrella que se haya obtenido hasta ahora.
«Durante la última mitad del siglo, ha sido complicado saber cómo pierden su masa de una forma tan rápida estrellas que, como Antares, están en la fase final de su evolución», afirmó Keiichi Ohnaka, quien también es el autor principal del artículo. Los astrónomos detectaron gas turbulento y de baja densidad mucho más alejado de la estrella que lo predicho y concluyeron que el movimiento no podría ser resultado de la convección, la cual transfiere radiación desde el núcleo hacia la atmósfera exterior de muchas estrellas. Entienden que, para explicar estos movimientos en la atmósfera extendida de supergiantes rojas como Antares, sería necesario un proceso nuevo y actualmente desconocido.
Los accidentes de Plutón reciben sus primeros nombres oficiales
12/9/2017 de Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory
Los primeros nombres oficiales de accidentes en la superficie de Plutón están marcados en este mapa, compilado a partir de imágenes y datos reunidos por la nave espacial New Horizons de NASA durante su paso por el sistema de Plutón en 2015. Créditos: NASA/JHUAPL/SwRI/Ross Beyer.
Ya es oficial: el «corazón» de Plutón lleva ahora el nombre del astrónomo pionero americano Clyde Tombaugh, que descubrió Plutón en 1930. Y un cráter de Plutón lleva ahora oficialmente el nombre de Venetia Burney, la niña británica que en 1930 sugirió el nombre de Plutón, dios romano del inframundo, para el planeta recién descubierto.
Tombaugh Regio y el cráter Burney se encuentran en el primer grupo de nombres oficiales asignados a accidentes de Plutón por la Unión Astronómica Internacional, el organismo reconocido internacionalmente como la autoridad que nombra a los objetos celestes y sus accidentes.
Un total de 14 nombres de lugares de Plutón han sido convertidos en oficiales ahora por la IAU; muchos más serán pronto propuestos a la IAU, tanto de Plutón como de sus lunas.
«Las designaciones aprobadas honran a las personas y misiones espaciales que han conducido a la histórica exploración de Plutón y del Cinturón de Kuiper, los mundos más lejanos que hayamos explorado», comenta Alan Stern, investigador principal de New Horizons.
Un cadáver estelar arroja luz sobre los rayos cósmicos
12/9/2017 de The University of Arizona / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta imagen compuesta de la nebulosa del Cangrejo fue creada con una escala arbitraria de colores combinando datos de cinco telescopios diferentes, cubriendo casi todo el espectro electromagnético. Crédito: NASA, ESA, NRAO/AUI/NSF y G. Dubner/Universidad de Buenos Aires.
El origen de los rayos cósmicos, partículas de alta energía procedentes del espacio exterior que golpean incesantemente la Tierra, es una de las cuestiones más difíciles que tiene abiertas la astrofísica. Descubiertos hace más de 100 años y considerados como un peligro potencial para tripulaciones de avión y astronautas, los rayos cósmicos se cree que son producidos por ondas de choque – por ejemplo, las resultantes de explosiones de supernova. Los rayos cósmicos más energéticos que cruzan el Universo pueden transportar entre 10 y 100 millones de veces la energía generada por aceleradores de partículas como el Gran Acelerador de Hadrones del CERN.
La nebulosa del Cangrejo, restos de una explosión de supernova que fue observada hace casi 1000 años, emite radiación en todo el espectro electromagnético, desde rayos gamma, luz ultravioleta y visible, hasta infrarrojo y ondas de radio. El nuevo estudio revela que el zoo entero de radiación electromagnética emitido por la nebulosa del Cangrejo puede proceder de una sola población de electrones, algo previamente considerado imposible, y que se origina de un modo muy diferente al que los científicos han pensado tradicionalmente.
Según el modelo aceptado generalmente, una vez que las partículas llegan al frente de choque, rebotan varias veces debido a la turbulencia magnética. Durante este proceso ganan energía y su velocidad se va acercando a la velocidad de la luz.
«Los modelos actuales no incluyen qué ocurre cuando las partículas alcanzan la energía más alta», explica Federico Fraschetti. «Sólo si incluimos un proceso diferente de aceleración podemos explicar el espectro electromagnético entero que vemos y ellos nos indica que, aunque la onda de choque es la fuente de la aceleración de las partículas, los mecanismos deben de ser diferentes».
Primeros indicios de la posible presencia de agua en los planetas de TRAPPIST-1
12/9/2017 de Hubble ESA
Esta ilustración de artista muestra las vistas desde la superficie de uno de los planetas del sistema de TRAPPIST-1. Crédito: ESO/N. Bartmann/spaceengine.org
Un equipo internacional de astrónomos ha empleado el telescopio espacial Hubble de NASA/ESA para estudiar si podría haber agua en los siete planetas del tamaño de la Tierra que se encuentran en órbita alrededor de la estrella enana cercana TRAPPIST-1. Los resultados sugieren que los planetas exteriores del sistema podrían albergar todavía cantidades sustanciales de agua. Esto incluye a los tres planetas situados dentro de la zona habitable de la estrella, lo que proporciona más peso a la posibilidad de que puedan ser realmente habitables.
El 22 de febrero de 2017 se anunció el descubrimiento de siete planetas del tamaño de la Tierra en órbita alrededor de la estrella enana TRAPPIST-1, a 40 años-luz de distancia. Posteriormente un equipo internacional de astrónomos dirigido por el suizo Vincent Bourrier (Observatorio de la Universidad de Ginebra) empleó el espectrógrafo STIS del telescopio espacial Hubble de NASA/ESA para estudiar la cantidad de radiación ultravioleta recibida por los planetas individuales del sistema. «Igual que en nuestra atmósfera, en la que la luz solar ultravioleta rompe las moléculas, la luz estelar ultravioleta puede romper en hidrógeno y oxígeno el vapor de agua de las atmósferas de los exoplanetas», explica Bourrier.
Como es muy ligero, el gas hidrógeno puede escapar de las atmósferas y ser detectado alrededor de los exoplanetas con el Hubble, actuando como un posible indicador del vapor de agua atmosférico. La cantidad observada de radiación ultravioleta emitida por TRAPPIST-1 sugiere de hecho que los planetas podrían haber perdido cantidades enromes de agua en el transcurso de su historia.
Los planetas interiores podrían haber perdido más de 20 veces el equivalente al agua de los océanos de la Tierra durante los últimos 8 mil millones de años. Sin embargo, los planetas exteriores del sistema – incluyendo los planetas e, f y g, situados en la zona de habitabilidad – deberían de haber perdido mucha menos agua, sugiriendo que podrían haber retenido parte en sus superficies. Los ritmos de pérdida de agua calculados y los ritmos de emisiones geofísicas de agua también apoyan la idea de que los planetas más exteriores, más masivos, retienen su agua. Sin embargo, los datos y telescopios disponibles actualmente no permiten alcanzar una conclusión final y habrá que esperar al próximo telescopio espacial James Webb para tener una respuesta concluyente.
Cassini pasa por Titán como «beso de despedida»
12/9/2017 de JPL
Cassini realizó su último paso cercano por Titán ayer 11 de septiembre, lo que colocó a la nave en curso de colisión hacia el planeta Saturno. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
La nave espacial Cassini se dirige a su colisión con Saturno el próximo 15 de septiembre, después de una visita final a la luna gigante del planeta, Titán.
La nave alcanzó su punto de acercamiento máximo ayer, pasando a una altura de 119.049 kilómetros sobre la superficie de la luna. Se espera que la nave contacte con la Tierra esta noche para empezar a enviar las imágenes y otros datos científicos tomados durante el encuentro. Los navegadores analizarán la trayectoria de la nave después de esta comunicación para confirmar que Cassini se encuentra en la trayectoria precisa que le llevará a entrar en Saturno en el momento, lugar y altitud previstas.
Este encuentro lejano ha sido bautizado por los ingenieros de la misión como «un beso de despedida», ya que ha proporcionado un empujón gravitatorio que ha enviado a la nave hacia su dramático final en la atmósfera superior de Saturno. La geometría del sobrevuelo ha frenado ligeramente a Cassini en su órbita alrededor de Saturno, provocando una disminución de su altitud de vuelo por encima del planeta de modo que la nave pasará a demasiada profundidad por la atmósfera de Saturno como para sobrevivir debido a que la fricción con la atmósfera hará que Cassini se queme.
Cassini finaliza su tour de 13 años del sistema de Saturno precipitándose hacia el planeta de modo intencional para asegurarse de que las lunas – en particular Encélado, con su océano subterráneo y signos de actividad hidrotermal – permanecen prístinas para su exploración futura.
Una lupa cósmica revela chorros internos en agujeros negros
13/9/2017 de Caltech / The Astrophysical Journal
Esta ilustración muestra la configuración probable de un sistema de lente gravitatoria descubierto por OVRO. La «mili-lente» está situada en o cerca de una galaxia espiral. La lente magnifica las masas de material del chorro de la galaxia activa PKS1413+135, pero estas masa son demasiado pequeñas para ser observadas en la imagen en radio (arriba izquierda). Solo cuando las masas se alejan del núcleo amarillo se expanden y se hacen visibles (las manchas de color rosa en la ilustración). Crédito: Anthony Readhead/Caltech/MOJAVE.
Un equipo de astrónomos ha encontrado pruebas, con el Observatorio de Radio del Valle Owens (OVRO), que una gran reunión de estrellas está haciendo más grande la imagen de una galaxia mucho más lejana, llamada PKS 1413+ 135, que contiene un agujero negro supermasivo que expulsa un chorro de materia. Se trata de la mejor imagen que tenemos hasta la fecha de las masas de gas caliente que salen disparadas de los agujeros negros.
«Conocíamos la existencia de estas masas de material en los chorros de los agujeros negros, y que se desplazan a velocidades cercanas a la de la luz, pero no se sabe demasiado sobre su estructura interna o cómo son lanzadas», explica Harish Vedantham (Caltech). » Con los sistemas de lente como éste podemos ver las masas más cerca del motor central del agujero negro y con mucho mayor detalle que antes».
«Las masas que estamos viendo muy cerca del agujero negro son muy pequeñas, de sólo unos pocos días-luz de tamaño. Pensamos que estas componentes diminutas que se desplazan casi ala velocidad de la luz están siendo magnificadas por una lente gravitatoria de la galaxia espiral que está delante», comenta Anthony Readhead (OVRO). «Esto nos proporciona una resolución exquisita de una millonésima de segundo de arco, que es equivalente a ver un grano de sal en la Luna desde la Tierra».
«Este sistema podría ser un laboratorio soberbio tanto para el estudio del efecto de mili-lente gravitatoria como del funcionamiento interno de un chorro nuclear en una galaxia activa», explica Readhead.
Detectan por primera vez los rayos X emitidos por misteriosas supernovas
13/9/2017 de University of Chicago / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta imagen muestra los rayos X detectados en la supernova 2012ca (dentro del círculo). La imagen ha sido suavizada y coloreada. Crédito: Vikram Dwarkadas/Chandra X-ray Observatory.
A los astrónomos les gustan las supernovas de tipo Ia, creadas cuando una estrella enana blanca de un sistema de dos estrellas sufre una explosión termonuclear, ya que brillan con un brillo específico. Esto permite a los científicos calcular lo lejos que se encuentran de la Tierra y, por tanto, medir distancias en el Universo. Pero hace unos pocos años los científicos empezaron a encontrar supernovas de tipo Ia con una característica óptica extraña que sugería que estaban rodeadas por un manto muy denso de material circunestelar.
Este material denso normalmente sólo se ve en un tipo diferente de supernova llamado de tipo II y se crea cuando las estrellas masivas empiezan a perder masa. La masa expulsada re reúne alrededor de la estrella; entonces, cuando la estrella colapsa, la explosión envía una onda de choque de velocidad supersónica hacia este material denso, produciendo una cascada de rayos X. Por tanto, vemos de manera habitual rayos X en supernovas de tipo II, pero nunca han sido vistas en supernovas de tipo Ia.
Sin embargo, cuando el equipo dirigido por la Universidad de Chicago estudió la supernova 2012ca, registrada por el observatorio de rayos X Chandra, detectó rayos X procedentes de allí. Las cantidades eran muy pequeñas – contaron 33 fotones en la primera observación un año y medio después de la explosión de la supernova, y otros 10 en otra unos 200 días más tarde – pero estaban presentes.
«Ciertamente parece ser una supernova de tipo Ia con una gran cantidad de material circunestelar, y parece que sea muy denso», explica Vikram Dwarkadas. «Lo que vimos sugiere una densidad un millón de veces más alta de lo que pensábamos que era el máximo alrededor de supernovas de tipo Ia».
Un «premio gordo» de púlsares revela la estructura interna de un cúmulo globular
13/9/2017 de Green Bank Observatory / The Astrophysical Journal
Esta gráfico muestra las posiciones de púlsares de milisegundos en el interior del cúmulo globular Terzan 5, en una imagen óptica tomada por el telescopio espacial Hubble. Los púlsares representados en azul se están desplazando hacia los observadores de la Tierra; los rojos están alejándose. Estos desplazamientos relativos fueron derivados a partir de medidas de los cambios diminutos producidos en la velocidad de rotación de los púlsares. Crédito: B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); GBO/AUI/NSF; NASA/ESA Hubble, F. Ferraro.
La Vía Láctea está repleta de cúmulos de estrellas. En particular, los llamados cúmulos globulares, se cuentan entre los objetos más antiguos del Universo y contienen hasta un millón de estrellas antiguas. Algunos se cree que son fragmentos de nuestra galaxia, formados cuando la Vía Láctea estaba en su infancia. Otros podrían haber empezado su existencia como galaxias enanas independientes antes de ser capturadas por la Vía Láctea durante sus años de formación.
Independientemente de su origen, muchos cúmulos globulares residen dentro o detrás de las regiones de polvo de nuestra galaxia. Esto es un problema para los telescopios ópticos, puesto que aunque pueden ver el cúmulo en su conjunto, no consiguen estudiar los movimientos de las estrellas individuales que les permitirían averiguar si en su centro se esconde un agujero negro gigante.
Por suerte, las ondas de radio – como las emitidas por los púlsares- no son afectadas por el polvo galáctico. Así que en vez de realizar un seguimiento de los movimientos de las estrellas, los astrónomos podrían cartografíar los movimientos de púlsares. El problema es que los cúmulos globulares rebosan de estrellas pero contienen muchos menos púlsares.
«Esto es lo que hace que Terzan 5 sea un objetivo de estudio tan importante: posee una abundancia sin precedentes de púlsares, con un total de 37 detectados hasta ahora, aunque sólo hemos utilizado 36 en nuestro estudio», explica Brian Prager (Universidad de Virginia). Examinando el movimiento de estos púlsares, los investigadores han llegado a la conclusión de que no existen señales obvias de que exista un agujero negro en el centro de Terzan 5. «Sin embargo, todavía no podemos asegurar que no resida allí un agujero negro de masa intermedia o más pequeño».
Fotosíntesis bajo condiciones de iluminación diferentes a las de la Tierra
13/9/2017 de NAOJ / Scientific Reports
Ilustración de artista que muestra un planeta habitable alrededor de una enana de tipo M (izquierda) y la Tierra primordial (derecha). La superficie del planeta está iluminada con luz visible. Por otro lado, se espera que las condiciones de iluminación bajo el agua sean similares, dado que sólo la luz azul-verde puede penetrar a varios metros de profundidad en el agua. Fuente: NAOJ.
Las enanas de tipo M o enanas rojas son estrellas pequeñas (0.5-0.1 veces la masa del Sol) y frías (~3000 Kelvin), y son abundantes en el Universo. Pero son las estrellas como el Sol las que han atraído mayor atención como objetivos plausibles en la búsqueda de planetas habitables. Sin embargo, las enanas de tipo M cercanas se están convirtiendo en los objetivos más frecuentes en las búsquedas de planetas habitables debido a que son las estrellas cercanas más abundantes y, por tanto, podrían ser las primeras en las que se detectase alguna biofirma en exoplanetas observados por tránsitos o con imágenes directas, en un futuro cercano.
Una de las biofirmas exoplanetarias más importantes es un patrón de reflexión específico de la superficie llamado «borde rojo», causado por la vegetación de bosques y praderas. En la Tierra, el borde rojo aparece entre las longitudes de onda del rojo y del infrarrojo, ya que la luz roja es absorbida por la fotosíntesis, mientras que la radiación infrarroja es reflejada. En estudios anteriores, se predijo que la posición del borde rojo en los exoplanetas debería depender del espectro de radiación de las estrellas cercanas. Alrededor de las enanas de tipo M, el borde rojo se espera que esté desplazado hacia longitudes de onda más largas, ya que las plantas de los exoplanetas dispondrían de una gran cantidad de radiación infrarroja para la fotosíntesis.
Ahora un equipo de investigadores japoneses ha propuesto una predicción alternativa sobre dónde observar el borde rojo. Señalan es muy probable que los primeros fotoautótrofos (organismos que se alimentan de luz) productores de oxígeno evolucionaran bajo el agua para utilizar la luz visible, como ocurrió en el océano primordial de la Tierra. Examinaron los mecanismos de adaptación a los hábitats terrestres de fotoautótrofos que utilizan la luz visible y la infrarroja, descubriendo que los fotoautótrofos que utilizan el infrarrojo tienen problemas para adaptarse al cambio en la luz que se produce en la frontera entre el agua y la tierra firme. Keni Takizawa concluye que «sería demasiado arriesgado utilizar radiación infrarroja durante la evolución para pasar del agua a la tierra».
Si los fotoautótrofos mantienen su aparato de fotosíntesis cuando se trasladan a tierra firme, la posición del borde rojo en los planetas M será detectada en la misma posición en la que se detecta en el caso de la Tierra.
Un mundo infernal con cielos de titanio
14/9/2017 de ESO / Nature
Ilustración que muestra al exoplaneta WASP-19b, en cuya atmósfera los astrónomos detectaron óxido de titanio por primera vez. En cantidades lo suficientemente grandes, el óxido de titanio puede impedir que el calor entre o salga de una atmósfera, produciendo una inversión térmica: la temperatura es más alta en la atmósfera superior y más baja en la inferior, lo contrario de lo habitual. Crédito: ESO/M. Kornmesser.
Utilizando el Very Large Telescope de ESO, un equipo de astrónomos ha detectado, por primera vez, óxido de titanio en la atmósfera de un exoplaneta. Este descubrimiento alrededor del planeta WASP-19b, de tipo júpiter caliente, ha sido posible gracias a las capacidades del instrumento FORS2 y ha proporcionado información sobre la composición química y la estructura de temperatura y presión de la atmósfera de este mundo insólito y muy caliente.
Un equipo de astrónomos, dirigido por Elyar Sedaghati (un miembro de ESO recién graduado en la Universidad Técnica de Berlín), ha examinado, con un nivel de detalle sin precedentes, la atmósfera del exoplaneta WASP-19b. Este extraordinario planeta tiene aproximadamente la misma masa que Júpiter, pero está tan cerca de su estrella que completa una órbita en sólo 19 horas y se estima que su atmósfera tiene una temperatura de unos 2.000 grados centígrados.
Cuando WASP-19b pasa por delante de su estrella, parte de la luz de la estrella pasa a través de la atmósfera del planeta y deja huellas sutiles en la luz que finalmente llega a la Tierra. Utilizando el instrumento FORS2 del Very Large Telescope, el equipo fue capaz de analizar esta luz y deducir que la atmósfera contenía pequeñas cantidades de óxido de titanio, agua y trazas de sodio, junto con una niebla global que produce una fuerte dispersión dela luz.
Esta nueva información sobre la presencia de óxidos metálicos como el óxido de titanio y otras sustancias permitirá modelar mejor las atmósferas de los exoplanetas. Mirando hacia el futuro, una vez que los astrónomos puedan observar las atmósferas de planetas posiblemente habitables, los modelos mejorados les darán una idea más completa de cómo interpretar esas observaciones.
Tráfico estelar denso, cometas desviados y un estudio de los desencadenantes de un desastre cósmico
14/9/2017 de Max Planck Institute for Astronomy / Astronomy & Astrophysics
Imagen del cometa C/2012 S1 (ISON), tomada con el telescopio TRAPPIST-Sur en el observatorio de La Silla de ESO, en la mañana del 15 de noviembre de 2013. El origen más probable de este cometa es la nube de Oort y no chocará contra la Tierra. Crédito: TRAPPIST/E. Jehin/ESO.
Cuando pasan estrellas cerca de nuestro sistema solar, pueden empujar cometas de la lejana nube de Oort hacia las regiones interiores alrededor del Sol. Así, estos encuentros estelares son un factor importante a la hora de determinar el riesgo de grandes impactos cósmicos en la Tierra. Ahora, Coryn Bailer-Jones (Max Planck Institute for Astronomy) ha utilizado datos del satélite Gaia de la ESA para obtener la primera estimación sistemática de la frecuencia de estos encuentros estelares cercanos. Cada millón de años hasta dos docenas de estrellas pasan a pocos años-luz del Sol, produciendo un estado de perturbación casi constante en la nube de Oort.
Los cometas que chocan contra la Tierra producen catástrofes cósmicas que se cuentan entre las más extensas y violentas. Sin embargo, hasta donde sabemos actualmente, los impactos con consecuencias regionales o incluso globales son extremadamente raros y se producen con una frecuencia de no más de uno cada millón de años.
El culpable principal son los encuentros estelares: estrellas que pasan por el vecindario cósmico de nuestro Sol. En las afueras de nuestro sistema solar se piensa que existe un depósito de objetos fríos y helados – cometas en potencia- conocido como la nube de Oort. La influencia gravitatoria de las estrellas que pasan puede empujar a estos cometas hacia el interior, en un viaje que los dirige al sistema solar interior, posiblemente en un curso de colisión con la Tierra. Por ello conocer estos encuentros estelares y sus propiedades tiene un impacto directo en la estimación de riesgos relacionados con choques de cometas.
Ahora Bailer-Jones ha publicado la primera estimación sistemática de la frecuencia de estos encuentros estelares. El nuevo resultado utiliza datos de la misión Gaia, combinando sus mediciones nuevas con las anteriores del satélite Hipparcos de ESA. Su estudio muestra que en el transcurso de un millón de años típico, pasarán entre 490 y 600 estrellas a menos de 16.3 años-luz de distancia del Sol). Entre 19 y 24 estrellas pasarán a 3.26 años-luz o menos. Estos cientos de estrellas se encontrarían suficientemente cerca como para desviar cometas de la nube de Oort hacia el sistema solar interior.
Los agujeros negros supermasivos se alimentan de medusas galácticas
14/9/2017 de ESO / Nature
Esta imagen de una de las galaxias, llamada JO240, obtenida con el instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO, en Chile, muestra claramente cómo la materia se extiende fuera de la galaxia en largos tentáculos. El color rojo muestra el resplandor del gas de hidrógeno ionizado, el verde el oxígeno ionizado y las regiones más blancas son donde se encuentran la mayoría de las estrellas de la galaxia. Crédito: ESO/GASP collaboration.
Observaciones de «galaxias medusa», llevadas a cabo con el Very Large Telescope de ESO, han revelado una forma previamente desconocida de alimentar agujeros negros supermasivos. Parece ser que el mecanismo que produce los tentáculos de gas y estrellas recién nacidas, que dan a estas galaxias su apodo, es el mismo que hace posible que el gas llegue a las regiones centrales de las galaxias, alimentando al agujero negro que se esconde en cada una de ellas y haciendo que brillen intensamente. Los resultados aparecen hoy en la revista Nature.
Un equipo liderado por astrónomos italianos ha utilizado el instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer), instalado en el Very Large Telescope (VLT) en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile, para estudiar cómo las galaxias pueden ser despojadas de su gas. Se centraron en ejemplos extremos de galaxias medusa en cúmulos de galaxias cercanos, llamadas así por los largos «tentáculos» de material que se extienden decenas de miles de años luz más allá de sus discos galácticos.
Los tentáculos de las galaxias medusa se producen en los cúmulos de galaxias por un proceso llamado “desgarro por presión dinámica” (en inglés, ram pressure stripping). Su mutua atracción gravitatoria hace que las galaxias caigan a gran velocidad en los cúmulos de galaxias, donde se encuentran con un gas caliente y denso que actúa como un potente viento, expulsando colas de gas fuera del disco de la galaxia y desencadenando brotes de formación estelar en su interior.
Se ha descubierto que seis de las siete galaxias medusa estudiadas albergan un agujero negro supermasivo en el centro que se alimenta del gas circundante. Esta proporción es inesperadamente alta (en general, entre las galaxias la proporción es inferior a una de cada diez).
Yara Jaffé, que cuenta con una beca de investigación de ESO y ha participado en este artículo científico, explica la relevancia: «Estas observaciones de MUSE sugieren un nuevo mecanismo que canaliza el gas a una zona cercana al agujero negro. Este resultado es importante porque nos permite añadir una nueva pieza al rompecabezas que suponen las conexiones entre los agujeros negros supermasivos y las galaxias que los albergan, algo que aún no comprendemos en toda su plenitud».
Descubren el púlsar binario con mayor aceleración
14/9/2017 de Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR)
Las órbitas del nuevo púlsar binario J1757-1854 comparadas con el famoso púlsar de Hulse-Taylor y el púlsar doble J0737-3039, hasta ahora el mejor laboratorio cósmico para comprobar la teoría de la relatividad general de Einstein. Crédito: Norbert Wex/MPIfR (Sol: NASA/SOHO).
Investigadores del Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) de Bonn (Alemania) han descubierto el sistema binario de púlsar más extremo que se conoce, con aceleraciones de hasta 70 g. En el momento de máximo acercamiento la órbita del púlsar y la de su estrella de neutrones compañera cabrían fácilmente en el interior del radio del Sol.
Aunque la mayoría de los más de 2500 púlsares conocidos son objetos solitarios, unos pocos se encuentran en sistemas binarios. El primero en ser descubierto, el púlsar de Hulse-Taylor, consiguió el premio Nobel por «abrir nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación».
El nuevo púlsar, J1757-1854, fue descubierto por el estudiante de doctorado Andrew Cameron, responsable del procesamiento de los datos. «Después de revisar cientos de miles de candidatos, éste destacó inmediatamente debido a su gran aceleración. Me di cuenta de que era potencialmente muy interesante, pero llevó meses de trabajo de investigación averiguar qué habíamos encontrado exactamente».
El nuevo sistema será un laboratorio excelente en el que comprobar teorías de la gravedad, incluyendo la relatividad general. «Este sistema tiene muchos parecidos con el sistema binario que ganó el Nobel, pero éste es todavía más extremo», concluye Norbert Wex (MPIfR). «Algunos efectos de la relatividad general son más fuertes que en cualquier otro púlsar binario. Esto lo convierte en un gran sistema para comprobar la teoría de Einstein».
Siga en directo el Gran Final de la nave Cassini
15/9/2017 de NASA
La nave espacial Cassini de NASA realiza su acercamiento final a Saturno precipitándose al interior de la atmósfera del planeta hoy viernes 15 de septiembre. La retransmisión del final de la misión con comentarios en directo empieza a las 13:00 CEST (11:00 UT) en la televisión de NASA. A partir de las 12:30 se emitirá solo el audio del control de la misión.
Cassini acaba su viaje de 13 años por el sistema de Saturno con una caída intencional hacia el planeta para asegurar que las lunas de Saturno (en particular Encélado, con su océano subterráneo e indicios de actividad hidrotermal) permanecen prístinas para exploraciones futuras.
Simulaciones de supernovas revelan misterios acerca de las estrellas agonizantes
15/9/2017 de Royal Astronomical Society / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Movimientos invertidos en la capa donde se quema el oxígeno de una estrella de 18 masa solares, incluyendo penachos de oxígeno no consumido (verde) y cenizas de silicio (rojo) alrededor del núcleo de silicio-hierro de la estrella (cian). Se ha eliminado parte de la estrella para mejorar la visibilidad. Crédito: B. Mueller.
Un equipo internacional de astrónomos ha creado el modelo 3D más grande de la explosión de una supernova por neutrinos, ayudando a los científicos a comprender mejor las muertes violentas de estrellas masivas.
Las mayores explosiones del Universo, llamadas supernovas, se producen cuando estrellas muchas veces mayores que nuestro Sol finalizan sus vidas y agotan el combustible nuclear que tienen en su centro. En este momento, la parte más interna de la estrella, en sí misma unas 1.5 veces tan masiva como nuestro Sol, sucumbe a la gravedad y colapsa en una estrella de neutrones ultradensa en una fracción de segundo.
Durante este proceso, las capas externas de la estrella son expulsadas en una gigantesca explosión de supernova, que expulsa material a velocidades de miles de kilómetros por segundo. Dichas supernovas son observadas regularmente en galaxias lejanas y en la Vía Láctea aún podemos observar los escombros de muchas de ellas miles de años después.
Pero persiste un misterio: ¿cómo se transforma el colapso de una estrella en una explosión? Los investigadores de Monash University, Queen’s University Belfast, y del Max Planck Institute for Astrophysics, han calculado una solución para este problema y una teoría prometedora sugiere que las partículas extremadamente ligeras y con débil interacción llamadas neutrinos son clave en el proceso.
Una gran cantidad neutrinos son emitidos desde la superficie de las estrellas de neutrones jóvenes y si el calor producido por el colapso es suficientemente intenso, la materia de neutrinos caliente produce una onda de choque que se expande por la estrella y el colapso se invierte. «Lo que es crucial en tres dimensiones es la mezcla violenta de material frío y caliente por detrás de la onda de choque, que se desarrolla de forma natural debido al calentamiento de los neutrinos», explica el Dr. Tobias Melson (Max Planck Institute for Astrophysics). «Pero a menudo parece que necesitamos provocar estos movimientos de mezcla un poco más para obtener una explosión».
Incluyendo este fenómeno, los modelos por computadora de supernovas que anteriormente no conseguían que explotara la estrella en este caso sí lo hacen.
El Hubble observa un planeta negro como el carbón
15/9/2017 de ESA Hubble
Ilustración de artista que muestra el planeta, negro como el carbón, WASP-12b.
Un equipo de astrónomos ha descubierto que el exoplaneta WASP-12b casi no refleja luz, lo que hace que tenga un aspecto negro como el carbón. Este descubrimiento arroja una nueva luz sobre la composición atmosférica del planeta y también rebate las hipótesis previas sobre la atmósfera de WASP-12b. Los resultados también contrastan radicalmente con las observaciones de otro exoplaneta de tamaño similar.
Los astrónomos midieron con el espectrógrafo de imagen STIS del telescopio espacial Hubble de NASA/ESA la cantidad de luz que refleja el exoplaneta WASP-12b – su albedo- para aprender más acerca de la composición de su atmósfera.
Los resultados fueron sorprendentes, según el autor principal, Taylor Bell (McGill University). El albedo medido en WASP-12b es de 0.064 como mucho. Se trata de un valor extremadamente bajo, ¡que convierte al planeta en más negro que el asfalto recién vertido!». WASP-12b es dos veces menos reflectante que nuestra Luna, que posee un albedo de 0.12.
WASP-12b está en órbita alrededor de una estrella parecida al Sol, WASP-12, a unos 1400 años-luz de distancia de la Tierra. Es casi el doble de grande que Júpiter, el año dura poco más que un día en la Tierra y la temperatura en su cara diurna es de 2600ºC. Esta temperatura tan alta es la razón más probable de su bajo albedo. Es suficientemente alta como para romper las moléculas de hidrógeno en hidrógeno atómico, lo que hace que la atmósfera actúe como la atmósfera de una estrella de poca masa más que como una atmósfera planetaria. Esto produce el albedo bajo del exoplaneta.
Solo en otro júpiter caliente se han obtenido medidas espectroscópicas del albedo, HD 189733b. Este exoplaneta, por el contrario, refleja más luz hacia el extremo azul de espectro, lo que le conferiría un color azul oscuro y no negro como es el caso de WASP-12b.
Desvelada la misteriosa cara nocturna de Venus
15/9/2017 de ESA / Nature Astronomy
Este mosaico ilustra la superrotación atmosférica en las nubes superiores de Venus. Aunque la superrotación está presente en ambas caras, parece que es más uniforme en la cara diurna, mientras que en la nocturna parece ser más irregular e impredecible. Crédito:ESA, JAXA, J. Peralta and R. Hueso.
Un equipo de científicos ha caracterizado el viento y los patrones de las nubes altas en la cara nocturna de Venus con la nave Venus Express de ESA, por primera vez y con resultados sorprendentes.
El estudio demuestra que la atmósfera en la cara nocturna de Venus se comporta de modo muy diferente a la de la cara del planeta dirigida hacia el Sol (la cara diurna), mostrando tipos, morfología y dinámicas de nubes inesperados y que no habían sido observados con anterioridad, algunos de los cuales parecen estar conectados con formaciones de la superficie del planeta.
«Es la primera vez que hemos sido capaces de caracterizar cómo circula la atmósfera en la cara nocturna de Venus a escala global», explica Javier Peralta (Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón, JAXA). «Mientras que la circulación atmosférica en la cara diurna del planeta ha sido explorada en profundidad, todavía había mucho que descubrir acerca de la cara nocturna. Hemos descubierto que los patrones de nubes allí son diferentes de los de la cara diurna y están influenciados por la ‘topografía’ de Venus».
La atmósfera de Venus está dominada por fuertes vientos que giran alrededor del planeta mucho más rápido que la propia rotación de Venus. Este fenómeno, conocido como «superrotación», hace que los vientos giren hasta 60 veces más deprisa que el planeta que tienen debajo, empujando y arrastrando consigo nubes en la atmósfera. Estas nubes viajan más rápido en el nivel superior, a entre 65 y 72 km de altura sobre la superficie. A partir de las nuevas observaciones se ha comprobado que la superrotación parece ser más irregular y caótica en la cara nocturna.
¿Podrían los planetas terrestres de TRAPPIST-1 tener un hermano gigante de gas?
18/9/2017 de Carnegie / The Astronomical Journal
Ilustración de artista del sistema planetario de TRAPPIST-1. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Un nuevo trabajo de un equipo de científicos de Carnegie investiga la posibilidad de que puedan potencialmente existir planetas gigantes de gas en órbita alrededor de TRAPPIST-1 a distancias mayores que las de los otros siete planetas conocidos de la estrella. Si se encontraran planetas gigantes de gas en las afueras de este sistema, ello podría ayudar a los científicos a entender cómo se formaron los gigantes de gas de nuestro Sistema Solar, Júpiter y Saturno.
TRAPPIST-1 es una estrella ultrafría en la constelación de Acuario, que tiene en órbita siete planetas del tamaño de la Tierra, tres de ellos en la llamada zona habitable, la distancia a la estrella en la que es más probable encontrar agua líquida. Pero es posible que, como ocurre en nuestro Sistema Solar, TRAPPIST-1 tenga también en órbita planetas gigantes de gas a distancias mucho mayores que los planetas que ya conocemos.
«Varios sistemas estelares que incluyen planetas del tamaño de la Tierra y supertierras albergan también por lo menos un gigante de gas», explica Alan Boss (Carnegie Institution for Science). «Así que preguntarnos si estos siete planetas tienen hermanos de gas gigantes con órbitas de periodos más largos es una cuestión importante».
Utilizando el telescopio du Pont del Observatorio de Las Campanas (Chile) los investigadores determinaron los límites superiores para la masa de posibles planetas gigantes de gas en el sistema de TRAPPIST-1. Descubrieron que no existen planetas de más de 4.6 veces la masa Júpiter en órbita alrededor de la estrella con periodo de 1 año, y que no hay planetas de más de 1.6 veces la masa de Júpiter con periodos de 5 años. «Pero todavía hay mucho espacio que estudiar entre los periodos largos de este estudio y las órbitas muy cortas de los siete planetas conocidos de TRAPPIST-1», añade Boss.
El material orgánico de los cometas, ¿es anterior a nuestro Sistema Solar?
18/9/2017 de CNRS / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Núcleo del cometa 67P Churyumov-Gerasimenko (“Chury») visto por la sonda espacial europea Rosetta. Crédito: ESA / Rosetta / MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
La sonda espacial Rosetta descubrió una gran cantidad de material orgánico en el núcleo del cometa «Chury». Ahora dos investigadores franceses sostienen la teoría de que esta materia tiene su origen en el espacio interestelar y es anterior al nacimiento del Sistema Solar.
Durante 70 años, los científicos han encontrado en sus análisis de espectros estelares absorciones desconocidas, a longitudes de onda específicas, llamadas bandas interestelares difusas. Las bandas interestelares difusas son atribuidas a moléculas orgánicas complejas, que el astrofísico americano Theodore Snow piensa que pueden constituir el mayor depósito conocido de materia orgánica del Universo. Este material orgánico interestelar se encuentra habitualmente siempre en las mismas proporciones. Sin embargo, las nubes densas de materia, como las nebulosas presolares, son la excepción. En el centro de estas nebulosas, donde la materia es aún más densa, la absorción correspondiente a las bandas interestelares difusas se estanca o decae incluso. Esto es porque las moléculas responsables de estas absorciones se juntan allí. La materia acumulada absorbe menos radiación que cuando flota libremente por el espacio.
Algunas nebulosas primitivas acaban encogiendo para formar un sistema solar como el nuestro, con planetas y cometas. Por tanto, las moléculas orgánicas que se encontraban inicialmente en la nebulosa primitiva probablemente no fueron destruidas sino que fueron incorporadas a los granos cuya acumulación progresiva dio lugar a los núcleos de los cometas. Y allí han permanecido durante 4600 millones de años.
Una misión de toma de muestras permitiría el análisis en laboratorio de material orgánico comentario y revelaría finalmente la identidad de la misteriosa materia interestelar que provoca los patrones observados en los espectros de las estrellas. Si las moléculas orgánicas de los cometas, producidas en el medio interestelar, jugaron un papel en la aparición de la vida en nuestro planeta, ¿no podrían haber sembrado también vida en muchos otros planetas de nuestra galaxia?
Crean el primer mapa del agua del suelo lunar
18/9/2017 de Brown University / Science Advances
El mapa muestra una tendencia general de incremento en el contenido de agua (púrpura, verde y amarillo) hacia los polos. Los puntos marcan los lugares de aterrizaje de las misiones Apollo. Fuente: Brown University.
Em una investigación que podría ser útil para los exploradores lunares del futuro, los científicos de Brown University han creado el primer mapa cuantitativo de agua y de sus componentes químicos atrapados en la parte superior del suelo de la Luna.
El estudio se apoya en el descubrimiento inicial en 2009 de agua y de una molécula relacionada (hidroxilo, que consiste en un átomo de hidrógeno y uno de oxígeno) en el suelo lunar. El estudio actual utiliza datos del instrumento Moon Mineralogy Mapper de NASA que voló a bordo de la nave espacial india Chandrayaan-1, para cuantificar cuánta agua está presente en escala global.
«La firma del agua está por casi todas partes en la superficie lunar, no limitada a las regiones polares como se había informado anteriormente», explica Shuai Li (Brown University). «La cantidad de agua aumenta hacia los polos y no muestra diferencias significativas entre terrenos de distinta composición».
La concentración de agua alcanza un promedio máximo de entre 500 a 750 partes por millón en las latitudes más altas. Esto no es mucho, menos de lo que se encuentran en las arenas de los desiertos más secos de la Tierra, pero también es más que nada.
La nave espacial Cassini finaliza su histórica exploración de Saturno
18/9/2017 de NASA
Este montaje de imágenes, realizado a partir de datos obtenidos por el espectrómetro visual e infrarrojo de Cassini, muestra el lugar donde la nave de NASA ingresó en la atmósfera de Saturno el 15 de septiembre de 2017. La nave entró a 9.4 grados norte de latitud y 53 grados oeste de longitud. Crédito: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona.
Una época emocionante en la exploración de nuestro sistema solar concluyó el pasado viernes, cuando la nave espacial Cassini de NASA se precipitó hacia su destrucción en la atmósfera de Saturno, poniendo así fin a su periplo de 13 años por el planeta de los anillos.
«Este es el capítulo final de una misión asombrosa, pero se trata también de un nuevo comienzo», explica Thomas Zurbuchen, administrador asociado de NASA. «El descubrimiento de mundos con océanos en Titán y Encélado lo ha cambiado todo, haciendo que se tambaleen hasta el fondo nuestras ideas sobre lugares sorprendentes en los que buscar posible vida fuera de la Tierra».
La telemetría recibida durante la entrada indica que, tal como se esperaba, Cassini ingresó en la atmósfera de Saturno con los motores encendidos para mantener la estabilidad, mientras enviaba un conjunto final y único de observaciones científicas. La pérdida de contacto con la nave Cassini se produjo a las 13:55 CEST (11:55 UT), con la señal recibida por el complejo de antenas de la Red de Espacio Profundo de NASA en Canberra (Australia).
Tal como se planeó, los datos tomados por los ochos instrumentos científicos de Cassini fueron enviados a la Tierra. Los científicos de la misión examinarán las observaciones finales de la nave durante las próximas semanas en busca de datos nuevos sobre Saturno, incluyendo pistas sobre la formación y evolución del planeta y acera de los procesos que se producen en la atmósfera.
Cuando las radiogalaxias chocan, los agujeros negros supermasivos forman parejas muy cercanas
19/9/2017 de Rochester Institute of Technology / Nature Astronomy
NGC 7674 , justo sobre el centro de la imagen, es una galaxia espiral luminosa con un potente núcleo activo. Crédito: NASA, ESA, the Hubble Heritage Team.
Un estudio ha confirmado que los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de las galaxias pueden formar parejas unidas por la gravedad cuando las galaxias se fusionan.
Los investigadores han localizado una pareja de agujeros negros supermasivos en la galaxia espiral NGC 7674, aproximadamente a 400 millones de años-luz de la Tierra, separados entre sí por una distancia menor a un año-luz. «La masa conjunta de los dos agujeros negros es aproximadamente 40 millones de veces la masa del Sol y el periodo orbital del sistema binario es de unos 100 000 años», explica David Merritt (Rochester Institute of Technology).
Para simular un telescopio muy sensible, los investigadores utilizaron un método particular para hacer que radiotelescopios de todo el mundo funcionaran juntos como un solo telescopio muy grande, alcanzando una resolución unas 10 millones de veces mejor que la resolución del ojo humano.
«Empleando técnicas de interferometría de muy larga base, se detectaron dos fuentes compactas de emisión en radio en el centro de NGC 7674; las dos fuentes de radio poseen propiedades que se sabe que están asociadas con agujeros negros masivos que acretan gas, implicando la presencia de dos agujeros negros», comenta Merritt.
V745 Sco: dos estrellas, tres dimensiones y energía a montones
19/9/2017 de Chandra
Modelo 3D de la explosión de nova en el sistema V745 Sco. La onda expansiva se muestra en amarillo, la materia expulsada por la explosión está en púrpura y el disco de material más frío, en su mayor parte no afectado por la onda expansiva, está en azul. La cavidad visible en la parte izquierda del material expulsado es resultado de que los escombros procedentes de la superficie de la enana blanca están frenando al chocar contra la gigante roja. Crédito: modelo 3D de INAF-Osservatorio Astro. di Palermo/S.Orlando; ilustración del modelo: NASA/CXC/M.Weiss.
Los astrónomos conocen las explosiones irregulares del sistema doble de estrellas V745 Sco desde hace décadas. Este sistema binario, situado a 25 000 años-luz de la Tierra, está compuesto por una estrella gigante roja y una enana blanca, atrapadas por la fuerza de la gravedad. Se encuentran en órbita tan cerca una de la otra que las capas exteriores de la gigante roja son atrapadas por la fuerza gravitatoria de la enana blanca. Este material se precipita gradualmente hacia la superficie de la enana blanca. Con el paso del tiempo, puede que se acumule material suficiente como para producir una explosión termonuclear colosal, provocando un tremendo aumento de brillo de la binaria, llamado nova. Los astrónomos han visto V745 Sco perder un factor mil en luz óptica en el transcurso de 9 días.
Los investigadores observaron V745 Sco con el telescopio de rayos X Chandra algo más de dos semanas después de la explosión que se produjo en febrero de 2014. Su descubrimiento clave es que la mayor parte del material expulsado por la explosión iba dirigido hacia nosotros. Para explicar esto, un equipo formado por científicos del Observatorio Astronómico de Palermo-INAF, la Universidad de Palermo y el Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian construyeron un modelo 3D por computadora de la explosión, y lo ajustaron hasta que coincidió con las observaciones. En este modelo incluyeron un gran disco de gas frío alrededor del ecuador de la binaria producido por un viento de gas arrastrado desde la gigante roja por la enana blanca.
Los cálculos por computadora demostraron que la onda expansiva de la explosión de nova y el material expulsado estaban probablemente concentrados en los polos norte y sur del sistema binario. Esta distribución se debió al choque de la onda expansiva contra el disco de gas frío alrededor de la binaria. Esta interacción produjo que la onda expansiva y el material expulsado se frenaran a lo largo de la dirección de este disco y se produjera un anillo en expansión de gas caliente que emitió rayos X. Los rayos X que se alejaban de nosotros fueron en su mayor parte bloqueados y absorbidos por el material que se movía hacia la Tierra, explicando así por qué parecía que la mayor parte del material se estaba moviendo hacia nosotros.
Durante la explosión fue emitida una cantidad extraordinaria de energía, equivalente a 10 millones de billones de bombas de hidrógeno. Los autores estiman que el material expulsado pesaba un décimo de la masa de la Tierra. El análisis de la composición química de este material indica que la enana blanca está compuesta principalmente de carbono y oxígeno.
Descubren que una estrella única en su especie cambia con el paso de décadas
19/9/2017 de University of Notre Dame / The Astrophysical Journal Letters
Ilustración de artista del sistema binario AR Scorpii, constituido por una estrella enana blanca y su estrella compañera. Fuente: University of Notre Dame.
Un equipo de astrónomos ha estudiado el sistema binario único AR Scorpii, descubriendo que el brillo del sistema ha cambiado durante la última década. La nueva prueba apoya una teoría que explica cómo emite energía esta inusual estrella. AR Scorpii está formada por una estrella enana blanca magnetizada que gira rápidamente y que interacciona misteriosamente con su estrella compañera. Recientemente se descubrió que el sistema aumenta su brillo más del doble en escalas de tiempo de minutos y horas, pero la investigación recién publicada ha encontrado variabilidad en escalas de tiempo de décadas.
Los investigadores de la Universidad de Notre Dame analizaron los datos de este sistema único tomados en la misión K2 del telescopio espacial Kepler, en 2014, antes de que se supiera que la estrella era inusual. Los datos fueron comparados con imágenes de archivo anteriores, hasta 2004, buscando cambios a largo plazo en la curva de luz de AR Scorpii. La curva de luz de la binaria es única, exhibiendo un pico de emisión cada dos minutos, así como una gran variación en brillo durante el periodo orbital de 3.5 horas de las dos estrellas.
«Un modelo de este sistema predice variaciones a largo plazo en el modo en que interactúan las dos estrellas. No se sabía cuál podría ser la escala de tiempo de estos cambios, si 20 o 200 años. Estudiando los datos de K2 y de archivo, fuimos capaces de demostrar que además de los cambios en cuestión de horas del sistema, hay cambios que se producen a lo largo de décadas», explica Peter Garnavich (Universidad de Notre Dame).
Este sistema único se hizo famoso en 2016, cuando investigadores de Inglaterra descubrieron que AR Scorpii, que se creía que era una mundana estrella solitaria, era en realidad una binaria que variaba rápidamente. La enana blanca gira sobre su eje a una velocidad increíblemente rápida, provocando destellos de luz cada dos minutos. La amplitud de los destellos cambia a lo largo de las 3.5 horas del periodo orbital, algo que no se sabe que ocurra en ningún otro sistema binario de enana blanca. «Descubrimos que hace 12 años, el pico de brillo de AR Scorpii se producía un poco más tarde en su órbita de lo que ocurre ahora», explica Colin Littlefield (Universidad de Notre Dame). «Esto no resuelve el misterio, pero es otra pieza del rompecabezas que es AR Scorpii».
New Horizons sale de hibernación y continúa viaje por el Cinturón de Kuiper
19/9/2017 de New Horizons
Unas largas vacaciones de verano acabaron para la nave New Horizons de NASA el pasado 11 de septiembre, cuando la nave se «despertó» a sí misma después de un periodo de hibernación de cinco meses.
Las señales que confirmaban que New Horizons había ejecutado los comandos en la computadora de a bordo para salir de hibernación llegaron al centro de operaciones de misión a través de la estación de Madrid (España) de la Red de Espacio Profundo. Se confirmó que la nave se encuentra en buen estado de salud y operando normalmente, con todos los sistemas poniéndose en marcha tal como se esperaba.
Desde ahora y hasta mitad de diciembre, el equipo de operaciones de misión realizará comprobaciones de los instrumentos científicos y tomará datos. «Se trata de otro crucero de trabajo científico a través del Cinturón de Kuiper para New Horizons», explica Alice Bowman (Johns Hopkins Applied Physics Lab).
La nave entrenará sus instrumentos con numerosos objetos del Cinturón de Kuiper lejanos, realizando observaciones de larga distancia con el instrumento de imágenes telescópico LORRI, mientras mide continuamente la radiación, polvo y gas del Cinturón de Kuiper. Los técnicos también probarán los instrumentos de la nave como preparación para el acercamiento a MU69 del año próximo y transmitirán un nuevo paquete de software de protección contra fallos a la computadora de New Horizons a principios de octubre.
Revelan secretos de la estrella brillante Régulo
20/9/2017 de The University of New South Wales / Nature Astronomy
Eclipse total de Sol de agosto con la estrella Régulo visible como un diminuto punto azul en la esquina inferior izquierda. La fotografía fue tomada en Casper, Wyoming. Crédito: jmsands57.
Casi 50 años después de que se predijera que las estrellas que giran rápidamente deberían emitir luz polarizada, un equipo de científicos ha observado el fenómeno por primera vez.
Para ello emplearon un instrumento altamente sensible diseñado y construido en UNSW Sydney, instalado en el Telescopio Anglo-Australiano del observatorio de Siding Spring, detectando la luz polarizada de Régulo, una de las estrellas más brillantes del firmamento.
«Descubrimos que Régulo está girando tan rápidamente que se halla cerca de la desintegración, con una velocidad de giro del 96.5% de la velocidad angular de rotura», explica el Dr. Daniel Cotton (UNSW). «Está girando aproximadamente a 320 kilómetros por segundo, lo que es equivalente a viajar de Sydney a Canberra en menos de un segundo».
En 1968 investigadores que se basaron en un trabajo anterior del astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, predijeron que la forma distorsionada, achatada, de una estrella que gira rápidamente conduciría a la emisión de luz polarizada, pero su detección había eludido a los astrónomos hasta ahora.
«El instrumento que hemos construido, el Instrumento Polarimétrico de Alta Precisión (HIPPI de sus iniciales en inglés) es el polarímetro astronómico más sensible del mundo. Su alta precisión nos ha permitido detectar luz polarizada de una estrella que gira rápidamente por primera vez», explica el Dr. Cotton. «También hemos podido combinar esta información nueva sobre Régulo con sofisticados modelos por computadora que hemos desarrollado en UNSW para determinar la inclinación y velocidad de rotación de la estrella».
Los polos de Mercurio tienen más hielo de lo que pensaban los científicos
20/9/2017 de Brown University / Geophysical Research Letters
Sombras eternas. Investigadores de Brown han descubierto pruebas nuevas de la existencia de placas de hielo en cráteres en sombra permanente cerca del polo norte de Mercurio. Crédito: Head lab / Brown University.
La abrasadora superficie de Mercurio parece un lugar poco probable para encontrar hielo, pero las investigaciones realizadas a lo largo de las tres últimas décadas sugieren que el agua congelada está escondida en los fondos de los cráteres que se hallan en sombra permanente protegidos de los ardientes rayos del Sol. Ahora un nuevo estudio sugiere que podría haber mucho más hielo en la superficie de Mercurio de lo que se pensaba.
El trabajo añade tres miembros nuevos a la lista de cráteres que están cerca del polo norte de Mercurio y que parecen albergar grandes depósitos superficiales de hielo. Pero además de estos depósitos grandes, la investigación muestra también indicios de depósitos más pequeños dispersos por el polo norte de Mercurio, tanto en el interior de cráteres como en terrenos a la sombra entre cráteres. Estos depósitos puede que sean pequeños, pero podrían contribuir mucho en términos de cantidad de hielo que no había sido tenido en cuenta anteriormente.
La idea de que Mercurio pudiese tener agua congelada apareció en la década de 1990, cuando radares en tierra detectaron regiones altamente reflectantes dentro de varios cráteres cerca de los polos de Mercurio. El eje del planeta no tiene demasiada inclinación, así que los polos reciben muy poca luz solar directa y los fondos de algunos cráteres no la reciben en absoluto. Sin una atmósfera que conserve el calor de la superficie vecina, las temperaturas en esas sombras eternas se calcula que son suficientemente bajas como para que el hielo de agua sea estable. Esto hizo pensar en la posibilidad de que estas regiones brillantes en las imágenes de radar pudieran ser hielo.
Ahora Ariel Deutsch (Brown University) y Gregory Neumann (NASA) han estudiado las lecturas del altímetro láser de la nave MESSENGER, que pueden ser utilizadas para estudiar la reflectancia de la superficie. Detectaron tres depósitos grandes que podrían ser de hielo en la superficie en tres cráteres grandes, cubriendo un área total de 3400 kilómetros cuadrados. Además, el terreno que rodea a estos cráteres es menos reflectante que las placas de hielo del interior de los cráteres, pero es significativamente más brillante que la superficie promedio de Mercurio. «Sugerimos que esta señal de reflectancia más intensa es producida por placas de hielo de menor tamaño esparcidas por este terreno», explica Deutsch.
El tamaño importa en la detección de atmósferas de exoplanetas
20/9/2017 de Europlanet
Montaje de ilustraciones de distintos sistemas de exoplanetas. Crédito: Alexaldo.
El análisis conjunto de 30 exoplanetas en órbita alrededor de estrellas lejanas sugiere que es el tamaño y no la masa el factor clave para que pueda detectarse la atmósfera de un planeta. El estudio más amplio de exoplanetas hasta la fecha ha detectado con éxito atmósferas alrededor de 16 jupiteres calientes, encontrando vapor de agua en todos los casos.
El trabajo del equipo de investigadores europeos, dirigidos por University College London, tiene consecuencias importantes para la comparación y clasificación de distintos planetas. «Hasta ahora han sido descubiertos más de 3000 exoplanetas pero hasta ahora hemos estudiado sus atmósferas principalmente de modo individual, una a una. Nosotros hemos desarrollado herramientas para evaluar la importancia de las detecciones atmosféricas en catálogos de exoplanetas», comenta Angelos Tsiaras. «Este tipo de estudio es esencial para comprender la población global y las clasificaciones potenciales de estos mundos extraños».
Los investigadores utilizaron datos de archivo de la cámara WFC3 del telescopio espacial Hubble para recopilar los perfiles espectrales de 30 exoplanetas y analizarlos buscando las huellas características de los gases que pudieran estar presentes. La mitad de ellos tenían atmósferas fuertemente detectables.
Los resultados sugieren que aunque es más probable detectar atmósferas alrededor de planetas con un radio grande, la masa del planeta no parece ser un factor importante. Esto indica que la atracción gravitatoria de un planeta sólo tiene un efecto menor en su evolución atmosférica. La mayoría de las atmósferas detectadas muestra indicios de nubes, aunque los dos planetas más calientes, con temperaturas superiores a los 1700 ºC, parecen tener cielos despejados, al menos a grandes alturas.
Proponen una flota de nanosatélites para viajar a 300 asteroides
20/9/2017 de Europlanet
Ilustración de artista de la vela solar eléctrica. Crédito: Instituto Meteorológico Finlandés.
Una flota de naves espaciales diminutas podrían visitar más de 300 asteroides en poco más de tres años, según un estudio dirigido por el Instituto Meteorológico Finlandés. La misión consistiría en 50 naves espaciales impulsados por velas solares eléctricas innovadoras e irían equipadas con instrumentos para tomar imágenes y datos espectroscópicos sobre la composición de los asteroides. Cada nanosat visitaría seis o siete asteroides antes de regresar a la Tierra para entregar los datos.
«Los asteroides son muy diferentes unos de otros y, hasta la fecha, sólo hemos visto unos pocos de cerca. Para conocerlos mejor necesitamos estudiar un gran número in situ. El único modo de hacer esto de manera económica es utilizar naves espaciales pequeñas», explica el Dr. Pekka Janhunen.
Los nanosats pasarán por sus asteroides objetivo a una distancia de 1000 kilómetros. Cada nanosat transportará un telescopio de 4 cm capaz de tomar imágenes de la superficie de los asteroides con una resolución de 100 metros o mejor. Un espectrómetro infrarrojo analizará las características espectrales de la luz reflejada o emitida por el asteroide para determinar su composición en minerales. Los instrumentos podrán ser apuntados hacia el objetivo utilizando dos giróscopos instalados en el interior de los nanosats.
«Los nanosats podrían recopilar una gran cantidad de información sobre los asteroides que encuentren en su viaje, incluyendo su tamaño y forma, si tienen cráteres en la superficie o polvo, si tienen lunas o si los asteroides son cuerpos primitivos o montañas de escombros. También recopilarán datos sobre la composición química de las formaciones superficiales, mirarán por ejemplo si la marca espectral del agua está presente», comenta Janhunen.
El asteroide activo doble
21/9/2017 de Instituto Max Planck de Investigación del Sistema Solar / Nature
Dos en vez de uno: este conjunto de fotos del telescopio espacial Hubble de ESA/NASA revela la naturaleza binaria del asteroide 288P y muestra características propias de cometas. Esto incluye un halo brillante de material, llamado coma, y una larga cola de polvo. Crédito: ASA, ESA, y J. Agarwal (Instituto Max Planck de Investigación del Sistema Solar).
El cuerpo 288P, que está en órbita alrededor del Sol en el cinturón de asteroides, es único: no sólo pertenece al inusual grupo de asteroides que arrojan polvo y gas al espacio – comportándose así atípicamente para lo esperado de un «residente» del cinturón de asteroides – sino que además está constituido por dos componentes separadas que giran alrededor de un centro de gravedad común. Esto convierte a 288P en el primer asteroide binario activo conocido. Probablemente se rompió en dos fragmentos hace no más de 5000 años bajo la fuerza de su propia rotación.
En los últimos años, los investigadores han ido descubriendo un número creciente de cuerpos que no pueden ser clasificados como cometas o asteroides, siendo llamados asteroides activos. Estos asteroides activos residen en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, pero muestran un comportamiento parecido al de los cometas.
Actualmente se conocen unos 20 de estos cuerpos exóticos. Sin embargo, 288P destaca por ser el único conocido que está compuesto por dos fragmentos de 1 km de diámetro que giran alrededor de un centro de gravedad común siguiendo una órbita muy elíptica que los llega a separar hasta 100 km entre sí.
El hecho de que el cuerpo siempre se active cuando se acerca al Sol indica que esta actividad es debida a la presencia de gases helados que son sublimados. «288P debe de haberse roto hace apenas 5000 años», explica Jessica Agarwal (Instituto Max Planck de Investigación del Sistema Solar). En caso contrario, los gases se habrían disipado hace mucho tiempo, debido a la relativa proximidad del cinturón de asteroides al Sol.
¿Es la Vía Láctea una galaxia especial?
21/9/2017 de Yale University / The Astrophysical Journal
Imagen óptica en tres colores de una hermana de la Vía Láctea. Crédito: Sloan Digital Sky Survey.
La galaxia más estudiada del Universo, la Vía Láctea, podría no ser tan «típica» como se pensaba, según un estudio nuevo.
La Vía Láctea, que alberga la Tierra y su sistema solar, posee varias docenas de galaxias satélite más pequeñas. Estas galaxias menores están en órbita alrededor de la Vía Láctea y son útiles para comprender la propia Vía Láctea.
Los resultados iniciales del estudio SAGA (Satellites Around Galactic Analogs) indican que las satélites de la Vía Láctea son mucho más tranquilas que las de otros sistemas de luminosidad y entornos similares. Muchas satélites de estas galaxias «hermanas» están formando estrellas de manera activa, pero las satélites de la Vía Láctea son principalmente inertes, según han descubierto los investigadores.
Esto es importante, según los científicos, porque muchos modelos de lo que ya sabemos acerca del Universo se basan en galaxias que se comportan de modo parecido a la Vía Láctea.
«Utilizamos la Vía Láctea y su entorno para estudiar absolutamente todo», explica Marla Geha (Yale University). «Cientos de estudios son publicados al año sobre materia oscura, cosmología, formación estelar y formación de galaxias, utilizando la Vía Láctea como guía. Pero es posible que la Vía Láctea sea un caso especial».
Las auroras de Júpiter son un potente misterio
21/9/2017 de JPL
Imagen reconstruida de las auroras en Júpiter vistas a través de los filtros del espectrómetro ultravioleta de la nave Juno. Crédito: NASA/JPL-Caltech/SwRI.
Científicos de la misión Juno de NASA han observado cantidades enormes de energía formando remolinos en las regiones polares de Júpiter que contribuyen a las potentes auroras del planeta gigante, no sólo en los modos en que lo investigadores esperaban.
Examinando datos tomados por el espectrógrafo ultravioleta y el detector de partículas energéticas de la nave espacial, un equipo dirigido por Barry Mauk (Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory) observó indicios de la presencia de potenciales eléctricos potentes, alineados con el campo magnético de Júpiter, que aceleran electrones hacia la atmósfera joviana a energías de más de 400 mil electronvoltios. Esto es de 10 a 30 veces más que los mayores potenciales de auroras observados en la Tierra, donde solo son necesarios varios miles de voltios para generar las auroras más intensas.
Júpiter posee las autoras más potentes del Sistema Solar, así que a los investigadores no les sorprendió que los potenciales eléctricos jueguen un papel en su generación. Lo que les extrañó, según Mauk, es que a pesar de las magnitudes de estos potenciales en Júpiter, sólo se observan a veces y no son el origen de las auroras más intensas como ocurre en la Tierra.
«En Júpiter las auroras más brillantes son producidas por algún tipo de proceso de aceleración turbulenta que no comprendemos bien», explica Mauk. «Hay indicios en nuestros últimos datos que indican que a medida que la densidad de potencia de generación de auroras se hace más y más fuerte, el proceso se torna inestable y es superado por un nuevo proceso de aceleración. Pero tenemos que seguir estudiando los datos».
Estrella envejecida expulsa burbuja humeante
21/9/2017 de ESO / Astronomy & Astrophysics
Esta imagen de ALMA revela estructuras finas en la envoltura de U Antliae con más detalle de lo que había sido posible hasta ahora. Hace unos 2700 años, U Antliae atravesó un periodo corto de pérdida rápida de materia. Durante este periodo de solo unos pocos cientos de años el material que constituye la envoltura observada en los datos de ALMA fue expulsado a gran velocidad. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/F. Kerschbaum.
Los astrónomos han empleado ALMA para capturar una imagen sorprendentemente hermosa de una frágil burbuja de material expelido en torno a la exótica estrella roja U Antliae. Estas observaciones ayudarán a los astrónomos a entender mejor cómo evolucionan las estrellas en las últimas fases de sus ciclos de vida.
En la débil constelación austral de Antlia (la Máquina Neumática) el atento observador con binoculares detectará una estrella muy roja, cuyo brillo varía ligeramente una semana tras otra. Esta estrella fuera de lo común se llama U Antliae y nuevas observaciones con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) están revelando una envoltura esférica notablemente delgada en torno a esta.
U Antliae es una estrella de carbono, evolucionada, fría y luminosa, de la rama asintótica gigante. Hace unos 2.700 años atrás, U Antliae pasó por un corto período de rápida pérdida de masa. Durante este período de unos cientos de años, el material que constituía la envoltura observada con los nuevos datos de ALMA fue expulsado a gran velocidad. Un análisis más detallado de esta envoltura, también muestra evidencias de delgadas y menudas nubes de gas, conocidas como subestructuras filamentosas.
Entender la composición química de las envolturas y atmósferas de estas estrellas, y cómo estas envolturas se forman por la pérdida de masa, es importante para comprender apropiadamente cómo evolucionan las estrellas en el Universo primitivo, y también cómo evolucionaron las galaxias. Las envolturas tales como la que rodea a U Antliae muestran una rica variedad de compuestos químicos en base a carbono y otros elementos. También ayudan a reciclar la materia, y proporcionan hasta el 70% del polvo entre las estrellas.
Los estallidos rápidos en radio pueden estar produciéndose al ritmo de uno por segundo
22/9/2017 de CfA / The Astrophysical Journal Letters
Estas ilustración muestra parte de la red cósmica, una estructura filamentosa de galaxias que se extiende por todo el cielo. Las brillantes fuentes puntuales azules son las señales de los estallidos rápidos en radio que pueden acumularse en una imagen en radio con tiempo de exposición de varios minutos. La señal radio de una explosión rápida solo dura unas pocas milésimas de segundo, pero deberían de producirse con mucha frecuencia. Crédito: M. Weiss/CfA.
Cuando los estallidos rápidos en radio (FRB de sus siglas en inglés) fueron detectados por primera vez en 2001, los astrónomos no habían visto nunca nada parecido. Desde entonces, han descubierto unas dos docenas, pero todavía ignoran lo que provoca estas explosiones rápidas y potentes de emisión en radio. Ahora, por primera vez, dos astrónomos del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian han estimado cuántos FRB deben de producirse en el universo observable entero. Su trabajo indica que por los menos un FRB se produce en algún lugar cada segundo.
«Si estamos en lo cierto y este ritmo tan alto de FRB se da en cualquier momento, puedes imaginar que el cielo está lleno de flashes como paparazzi tomando fotos de un famoso», explica Anastasia Fialkov (CfA). «En lugar de la luz que podemos ver con nuestros ojos, estos flashes llegan en ondas de radio».
Para realizar su estimación, Fialkov y su colega Avi Loeb supusieron que FRB 121102, una explosión rápida en radio detectada en una galaxia a 3 mil millones de años-luz, es representativa de todos los FRB. Como este caso ha producido explosiones repetidas desde su descubrimiento en 2002, los astrónomos han sido capaces de estudiarlo con mucho más detalle que otros FRB. Utilizando esta información, calcularon cuántos FRB existirían en el firmamento entero.
Aunque su naturaleza exacta es desconocida todavía, la mayoría de los científicos opina que los FRB se originan en galaxias a miles de millones de años-luz de distancia. Una de las teorías principales es que los FRB son producidos por jóvenes estrellas de neutrones con campos magnéticos extraordinariamente potentes que giran rápidamente.
Detectan rayos cósmicos procedentes de una galaxia muy lejana
22/9/2017 de Michigan Technologial University / Science
La colaboración internacional Pierre Auger ha anunciado la detección de rayos cósmicos procedentes de una galaxia muy lejana. Desde la década de 1960 los astrónomos se preguntaban si estos rayos cósmicos, con energías un millón de veces más altas que las de los protones acelerados en el Gran Colisionador de Hadrones, eran creados en nuestra galaxia o en lejanos objetos de fuera de nuestra galaxia.
«Ahora nos encontramos considerablemente más cerca de resolver el misterio de dónde y como se crean estas partículas extraordinarias», explica Karl-Heinz Kampert (Universidad de Wuppertal).
Los rayos cósmicos son los núcleos de elementos químicos, desde el hidrógeno al hierro. Su estudio proporciona a los científicos un modo de estudiar la materia procedente de fuera de nuestro Sistema Solar y, según parece ahora, de fuera de nuestra galaxia. Esto podría ayudar a responder cuestiones fundamentales sobre los orígenes del Universo, de nuestra galaxia e incluso de nosotros mismos.
Estudiando la distribución de direcciones de llegada de más de 30 000 partículas cósmicas, la colaboración Pierre Auger ha descubierto una anisotropía, una diferencia en la cantidad de rayos cósmicos detectados según la dirección en la que se mire. Esto significa que hay una dirección de la que proceden más rayos cósmicos, y que coincide con un área del cielo donde el número de galaxias es relativamente alto. Aunque este descubrimiento claramente indica un origen extragaláctico, las fuentes específicas de los rayos cósmicos seguen siendo desconocidas.
La luz ultravioleta de una supernova superluminosa, clave para revelar el mecanismo de la explosión
22/9/2017 de Kavli IPMU / The Astrophysical Journal Letters
Ilustración de artista de 3 escenarios para explicar las supernovas superluminosas: interacción por onda expansiva, alimentada por un magnetar y supernova producida por inestabilidad de pares. Gaia 16apd es con mucha probabilidad una supernova de interacción por onda expansiva, en la que las ondas de choque producen enormes cantidades de luz ultravioleta. Crédito: Kavli IPMU.
Un equipo internacional de investigadores ha descubierto un modo de emplear observaciones en longitudes de onda del ultravioleta para descubrir características sobre supernovas superluminosas que eran imposibles de determinar hasta ahora.
El equipo de investigadores, dirigido por Alexey Tolstov (Kavli IPMU), estudia explosiones estelares llamadas supernovas superluminosas, un tipo de supernova con mayor brillo, descubierto en la última década, y que es entre 10 y 100 veces más brillante que las supernovas ordinarias. Recientemente, estos astrónomos detectaron una de estas supernovas, Gaia 16apd, en una débil galaxia enana a 1600 millones de años luz.
Esta supernova tuvo una emisión en el ultravioleta considerada extraordinaria para las de su tipo, pero nadie pudo explicar qué mecanismo de explosión pudo producirla. Los astrónomos teóricos sugirieron que Gaia 16apd podría encajar en uno de tres escenarios. Estos son: supernova producida por inestabilidad de pares, que posee una gran cantidad de níquel 56 radiactivo; o supernova alimentada por un magnetar, en la que habría una estrella de neutrones altamente magnetizada y girando rápidamente, actuando como fuente adicional de energía; o supernova de interacción por onda expansiva, en la que el material expulsado en la explosión interaccionaría con la densa materia circunestelar que la rodea.
Los investigadores de Kavli IPMU decidieron simular en computadoras cada uno de estos modelos, estudiando la luz en diferentes colores y rangos de longitudes de onda para ver si alguna de las simulaciones encajaba con la supernova observada. Estas simulaciones dieron como resultado curvas de luz en el infrarrojo, en luz visible y en el ultravioleta, radio de la fotosfera y velocidad, haciendo posible investigar el aspecto de la explosión a cualquier longitud de onda.
No solo descubrieron que Gaia 16apd es muy probablemente una supernova del tipo que interacciona con la materia circunestelar, sino que Tolstov y su equipo hallaron una forma de crear modelos de tres escenarios diferentes en longitudes de onda del ultravioleta utilizando la misma técnica numérica. En el futuro, su técnica podría ayudar a los investigadores a identificar el mecanismo de explosión de las supernovas que observan.
Miden cómo la rotación afecta a la forma de una galaxia
22/9/2017 de CAASTRO / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
El presente estudio ha sido realizado con datos tomados por el instrumento SAMI, que permite obtener información detallada acerca del movimiento del gas y de las estrellas en el interior de las galaxias. Puede examinar 13 galaxias a la vez y, por tanto, obtener datos para un número enorme de ellas. Fuente: CAASTRO.
Por primera vez un equipo de astrónomos ha logrado medir cómo el giro de una galaxia afecta a su forma. Suena sencillo, pero medir la verdadera forma 3D de una galaxia es un problema difícil que los astrónomos intentaron resolver ya hace 90 años.
«Es la primera vez que hemos sido capaces de medir con fiabilidad cómo la forma de una galaxia depende de alguna de sus propiedades, en este caso, de su velocidad de rotación», explica la Dra. Caroline Foster (Universidad de Sydney).
Las galaxias pueden tener forma de torta, de erizo de mar, de melón o cualquier otra intermedia. Los investigadores han descubierto que las galaxias que giran más deprisa están más aplanadas que sus parientes que rotan más despacio. «Y entre las galaxias espirales, que poseen discos de estrellas, las que giran más rápido tienen discos más circulares», comenta el profesor Scott Croom (Universidad de Sydney).
El equipo de la Dra. Foster utilizó una muestra de 845 galaxias, la mayor utilizada en este tipo de estudios hasta ahora. Debido a que la forma de una galaxia es resultado de sucesos anteriores, como la fusión con otras galaxias, conocer su forma también nos proporciona datos sobre la historia de la galaxia.
Un púlsar alimentado por acreción revela un fallo de ritmo único
25/9/2017 de Royal Astronomical Society / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Imagen compuesta del púlsar de rayos X SXP 1062, rodeado por un resto de supernova. La imagen en falso color combina rayos X (azul) y datos ópticos (oxígeno en verde, hidrógeno en rojo). Créditos: ESA / XMM-Newton / L. Oskinova, Universidad de Potsdam, Alemania / M. Guerrero, Instituto de Astrofisica de Andalucia, España (rayos X); Cerro Tololo Inter-American Observatory / R. Gruendl & Y. H. Chu, University of Illinois at Urbana-Champaign, USA (óptico).
El descubrimiento de la mayor irregularidad en el ritmo observado de un púlsar es la primera confirmación de que los púlsares de sistemas binarios exhiben un fenómeno extraño conocido como «glitch» (fallo).
Los púlsares son uno de los resultados posibles de las fases finales de la evolución de estrellas masivas. Dichas estrellas acaban sus vidas en explosiones de supernova enormes, expulsando sus materiales estelares al espacio, quedando un objeto muy denso y compacto, que puede ser una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. Si lo que queda es una estrella de neutrones, puede que posea un fuerte campo magnético y que gire extremadamente deprisa, emitiendo un haz de luz que puede ser observado cuando apunta hacia la Tierra, de modo muy parecido a un faro en la costa. Para el observador en la Tierra es como si la estrella estuviera emitiendo pulsos de luz, de ahí el nombre de «púlsar».
Ahora un equipo de investigadores de la Universidad Técnica de Oriente Medio y la Universidad de Başkent (Turquía) ha descubierto un cambio repentino en la velocidad de rotación del púlsar peculiar SXP 1062. Estos saltos de frecuencia, conocidos como ‘glitches’ son observados habitualmente en púlsares aislados, pero hasta ahora no habían sido vistos en púlsares binarios (púlsares en órbita junto con una estrella compañera enana blanca o de neutrones) como es el caso de SXP 1062.
Se piensa que el púlsar está atrayendo hacia sí el material sobrante de la explosión de supernova, que lo alimenta a través de un proceso conocido como acreción. Los científicos piensan que la amplitud del glitch es debida a la influencia gravitatoria de su estrella compañera y a la acreción de material de los alrededores, que juntas ejercen fuerzas importantes sobre la corteza de la estrella de neutrones. Cuando esas fuerzas no son sostenibles, un cambio rápido en la estructura interna transfiere momento a la corteza, cambiando la rotación del púlsar de repente y produciendo un glitch.
El nacimiento explosivo de estrellas hincha los centros de las galaxias
25/9/2017 de ALMA / The Astrophysical Journal Letters
Imágenes de una galaxia situada a 11 mil millones de años-luz. Las ondas submilimétricas detectadas con ALMA se muestran en el panel de la izquierda, indicando la posición del gas y el polvo densos donde se están formando las estrellas. La luz óptica e infrarroja observada por el telescopio Hubble se muestra en el centro y a la derecha, respectivamente. En el infrarrojo se ve un gran disco galáctico, mientras que en el óptico se observan tres cúmulos de estrellas jóvenes. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NASA/ESA Hubble Space Telescope, Tadaki et al.
Un equipo de astrónomos ha descubierto que la formación activa de estrellas hincha las galaxias, como la levadura hincha la masa del pan. Utilizando tres potentes telescopios, han observado galaxias de hace 11 mil millones de años, descubriendo formación explosiva de estrellas en sus centros. Esto sugiere que las galaxias pueden cambiar su forma sin necesidad de interactuar con otras galaxias.
«Las galaxias elípticas masivas se cree que se formaron por choques de galaxias de disco», explica Kenichi Tadaki, «pero no se sabe si todas las galaxias elípticas han experimentado una colisión de galaxias. Puede que haya un camino alternativo».
Con el objetivo de entender la metamorfosis galáctica, el equipo internacional exploró galaxias lejanas a 11 mil millones de años-luz de distancia. Teniendo en cuenta el tiempo que la luz de objetos lejanos tarda en llegar hasta nosotros, los investigadores están viendo cómo era el Universo hace 11 mil millones de años, sólo 3 mil millones de años después del Big Bang. Esto corresponde a la época de mayor auge en la formación de galaxias: las bases de la mayoría de las galaxias se formaron en esta época.
Gracias a su alta resolución las imágenes obtenidas con HST y ALMA han podido ilustrar la metamorfosis de las galaxias. Con las imágenes del HST, los investigadores descubrieron que las galaxias están dominadas por un disco. Por otro lado, las imágenes de ALMA muestran que hay depósitos masivos de gas y polvo, el material de las estrellas, por lo que se están formando galaxias de manera muy intensa. Esta actividad de formación estelar es tan elevada que se formarán números altísimos de estrellas en los centros de estas galaxias. Esto conduce a los astrónomos a pensar que al final las galaxias estarán dominadas por el bulbo estelar y se convertirán en galaxias elíptica o lenticulares.
¿Estamos siendo vigilados? Decenas de mundos podrían ver la Tierra
25/9/2017 de Royal Astronomical Society / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Imagen que muestra desde dónde podrían observarse tránsitos de los planetas de nuestro Sistema Solar. Cada línea representa uno de los planetas que pueden verse en tránsito, la línea azul representando la Tierra; un observador situado ahí podría detectarnos. Crédito: 2MASS / A. Mellinger / R. Wells.
Un equipo de científicos de la Universidad Queen’s de Belfast y del Instituto Max Planck de Investigación sobre el Sistema Solar ha invertido los términos de la caza de exoplanetas en un estudio que explora cómo un observador alienígena podría ver la Tierra utilizando nuestros métodos. Han descubierto que al menos nueve exoplanetas se encuentran en posiciones ideales para observar tránsitos de la Tierra.
La mayoría de los exoplanetas que han sido descubiertos hasta ahora por los astrónomos cruzan por delante de sus estrellas, un fenómeno llamado tránsito. Esto permite observar pequeñas caídas en la luz de la estrella a intervalos de tiempo regulares, cada vez que el planeta se interpone entre nosotros y la estrella.
En el nuevo estudio los autores invierten este concepto y preguntan «¿Cómo observaría un alienígena el Sistema Solar?» Así han identificado partes del cielo desde donde podrían verse varios planetas de nuestro Sistema Solar pasando por delante del Sol (las llamadas zonas de tránsito) concluyendo que los planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) son de hecho mucho más fáciles de ver que los planetas ‘jovianos’ más lejanos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno), a pesar de su tamaño mucho mayor.
Katja Poppenhaeger explica: «Estimamos que un observador situado en una posición aleatoria tendría aproximadamente 1 oportunidad sobre 40 de observar por lo menos un planeta [de nuestro Sistema Solar]. La probabilidad de detectar al menos dos planetas sería 10 veces menos y la de detectar tres, otras diez veces menos». De entre los miles de exoplanetas conocidos, los investigadores identificaron 68 mundos desde los cuales un observador podría ver uno o más de los planetas de nuestro Sistema Solar transitando delante del Sol. Nueve de esos planetas están situados en posiciones ideales para observar tránsitos de la Tierra, aunque ningún de ellos se considera habitable.
Descubren el lugar de impacto de SMART-1 sobre la Luna
25/9/2017 de European Planetary Science Congress 2017
Descubrimiento del lugar de impacto de SMART-1 en imágenes de alta resolución del Lunar Reconnaissance Orbiter. El campo tiene 50 m de ancho, el norte está arriba. SMART-1 tocó tierra de norte a sur a 2 km por segundo. Esta imagen, iluminada desde el oeste, muestra claramente un surco lineal de 15 m de longitud en la superficie. Crédito: P Stooke/B Foing et al 2017/ NASA/GSFC/Arizona State University.
Observaciones de la Luna han desvelado el lugar de descanso final de la primera misión lunar de la ESA, SMART-1. La nave espacial fue obligada a realizar un choque controlado contra la superficie lunar hace 11 años. Aunque en aquel momento se obtuvo con el telescopio CFH una imagen del destello producido por el impacto en la parte oscura de la frontera entre la noche y el día en la superficie lunar, el lugar exacto no había sido determinado hasta ahora.
El director del proyecto SMART-1, Bernard Foing, comenta:»SMART-1 sufrió un duro aterrizaje con rebotes a una velocidad de dos kilómetros por segundo. No había ninguna otra nave en órbita en aquel momento que nos proporcionara una imagen cercana del impacto».
La posición es 34.262° sur y 46.193° oeste, de acuerdo con las coordenadas de impacto calculadas inicialmente. El lugar de impacto fue descubierto por el Dr. Phil Stooke (Western University, Ontario) utilizando imágenes de alta resolución de la misión Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) de NASA. Las imágenes muestran un surco lineal en la superficie, de unos 4 metros de ancho y 15 metros de largo, cruzando un cráter que ya existía. En el extremo, un débil delta de escombros se esparce hacia el sur.
Foing explica:»El seguimiento de la órbita y el destello del impacto proporcionaron una buena estimación del lugar de impacto y muy cerca de allí se encontraba esta pequeña formación muy inusual. Parece que los impactos de naves espaciales en órbita, tal como se observa aquí para SMART-1, y también en los casos de GRAIL y LADEE, forman cráteres alargados y la mayor parte de los escombros se extienden en la misma dirección hacia la que se desplazaba la nave».
Una galaxia enana con deficiencia de oxígeno proporciona información sobre la composición del Universo temprano
26/9/2017 de University of Virginia / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
La diminuta galaxia con formación de estrellas J0811+4730 es representativa de las galaxias primordiales. Fuente: University of Virginia.
Una galaxia enana recién descubierta en la constelación de Lynx podría ser representativa de las galaxias primitivas y podría ayudar a entender mejor el desarrollo químico del universo temprano. El estudio recién publicado muestra que el nivel de oxígeno en la pequeña galaxia es el menor descubierto hasta ahora en una galaxia con formación de estrellas, con lo que probablemente se asemeje a las galaxias nacientes primitivas.
Los astrónomos saben que durante sus fases de formación las primeras galaxias fueron químicamente sencillas – compuestas principalmente de hidrógeno y helio, elementos creados en el Big Bang durante los tres primeros minutos de la existencia del Universo. El oxígeno llegó más tarde, cuando se formaron estrellas masivas que crearon elementos más pesados y complejos por la fusión nuclear en sus interiores y también durante sus muertes explosivas, creando en última instancia un universo de innumerables galaxias ricas en oxígeno como nuestra Vía Láctea.
Las galaxias deficitarias en oxígeno más tempranas están tan lejos y brillan tan poco que son casi indetectables, pero las galaxias enanas con formación de estrellas relativamente cercanas, que poseen muy poco oxígeno como las galaxias primitivas, pueden ser más fáciles de descubrir y ofrecen los mismos datos. En el presente estudio se descubrió que la diminuta galaxia J0811+4730 posee menos oxígeno (un indicio de simplicidad) que cualquier otra conocida.
«Hemos descubierto que una fracción considerable de la masa estelar de la galaxia se formó hace tan solo unos pocos millones de años, lo que la convierte en una de las mejores contrapartidas que hemos encontrado de las galaxias primordiales», explica Trinh Thuan (UVA). «Debido a su nivel de oxígeno extremadamente bajo, esta galaxia es una representante accesible de las galaxias formadoras de estrellas que se ensamblaron entre mil millones y dos mil millones de años después del Big Bang».
Los rayos X revelan el temperamento de posibles estrellas con planetas
26/9/2017 de Chandra / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Esta ilustración de artista muestra una estrella relativamente tranquila, similar al Sol, con un planeta en órbita a su alrededor. La gran zona oscura es un «agujero de la corona» un fenómeno asociado con niveles bajos de la actividad magnética. El recuadro muestra los datos de Chandra de uno de los objetos observados, una estrella de 2 mil millones de años de edad llamada GJ 176, situada a 30 años-luz de la Tierra.
Un nuevo estudio, basado en datos tomados por el observatorio de rayos X Chandra de NASA y el XMM-Newton de ESA, sugiere que los rayos X emitidos por la estrella de un planeta proporcionan pistas fundamentales para decidir lo habitable que podría ser un sistema estelar. Un equipo de investigadores observó 24 estrellas parecidas al Sol, cada una de por lo menos 1000 millones de años de edad, y cómo cambiaba con el tiempo su brillo en rayos X.
Dado que los rayos X reflejan la actividad magnética, las observaciones en rayos X pueden dar información a los astrónomos sobre el ambiente de alta energía alrededor de la estrella. En el nuevo estudio quedó manifiesto que las estrellas como el Sol y sus parientes menos masivas se calman sorprendentemente rápido después de una juventud convulsa.
Para conocer lo rápido que cambian los niveles de actividad magnética estelar con el paso del tiempo, los astrónomos necesitan determinar con precisión las edades de muchas estrellas diferentes. Esta es una tarea difícil, pero en este caso se utilizaron estimaciones nuevas precisas recientemente obtenidas a partir de estudios sobre cómo pulsan las estrellas en datos de las misiones Kepler de NASA y CoRoT de ESA. Dichas estimaciones fueron utilizadas para la mayoría de las 24 estrellas estudiadas en este caso.
Los astrónomos han observado que la mayoría de las estrellas son muy activas magnéticamente cuando son jóvenes, ya que las estrellas giran rápidamente. A medida que la estrella que rota pierde energía con el paso del tiempo, el giro se hace más lento y el nivel de actividad magnética, junto con la emisión de rayos X asociada, cae.
Un análisis 3D ofrece información nueva sobre el cambio climático en Marte y la edad de los casquetes polares
26/9/2017 de Planetary Science Institue / Icarus
Volúmenes de radar 3D generados a partir de miles de perfiles de radar 2D revelan información nueva sobre las regiones polares de Marte. El corte en perspectiva muestra datos de radar (azul para las mayores elevaciones, blanco para las más bajas) de estructuras conocidas previamente (círculos negros) y de formaciones enterradas (círculos rojos) debajo del casquete polar del norte. Crédito: Putzig et al.
Volúmenes de radar subterráneos 3D generados a partir de miles de perfiles de radar 2D han revelado información sobre las regiones polares de Marte, incluyendo un cartografiado más preciso del CO2 y de los hielos de agua, el descubrimiento de cráteres de impacto enterrados y nuevos datos de elevación. Esta información ayudará a los científicos a comprender mejor los cambios en el clima marciano y podría permitirles determinar la edad de los casquetes polares sin utilizar modelos climáticos.
«Un ejemplo es el cartografiado más preciso de los depósitos de hielo de CO2 en el sur que nos permite proporcionar una nueva estimación mayor de su volumen. La sublimación del hielo de CO2 hacia la atmósfera – que se piensa que tuvo lugar en varias ocasiones durante la historia marciana – superaría el doble de la presión atmosférica actual», señala Nathaniel E. Putzig (PSI). «Esto a su vez permitiría que el agua líquida fuera estable en la superficie en muchos más lugares que hoy en día».
Una estructura en los casquetes polares que nunca había sido detectada o cartografiada con perfiles de radar de una sola órbita son los cráteres de impacto enterrados. «En los volúmenes de radar 3D podemos identificar y cartografíar estructuras con forma de cuenco que parecen ser cráteres de impacto enterrados, muchos de ellos en la base de las capas de hielo», explica Putzig. Para estimar la edad de las superficies planetarias, los científicos combinan información sobre el número, tamaño y distribución de cráteres y los ritmos de creación de cráteres con el paso del tiempo en el Sistema Solar.
«Nuestro análisis de los posibles cráteres en la base del casquete polar del norte arroja una edad de unos 3500 millones de años, lo que encaja con la edad estimada anteriormente para las llanuras de los alrededores a partir de estadísticas de cráteres en la superficie», comenta Putzig. «Este acuerdo general nos proporciona una mayor seguridad a la hora de identificar cráteres enterrados mientras seguimos buscándolos entre los hielos y bajo el casquete polar del sur».
Inventan un modo nuevo de pesar agujeros negros intergalácticos
26/9/2017 de Phys.org
Imagen de Chandra del campo de Swift J1644+57, observado el 4 de abril de 2011. Los paneles de la derecha muestran la caída en brillo de Swift J1644+57. Crédito: Elena Seyfina.
Astrofísicos de la Universidad Estatal Lomonosov de Moscú han hallado un modo nuevo de estimar la masa de agujeros negros supermasivos de fuera de nuestra galaxia, incluso aunque sean apenas detectables.
Los agujeros negros son objetos hipotéticos cuya fuerza de gravedad es tan grande que ni siquiera la luz puede escapar de ellos. «Si un agujero negro engulle materia se produce el proceso llamado acreción. Debido a la fricción y el calentamiento, la acreción produce radiación, que nos permite ver el objeto indirectamente y afirmar que se trata de un agujero negro», explica Elena Seifina (Universidad Estatal de Moscú). «Si los agujeros negros no disponen de esta recarga, entonces puede que ni siquiera sospechemos de su existencia».
Para comprender la naturaleza de estos agujeros negros «durmientes», los astrónomos dirigidos por Seifina estudiaron varias explosiones procedentes de fuentes externas a nuestra galaxia. Una de ellas, Swift J1644 + 57, fue observada simultáneamente en 2011 por varios observatorios (RXTE, Swift and Suzaku) en los rangos correspondientes a rayos X y rayos gamma.
Con estos datos, los astrónomos descartaron la posibilidad de que se tratara de un estallido de rayos gamma y sospecharon que estaban presenciando la destrucción por fuerzas de manera de una estrella por parte de un agujero negro supermasivo. En este caso la materia no cae toda a la vez al interior del agujero negro sino que forma un disco temporal de acreción que brilla intensamente. El máximo de luminosidad del brillo permite estimar la masa del agujero negro, comparando con agujeros negros galácticos cuya masa ya es conocida.
La progenitora de la supernova de Tycho no fue caliente y luminosa
27/9/2017 de Planck Institute for Astrophysics / Nature Astronomy
El remanente de la supernova de Tycho observada en rayos X, mostrando la onda de choque en expansión. Créditos: rayos X de NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al.; óptico de DSS.
Un equipo internacional de científicos ha arrojado luz nueva sobre los orígenes de la famosa supernova de Tycho, refutando la idea habitual de que la supernova tuvo origen en una enana blanca que había estado adquiriendo material lentamente de su compañera en un sistema binario.
Una enana blanca que acreta material de una estrella donante se convierte en fuente de copiosos rayos X y fotones del ultravioleta extremo; el escenario canónico de acreción implica una progenitora luminosa y caliente que ionizaría todo el gas a su alrededor (hasta 300 años-luz de distancia), lo que se llama la esfera de Strömgren. Después de que la enana blanca sufra la explosión de supernova, la fuente de la emisión ionizante desaparece, pero el gas interestelar puede tardar hasta 100 000 años en volver a ser neutro, quedando así una nebulosa ionizada alrededor de la supernova.
Hace 445 años Tycho Brahe observó una ‘stella nova’ (estrella nueva) en el cielo. Hoy sabemos que Tycho había sido testigo de la destrucción de una enana blanca, una supernova de tipo Ia. Debido a su relativa proximidad a la Tierra, éste es uno de los ejemplos mejor documentados de supernova de tipo Ia.
En particular, sabemos que el material remanente de la supernova se está expandiendo rodeado de gas en su mayor parte neutro. Por tanto, los científicos han descartado que la estrella progenitora de la supernova fuera luminosa y caliente ya que habría producido una esfera de Strömgren mayor que el radio del remanente actual. La ausencia de una esfera de Strömgren es compatible con la fusión de una binaria doble de enanas blancas, aunque otros escenarios más exóticos también serían posibles.
Un nuevo estudio puede ayudar a identificar áreas con y sin hielo de agua accesible en Marte
27/9/2017 de Phys.org/ Geophysical Research Letters
Gran parte de las llanurasde Meridiani Planum observadas por el róver Opportunity son planas, sin estructuras y están cubiertas por dunas de arena. Crédito: NASA/JPL/Cornell.
Un nuevo hallazgo revela depósitos en Marte, que podrían ser interpretados como ricos en hielo, puede que en realidad contengan poco o nada de hielo, en base a un análisis de datos de radar de Meridiani Planum, un área del ecuador del planeta que está siendo explorada por el róver Opportunity.
En este estudio, los investigadores presentan nuevos modelos de compactación para materiales de Marte que sugieren que las propiedades eléctricas de los depósitos de Meridiani Planum, derivadas a partir de datos del instrumento MARSIS a bordo de la nave Mars Express de ESA, pueden ser explicadas sin necesidad de asumir que los poros están rellenos de hielo.
Los datos de MARSIS permiten medir una propiedad de los materiales llamada constante dieléctrica. El valor de la constante dieléctrica de los depósitos de Meridiani Planum es relativamente bajo, como es de esperar si hay en ellos hielo de agua pura. Sin embargo, los nuevos modelos de compactación indican que este valor bajo de la constante dieléctrica está de acuerdo también con la presencia de depósitos densos de arena porosa y sin hielo, transportada por el viento.
“Nuestros resultados sugieren que debemos de tener precaución al atribuir depósitos no polares en Marte con constantes dieléctricas bajas a la presencia de hielo de agua”, explica Thomas R. Watters (National Air and Space Museum, Washington D.C.).
Resolviendo el misterio de las cuchillas de hielo gigantes de Plutón
27/9/2017 de NASA / Icarus
El terreno de cuchillas de Plutón, tal como lo observó la nave New Horizons durante su paso en julio de 2015. Crédito: NASA/JHUAPL/SwRI.
Entre los muchos descubrimientos de la misión New Horizons de NASA en Plutón está el de formaciones extrañas que se asemejan a gigantescas hojas de cuchillos de hielo, cuyo origen era un misterio. Ahora los investigadores han encontrado una explicación fascinante para este “terreno acuchillado”: las estructuras están hechas casi en su totalidad por hielo de metano, y probablemente se formaron cuando un tipo específico de erosión pulió sus superficies, dejando crestas impresionantes y separaciones cortantes.
Estas crestas escarpadas se encuentran en las mayores altitudes de la superficie de Plutón, cerca de su ecuador, y pueden elevarse a muchas decenas de metros hacia el cielo, tanto como un rascacielos de Nueva York. Jeffrey Moore (Ames Research Center, NASA) ha determinado que la formación del terreno de cuchillas comienza con la congelación de metano de la atmósfera a alturas extremadamente altas, del mismo modo que la escarcha se congela en el suelo de la Tierra o incluso en tu frigorífico.
“Cuando nos dimos cuenta de que el terreno de cuchillas consiste en depósitos altos de hielo de metano, nos preguntamos por qué se forman todas estas crestas en lugar de grandes bloques de hielo sobre el suelo”, comenta Moore. “Resulta que Plutón sufre cambios de clima y a veces, cuando Plutón está un poco más templado, el hielo de metano empieza básicamente a ‘evaporarse’ “. Los científicos utilizan el término ‘sublimación’ para el proceso por el que el hielo se transforma directamente en gas, sin pasar por la forma líquida intermedia.
Se pueden encontrar estructuras parecidas en campos de nieve de gran altura a lo largo del ecuador de la Tierra, aunque a una escala muy diferente a la de las cuchillas de Plutón. Estas estructuras terrestres, llamadas penitentes, son formaciones de nieve de solo unos pocos metros de altura, con similitudes asombrosas con el terreno de cuchillas mucho mayor de Plutón. Su textura puntiaguda también se forma por la sublimación.
Proponen teorías nuevas para los agujeros negros del Universo muy temprano
27/9/2017 de University of California Los Angeles / Physical Review Letters
La teoría de que los agujeros negros primordiales colisionan con estrellas de neutrones para crear elementos pesados explica la ausencia de estrellas de neutrones en el centro de nuestra galaxia la Vía Láctea. Crédito: den-belitsky/iStock.
Físicos de UCLA han propuesto teorías nuevas sobre cómo podrían haberse formado los primeros agujeros negros y el papel que podrían jugar en la producción de elementos pesados como el oro, el platino y el uranio.
Una vieja pregunta en astrofísica es si los primerísimos agujeros negros del Universo aparecieron menos de un segundo después del Big Bang o si se formaron sólo millones de años después durante la muerte de las primeras estrellas.
Alexander Kusenko (UCLA) y Eric Cotner (UCLA) han desarrollado una nueva teoría, atractivamente simple, que sugiere que los agujeros negros podrían haberse formado muy poco después del Big Bang, mucho antes de que las estrellas empezaran a brillar. Los astrónomos ya han sugerido hace tiempo que estos agujeros negros llamados primordiales podrían contener toda o parte de la misteriosa materia oscura del Universo y que podrían haber sido las semillas de los agujeros negros supermasivos que existen en los centros de las galaxias.
En otro estudio, Kusenko, Volodymyr Takhistov (UCLA) y George Fuller (UC San Diego) proponen que los agujeros negros primordiales podrían jugar un importante papel en la formación de elementos pesados como el oro, la plata, el platino y el uranio. Sugieren que un agujero negro primordial consume una estrella de neutrones desde su interior, un proceso que tarda unos 10 mil años. A medida que la estrella de neutrones mengua, gira cada vez más rápido provocando la pérdida de pequeños fragmentos que salen volando. Esos fragmentos de material rico en neutrones puede que sean los lugares donde los neutrones se fusionan creando elementos cada vez más pesados, según Kusenko. Esta teoría de la colisión de agujeros negros primordiales con estrellas de neutrones para crear elementos explicaría la ausencia de estrellas de neutrones observada en el centro de nuestra galaxia la Vía Láctea.
Nuevos datos sobre cómo se formaron la Tierra y Marte
28/9/2017 de University of Bristol / Nature
Instantánea de una simulación por computadora de dos planetas relativamente pequeños chocando uno contra el otro. Los colores muestran cómo la roca del cuerpo impactor (gris oscuro, en el centro del área de impacto) se une al cuerpo objetivo (roca, gris claro) mientras parte de la roca en la zona del impacto se funde (amarillo a blanco) o vaporiza (rojo). Crédito: Philip J. Carter.
Los planetas crecen por un proceso de acreción (la acumulación gradual de materia adicional) en el que se combinan con sus vecinos por choques. A menudo se trata de un proceso caótico en el que se gana y se pierde material. Los cuerpos planetarios masivos chocan a velocidades de varios kilómetros por segundo, generando una cantidad importante de calor, que a su vez produce océanos de magma y atmósferas temporales de roca vaporizada.
Antes de que los planetas alcancen aproximadamente el tamaño de Marte, la atracción gravitatoria es demasiado débil para retener su inclemente atmósfera de silicatos. Las pérdidas repetidas de esta envoltura de vapor durante el crecimiento continuo por choques hace que la composición del planeta cambie sustancialmente.
El DR. Remco Hin (Universidad de Bristol) explica: «Nosotros hemos proporcionado pruebas de que esta secuencia de sucesos se produjo en la formación de la Tierra y Marte, utilizando medidas de alta precisión de los isótopos de magnesio que los componen. Las proporciones entre los isótopos de magnesio cambian como resultado de la pérdida de vapor de silicatos, que contiene preferentemente los isótopos más ligeros. De este modo, estimamos que más del 40 por ciento de la masa de la Tierra se perdió durante su construcción». Esta es la razón de que la composición de la Tierra sea particular.
El Dr. Hin añade: «Hemos demostrado que la pérdida de vapor durante las colisiones de alta energía de la acreción planetaria tienen un profundo efecto sobre la composición de un planeta». «Este proceso parece común en la construcción de planetas en general, no sólo para la Tierra y Marte, sino para todos los planetas de nuestro Sistema Solar y probablemente de fuera de él, pero las diferencias en las historias de colisiones de los planetas crearán la diversidad en sus composiciones».
Agujeros negros de apetito voraz definen las galaxias activas de tipo I
28/9/2017 de University of Maryland / Nature
Muchos núcleos galácticos activos están rodeados por grandes nubes de gas y polvo, oscuras y con forma de dónut, tal como se muestra en esta ilustración de artista. Crédito: NASA/JPL-Caltech.
Durante décadas los astrónomos han intentado averiguar por qué dos de los tipos más comunes de galaxias activas, conocidas como galaxias de tipo I y de tipo II, tiene un aspecto diferente al ser observadas desde la Tierra. Aunque ambos tipos de galaxias albergan voraces agujeros negros supermasivos conocidos como núcleos galácticos activos, que tragan de manera activa materia y emiten cantidades enormes de radiación, las galaxias de tipo I parecen más brillantes en los telescopios de los astrónomos.
Ahora una investigación realizada por un equipo internacional de astrónomos, ha introducido una modificación importante a la teoría popular llamada del modelo unificado. Según este modelo, los núcleos activos de tipo I y tipo II poseen la misma estructura fundamental y perfil energético, pero parecen diferentes solamente porque las galaxias apuntan hacia la Tierra con ángulos diferentes. En particular, las de tipo II están inclinadas de forma tal que están oscurecidas por sus propios anillos de polvo, haciendo que las galaxias de tipo I parezcan más brillantes en comparación.
Los resultados nuevos sugieren que las galaxias de tipo I y de tipo II no solo tienen aspecto diferente sino que son, de hecho, muy distintas unas de las otras, tanto estructuralmente como energéticamente. El factor clave que distingue las galaxias de tipo I y II es el ritmo al que su agujero negro central consume materia y escupe energía, según los investigadores.
«El modelo unificado ha sido el dominante durante años. Sin embargo, esta idea no explica completamente las diferencias que observamos en las señales espectrales de las galaxias y muchos han buscado un parámetro adicional que rellene los huecos», comenta Richard Mushotzky (UMD). «Nuestro nuevo análisis de rayos X detectados con Swift sugieren que las galaxias de tipo I son mucho más eficientes en la emisión de energía».
La red global de interferómetros LIGO-Virgo abre una nueva era para la ciencia de ondas gravitacionales
28/9/2017 de Colaboración Virgo / Physical Review Letters
El pasado 14 de agosto de 2017 fue detectada la señal procedente de la fusión de dos agujeros negros estelares situados a 1800 millones de años-luz. GW170814 es el primer suceso observado por la red global de 3 detectores, formada por los dos detectores gemelos de Advanced LIGO (instalados en USA) y el detector Advanced Virgo (instalado en Italia).
La Colaboración Virgo y la Colaboración Científica LIGO presentan la primera observación de ondas gravitacionales realizada por tres detectores. Este resultado destaca el potencial científico de una red global de detectores de ondas gravitacionales, consiguiendo una mejor localización de la fuente y acceso a las polarizaciones de las ondas gravitacionales.
La observación de los tres detectores tuvo lugar el 14 de Agosto de 2017 a las 10:30:43 UTC. Las ondas gravitacionales detectadas – arrugas en el espacio-tiempo – fueron emitidas durante los momentos finales de la fusión de dos agujeros negros con masas de aproximadamente 31 y 25 veces la masa del Sol y situados en torno a 1.8 miles de millones de años-luz. El agujero negro en rotación resultante tiene cerca de 53 veces la masa del Sol. Esto significa que aproximadamente tres masas solares fueron convertidas en energía en forma de ondas gravitacionales durante la coalescencia.
Esta es la cuarta detección de un sistema binario de agujeros negros. Aunque este evento es de relevancia astrofísica, cuenta también con un importante valor añadido: esta es la primera señal de onda gravitacional que ha sido captada por el detector Virgo, que ha completado recientemente su mejora a Advanced Virgo.
“Esto es solo el comienzo de las observaciones mediante la red compuesta por Virgo y LIGO trabajando conjuntamente,” destaca David Shoemaker del MIT, portavoz de la Colaboración Científica LIGO. “Con el siguiente periodo de observación planeado para el otoño de 2018 podemos esperar que este tipo de detecciones ocurran semanalmente o incluso con más frecuencia.”
Las extrañas estructuras de la nebulosa Saturno
28/9/2017 de ESO
La espectacular nebulosa planetaria NGC 7009, o nebulosa Saturno, emerge de la oscuridad como una serie de burbujas de forma irregular, iluminada en gloriosos tonos azules y rosas. Esta colorida imagen fue captada por el potente instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO, como parte de un estudio que cartografía, por primera vez, el polvo que hay dentro de una nebulosa planetaria. Crédito: ESO/J. Walsh.
La espectacular nebulosa planetaria NGC 7009, o nebulosa Saturno, emerge de la oscuridad como una serie de burbujas de forma irregular, iluminada en gloriosos tonos azules y rosas. Esta colorida imagen fue captada por el potente instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO, como parte de un estudio que cartografía, por primera vez, el polvo que hay dentro de una nebulosa planetaria. El mapa, que revela una riqueza de estructuras intrincadas en el polvo, incluyendo burbujas, un halo y una curiosa forma ondulada, ayudará a los astrónomos a comprender cómo desarrollan las nebulosas planetarias sus extrañas formas y simetrías.
La nebulosa Saturno está situada a unos 5.000 años luz, en la constelación de Acuario (el aguador). Su nombre deriva de su extraña forma, parecida al planeta anillado que todos conocemos visto de canto.
Pero, de hecho, las nebulosas planetarias no tienen nada que ver con planetas. La nebulosa Saturno era originalmente una estrella de baja masa que se expandió a gigante roja al final de su vida y comenzó a liberar la materia de sus capas más externas. Este material fue arrastrado por fuertes vientos estelares y excitado por la radiación ultravioleta generada por el caliente núcleo que iban dejando atrás, creando una nebulosa circunestelar de polvo y gas caliente de vivos colores. En el corazón de la nebulosa Saturno se encuentran los restos de la estrella, visible en esta imagen, que está en proceso de convertirse en una enana blanca.
Con el fin de entender mejor cómo las nebulosas planetarias adquieren esas formas extrañas, un equipo internacional de astrónomos, liderado por Jeremy Walsh, de ESO, ha utilizado el instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) para penetrar dentro de los velos polvorientos de la nebulosa Saturno. MUSE es un instrumento instalado en una de las cuatro Unidades de Telescopio del Very Large Telescope en el Observatorio Paranal de ESO, en Chile. Es tan potente porque no solo crea una imagen, sino que también recoge información sobre el espectro (o gama de colores) de la luz del objeto en cada punto de la imagen.
Resuelven el misterio de la formación de los primeros agujeros negros supermasivos
29/9/2017 de The University of Texas / Science
Distribución de la densidad del gas alrededor de una protoestrella recién nacida. El movimiento de izquierda a derecha del gas supersónico crea la estructura de densidad comprimida, no esférica. Crédito: Shingo Hirano.
Un equipo internacional de investigadores ha empleado con éxito una simulación por supercomputadora para recrear la formación de un agujero negro masivo a partir de flujos de gas supersónico residuales del Big Bang. «Es un progreso significativo. El origen de los agujeros negros monstruosos ha sido un misterio durante mucho tiempo y ahora tenemos una solución para él», comenta Shingo Hirano (Universidad de Texas).
Los descubrimientos recientes de agujeros negros supermasivos a 13 mil millones de años-luz de distancia, correspondiente a una época en la que el Universo tenía solo un 5 por ciento de su edad actual, presenta un problema importante para la teoría de formación y evolución de los agujeros negros. Los mecanismos físicos que forman agujeros negros y controlan su crecimiento son poco conocidos.
Algunos estudios teóricos sugieren que estos agujeros negros se formaron a partir de los restos de las primera generación de estrellas, o por el colapso gravitatorio directo de nubes de gas primordial masivas. Sin embargo, estas teorías tienen dificultades para formar agujeros negros supermasivos suficientemente rápido, o necesitan que se den condiciones muy particulares.
La nueva investigación ha identificado un proceso físico prometedor a través del cual un agujero negro masivo podría formarse suficientemente deprisa. La clave son los movimientos del gas supersónico respecto a la materia oscura. Las simulaciones mostraron que se habían formado concentraciones masivas de materia oscura cuando el Universo tenía 10o millones de años. Los flujos de gas supersónico generados por el Big Bang fueron atrapados por la materia oscura, formando densas nubes turbulentas de gas. En su interior empezaron a formarse protoestrellas, y como el gas de los alrededores proporcionaba material más que suficiente para alimentarlas, las estrellas consiguieron hacerse extremadamente grandes en un corto periodo de tiempo sin emitir mucha radiación.
En cada caso, «una vez alcanzó una masa 34 mil veces la de nuestro Sol, la estrella colapsó bajo su propia gravedad, quedando un agujero negro masivo», explica Naoki Yoshida (Instituto Kavli de Física y Matemáticas del Universo, Japón). «La densidad en el número de agujeros negros masivos se calcula en aproximadamente uno por cada volumen de 3 mil millones de años-luz de lado, notablemente cerca de la densidad en número de agujeros negros supermasivos observada», explica Hirano.
El Hubble observa el cometa activo más lejano que se dirige hacia el Sol
29/9/2017 de Hubblesite
Esta imagen tomada por el telescopio espacial Hubble muestra una borrosa nube de polvo, llamada coma, rodeando al cometa C/2017 K2 PANSTARRS, el cometa activo que se ha visto a mayor distancia ingresando en el Sistema Solar interior. Crédito: NASA, ESA, y D. Jewitt (UCLA).
Un viajero solitario congelado se ha dirigido durante millones de años hacia el corazón de nuestro sistema planetario. El caprichoso vagabundo, una bola de hielo y polvo del tamaño de una ciudad llamada cometa, fue expulsado por la fuerza de la gravedad de la Nube de Oort, su helado hogar en las afueras del Sistema Solar. Esta región es una gran almacén de cometas, compuesta por los bloques sobrantes de la construcción de los planetas hace 4600 millones de años.
El cometa es tan débil y se encuentra tan lejos que no había sido detectado. Pero en mayo de 2017 un equipo de astrónomos pilló al solitario intruso con el telescopio Pan-STARRS a una distancia de 2400 millones de kilómetros (entre las órbitas de Saturno y Urano).
El cometa, llamado C/2017 K2 PANSTARRS, está volviéndose activo a una distancia récord del Sol, recibiendo de él sólo un débil resplandor. Los astrónomos no habían visto nunca un cometa activo acercándose al Sol tan lejos, donde la luz solar es sólo 1/225 del brillo que vemos en la Tierra.
Las temperaturas son, en consecuencia, de -262 ºC. Pero incluso en este gélido ambiente una mezcla de antiguos hielos de la superficie (oxígeno, nitrógeno, dióxido de carbono y monóxido de carbono) empieza a sublimar y ser expulsada como polvo. Este material forma un enorme halo de 130 mil kilómetros de anchura, llamado coma, que envuelve al núcleo sólido.
Una mirada fresca a datos antiguos arroja una sorpresa cerca del ecuador marciano
29/9/2017 de JPL / Icarus
Los datos reprocesados (mapa inferior) muestran más «hidrógeno equivalente a agua» (azul oscuro) en algunas partes de esta región ecuatorial de Marte. Sorprendentemente, esto sugiere la posibilidad de la presencia de hielo de agua justo debajo de la superficie cerca del ecuador, aunque no podría ser termodinámicamente estable en esta zona. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona.
Un equipo de científicos ha examinado datos antiguos del orbitador de Marte más longevo de NASA, descubriendo pruebas de una hidratación importante cerca del ecuador marciano, una misteriosa señal en una región del Planeta Rojo donde los científicos planetarios piensan que no debería de existir hielo.
Jack Wilson (Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory) reprocesó con su equipo datos de baja resolución del espectrómetro de neutrones de la nave Mars Odyssey, dándoles un mayor nivel de detalle que permitió a los científicos detectar cantidades inesperadamente altas de hidrógeno (que a altas latitudes son señal de hielo de agua enterrado) alrededor de secciones del ecuador marciano.
Un depósito accesible de hielo de agua cerca del ecuador sería de interés en la planificación de la exploración de Marte con astronautas. La cantidad de material necesario para una exploración humana podría verse reducida notablemente utilizando recursos naturales marcianos para el suministro de agua y como material en bruto para producir combustible de hidrógeno.
El espectrómetro de neutrones no puede detectar agua directamente, pero midiendo neutrones puede ayudar a los científicos a calcular la abundancia de hidrógeno, y deducir la presencia de agua u otras sustancias que contengan hidrógeno. El equipo de Wilson se centró en las áreas ecuatoriales de material fácilmente erosionable entre las tierras bajas del norte y las altas del sur a lo largo de Medusae Fossae. Datos de radar del área sugieren la presencia de depósitos volcánicos de baja densidad o hielo de agua bajo la superficie, «pero si el hidrógeno que hemos detectado fuera hielo enterrado hasta un metro de profundidad, habría más del que cabría en el espacio de los poros del suelo», afirma Wilson.
Sorpresa inesperada: una imagen final de Rosetta
29/9/2017 de ESA
La última imagen reconstruida de la superficie del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko tomada por Rosetta antes del impacto controlado el pasado 30 de septiembre de 2016. La escala de la imagen es de 2 mm/pixel y mide 1 metro de ancho. Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
Los científicos que analizan la telemetría final enviada por Rosetta justo antes de dejar de funcionar en la superficie del cometa el año pasado han reconstruido una última imagen del lugar donde se posó.
Tras más de 12 años en el espacio, y dos siguiendo al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko en su órbita alrededor del Sol, la histórica misión de Rosetta concluyó con el descenso de la nave espacial sobre el cometa en una región con varias fosas antiguas. Envió una gran cantidad de imágenes y datos científicos detallados del gas, polvo y plasma del cometa mientras se acercaba a la superficie.
Pero quedaba una última sorpresa para el equipo de la cámara, que consiguieron reconstruir los paquetes de telemetría final en una imagen nítida. «La última imagen completa transmitida por Rosetta fue la última que vimos llegar a la Tierra de una pieza momentos antes de que tocara suelo», comenta Holger Sierks (Instituto Max Planck de Investigación del Sistema Solar, Göttingen, Alemania). «Más tarde encontramos unos pocos paquetes de telemetría en nuestro servidor y pensamos, bueno, que podría ser otra imagen».
Durante las operaciones, las imágenes eran divididas en paquetes de telemetría a bordo de Rosetta antes de ser transmitidas a la Tierra. En el caso de las últimas imágenes tomadas antes de posarse, los datos de las imágenes fueron divididos en seis paquetes. Pero la transmisión de la última imagen se vio interrumpida después de la llegada de tres paquetes enteros, la mitad de lo que sería una imagen completa. No fue reconocida como una imagen por el sistema de procesamiento automático, pero los ingenieros de Göttingen pudieron usar los fragmentos de datos para reconstruir la imagen.
